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L’univers
du Big Bangà la fin des temps
L’universL’univers
I – l’univers aujourd’huiI – l’univers aujourd’hui
1° - l’univers est grand1° - l’univers est grand
384.000 km 384.000 km la lunela lune
antipode 20.000 km
antipode
la lune
41 M km 41 M km VénusVénus
antipode
la lune
Vénus
150 M km 150 M km le soleille soleil
Cette distance sert d’unité de longueur à l’intérieur du système
solaire
antipode
la lune
Vénus
le soleil
1,6 G km 1,6 G km SaturneSaturne
dernière planète visible à l’œil nu
antipode
la lune
Vénus
le soleil
6 G km 6 G km PlutonPluton 1,6 G km 1,6 G km SaturneSaturne
dernière planète visible à l’œil nu
dernière des anciennes « 9 planètes »,déclassée au rang de « petite planète »
antipode
la lune
Vénus
Pluton
le soleil
17 G km 17 G km (16 janvier 2011) Voyager 1Voyager 1
Distance de Voyager 1 : 17,2 109 km = 115,9 ua = 16 h-l
Vitesse : 17 km/s = 61 450 km/h = 3,6 ua/a
Fin 2010 Voyager 1 est sorti de la zone d’atteinte du vent solaire
antipode
la lune
Vénus
Pluton
le soleil
130 G km 130 G km SednaSedna (avril 2004)
orbite de Pluton
Voyager 1
antipode
la lune
Vénus
Pluton
le soleil
Sedna
2.-10.000 G km 2.-10.000 G km nuage d’Oort (comètes)nuage d’Oort (comètes)
orbite de Sedna
antipode
la lune
Vénus
Pluton
le soleil
Sedna
N. d’Oort
40.000 G km = 4,3 a-l 40.000 G km = 4,3 a-l du Centaure du Centaure
Noter cette nouvelle unité de longueur :1 a-l = 9,46 1012 km
antipode
la lune
Vénus
Pluton
le soleil
Sedna
N. d’Oort
Cent.
les dernières étoiles visibles à l’œil nules dernières étoiles visibles à l’œil nu
antipode
la lune
Vénus
Pluton
le soleil
Sedna
N. d’Oort
Cent.
étoiles œil
100.000 a-l100.000 a-l étoiles les plus lointaines étoiles les plus lointaines
28.000 a-l 28.000 a-l centre de la Voie lactéecentre de la Voie lactée
antipode
la lune
Vénus
Pluton
le soleil
Sedna
N. d’Oort
Cent.
étoiles œil
centre VL
2,1 M a-l2,1 M a-l Messier 31 (Andromède) Messier 31 (Andromède)= 20 milliards de milliards de km !
antipode
la lune
Vénus
Pluton
le soleil
Sedna
N. d’Oort
Cent.
étoiles œil
centre VL
Andromède 39 M a-l39 M a-l Virgo, notre amas « local » Virgo, notre amas « local »le centre dele centre de
antipode
la lune
Vénus
Pluton
le soleil
Sedna
N. d’Oort
Cent.
étoiles œil
centre VL
Andromède
Virgo 280 M a-l280 M a-l Coma, un amas voisin Coma, un amas voisin
103 a-l
106 a-l
109 a-l
103 km
1021 km
1 ua
103 ua
10-3 ua
1 a-l
1024 km
106 km
109 km
1012 km
1015 km
1018 km
antipode
la lune
Vénus
Pluton
le soleil
Sedna
N. d’Oort Cent.
étoiles œil
centre VL
AndromèdeVirgo Coma
= 12.000 milliards de milliards de km !
13,0 G a-l13,0 G a-l record 2003 : un quasar record 2003 : un quasar
103 a-l
106 a-l
109 a-l
103 km
1021 km
1 ua
103 ua
10-3 ua
1 a-l
1024 km
106 km
109 km
1012 km
1015 km
1018 km
antipode
la lune
Vénus
Pluton
le soleil
Sedna
N. d’Oort Cent.
étoiles œil
centre VL
AndromèdeVirgo Coma
= 12.000 milliards de milliards de km !
13,0 G a-l13,0 G a-l record 2003 : un quasar record 2003 : un quasar 13,2 G a-l13,2 G a-l record 2004 : une galaxie record 2004 : une galaxie
103 a-l
106 a-l
109 a-l
103 km
1021 km
1 ua
103 ua
10-3 ua
1 a-l
1024 km
106 km
109 km
1012 km
1015 km
1018 km
antipode
la lune
Vénus
Pluton
le soleil
Sedna
N. d’Oort Cent.
étoiles œil
centre VL
AndromèdeVirgo Coma
13,0 G a-l13,0 G a-l record 2003 : un quasar record 2003 : un quasar 13,2 G a-l13,2 G a-l record 2004 : une galaxie record 2004 : une galaxie
13,7 G a-l13,7 G a-l l’horizon cosmologique l’horizon cosmologiquehorizon
(1) jusqu’à quelques centaines d’a-l, on utilisele mouvement apparent dans le ciel (parallaxe été-hiver)
Comment mesure-t-on toutes ces distances ?
Combien d’années-lumière dans un parsec ?
1 pc = 3,26 a-l
(2) jusqu’à quelques centaines de millions d’a-l, on utiliseles céphéides comme « chandelles standard »
(2) jusqu’à quelques centaines de millions d’a-l, on utiliseles céphéides comme « chandelles standard »
mesure période et luminositépériode luminosité intrinsèquerapport des deux luminosités d
(2) jusqu’à quelques centaines de millions d’a-l, on utiliseles céphéides comme « chandelles standard »
(3) au-delà on utilise comme « chandelles standard »certains types de supernovas (de luminosité intrinsèque connue)
L’universL’univers
I – l’univers aujourd’huiI – l’univers aujourd’hui
1° - l’univers est grand2° - l’univers est structuré2° - l’univers est structuré
La matière que nous voyons est essentiellement sous la forme :
(1) d’étoiles
(2) de grands nuages de gazet de poussières
Cette matière est regroupée en galaxies, soit spirales...
Noter le bulbe (avec souventau centre un trou noir très massif)
Noter le bulbe (avec souventau centre un trou noir très massif)
...soit elliptiques,
voire parfois irrégulières
Chaque galaxie rassemble 1013-1014 étoiles
(dix à cent mille milliards !)
Des milliards de galaxies à la portée de nos télescopes...
1/10 diamètre apparent de la lune
Plus de 10.000 galaxies répertoriées dans ce
tout petit coin de ciel !
Les galaxies vont par groupes d’une cinquantaine...
Notre groupe « local »
Les groupes se rassemblent en
amas et super-amas
Notre super-amas « local »
et les millions d’amas et super-amas tissentune toile d’araignée assez énigmatique...
Two Micron All Sky Survey
L’universL’univers
I – l’univers aujourd’huiI – l’univers aujourd’hui
1° - l’univers est grand2° - l’univers est structuré3° - l’univers est bavard3° - l’univers est bavard
La lumière visible n’est qu’une toute petite partiedu rayonnement que nous recevons de l ’univers
Voici p.ex. plusieurs images de la même galaxie :
visible
radio
infrarouge
rayons
rayons X
Le rayonnement ne nous renseigne pas que sur la position des objets célestes, il nous renseigne aussi sur :
la température,
les compositions chimiques,
plein d’autres choses encore commela densité et la taille des poussières,
infrarouge = 1 mm
certaines réactions nucléaires,
le ciel en rayons
le taux de production decertains isotopes etc. etc.
26Al
L’image la plus étonnante est celle que l’univers nous présente aux longueurs d’onde de 2 à 20 cm
De toutes les directionsnous recevons le même rayonnementet c’est celui d’un corps noir à 2,7 K
C’est le RDC, « rayonnement diffus cosmologique »(ou CMB, « cosmic microwave background »)
T = 2,736 K
Les fluctuations du RDC, quoique minuscules (< 10-4),sont fondamentales pour comprendre l’univers ;
elles sont désormais cartographiées très minutieusement
la composante radialedes vitesses (effet Doppler)
0
c vc v
Enfin, le rayonnement nous indique aussi :
Dès 1929, Hubble montre qu’aux vitesses de révolution se superpose
un mouvement général d’expansion
Cette expansion de l’univers est désormais attestée sur une très
grande gamme de distances
vH
d
On vient même de découvrir…
…que l’expansion s’accélère !(un tout petit peu)
L’universL’univers
I – l’univers aujourd’hui
1° - l’univers est grand2° - l’univers est structuré3° - l’univers est bavard
II – l’univers hierII – l’univers hier
1° - l’univers est vieux1° - l’univers est vieux
Trois approches indépendantes :
(1) le mouvement d’expansionSi une galaxie s’éloignant de nous à la vitesse v est aujourd’hui à la distance
d, elle était tout près il y a d/v années, or c’est une constante (1/H) 12-17 Ga
(2) l’âge des plus vieux amas globulairesLes amas globulaires rassemblent des milliers d’étoiles (104-106),
très certainement nées en même temps. La durée de vie d’une étoile n’étant fonction que de sa masse, l’âge d’un amas est approximativement égal
à la durée de vie de la plus grosse étoile survivante : 12-15 Ga
(2) l’âge de certains éléments chimiquesLes noyaux radioactifs sont fabriqués en permanence dans notre galaxie et se désintègrent parallèlement. Connaissant les rapports isotopiques de p. ex. U, Th ou Re, on peut calculer quand a commencé leur fabrication : 10-17 Ga
Aux dernières nouvelles (2004) l’âge de l’univers serait même précisément de
13,7 0,2 Ga
Avec les objets les plus lointainsobservés récemment (13,2 G a-l),
on commence à s’approcher sérieusement de l’horizon cosmologique…
L’universL’univers
I – l’univers aujourd’hui
1° - l’univers est grand2° - l’univers est structuré3° - l’univers est bavard
II –l’univers hierII –l’univers hier
1° - l’univers est vieux2° - l’univers a été jeune2° - l’univers a été jeune
(1) le Big BangLa théorie du Big Bang consiste à imaginer que l’espace était initialement de
taille nulle (ou très petite) et donc que l’univers, de même énergie totale qu’aujourd’hui, avait une densité et une température infinies (ou très grandes)
(2) l’expansionLa suite se résume à une expansion adiabatique et donc à un refroidissement,
la même énergie se trouvant répartie dans un espace de volume croissant
(3) les ères successivesComme celui de n’importe quel matériau, le refroidissement de l’univers a été marqué par un certain nombre de changements d’état, jusqu’au stade actuel
L’univers de sa naissance à l’âge adulte, en trois mots
En gros la température à décru proportionnellement à 1/t1/2
La physique n’est pas encore à même de décrire le tout début, faute d’une théorie unifiant physique quantique
et relativité générale (« très grande unification »)
Vient ensuite une série d’événements, dont notamment :
• une courte période d’inflation rapide
Vient ensuite une série d’événements, dont notamment :
• une courte période d’inflation rapide• le confinement des quarks en protons et neutrons• la presque annihilation de la matière et de l’antimatière
Bref, au bout d’une
seconde il ne reste plus guère que
des photons et des
nucléons
La nucléosynthèse primordiale
Vient alors un événement très important : radioactifs (T1/2 = 12 min), les neutrons libres
se décomposent en protons et électrons
L’univers étant encore dense et chaud, protons et neutrons commencent à se
combiner pour former des noyaux légers : 2H, 3He, 4He, 6Li, 7Li et un tout petit peu de Be et B
La nucléosynthèse primordiale
Vient alors un événement très important : radioactifs (T1/2 = 12 min), les neutrons libres
se décomposent en protons et électrons
L’univers étant encore dense et chaud, protons et neutrons commencent à se
combiner pour former des noyaux légers : 2H, 3He, 4He, 6Li, 7Li et un tout petit peu de Be et B
Mais cela ne dure pas, car au bout de quelques heures les neutrons libres auront disparu...
La grande recombinaison
380.000 ans après le Big Bang, la température passe en dessous de 3000 K : alors les électrons
s’associent aux protons et aux noyauxpour former des atomes neutres
La matière étant devenue neutre,les photons n’interagissent plus guère avec elle :
l’univers est devenu transparent
Cette « grande recombinaison » dégage,partout dans l’univers et uniformément,une énergie colossale sous la forme d’un
rayonnement de corps noir à 3000 K
L’ère stellaire
Peu après, les fluctuations de densitédonnent naissance aux amas et aux galaxies
A l’échelle de l’univers global il ne se passe plus rien,sinon que le rayonnement de corps noir émis à 3000 K
se refroidit, aujourd’hui il est à 2,7 K
C’est au sein des galaxies que tout se passera désormais :le cycle de vie et de mort des étoiles
L’universL’univers
I – l’univers aujourd’hui
1° - l’univers est grand2° - l’univers est structuré3° - l’univers est bavard
II –l’univers hier
1° - l’univers est vieux2° - l’univers a été jeune
II –l’univers demainII –l’univers demain
1° - l ’univers est plat1° - l ’univers est plat
Au même titre qu’une surface un espace à trois
dimensions peut être « plat » ou posséder une courbure,
positive ou négative
Depuis près d’un siècle on se
demande ce qu’il en est vraiment pour
notre univers
La courbure de l’espaceLa courbure de l’espace
L’avenir de l’univers en dépend !
La taille caractéristique des fluctuations du RDC ( 1° )
vient de nous fournir la réponse : l’univers est plat !
L’universL’univers
I – l’univers aujourd’hui
1° - l’univers est grand2° - l’univers est structuré3° - l’univers est bavard
II –l’univers hier
1° - l’univers est vieux2° - l’univers a été jeune
II –l’univers demainII –l’univers demain
1° - l ’univers est plat2° - l ’univers est cachottier2° - l ’univers est cachottier
Einstein a montré quela courbure découle de d, la densité d’énergie
0d d
Densité critique :2
0
-30 3
3
38
= 510 g cm
= 3 atomes(H) m
Hd
G
On définit donc :
Einstein a montré quela courbure découle de d, la densité d’énergie
0d d
1
1
1
Densité critique :2
0
-30 3
3
38
= 510 g cm
= 3 atomes(H) m
Hd
G
On définit donc :
1
1
1
matière visible
0,005
Problème !
matière visible
0,005
Problème !
Nous ne voyons donc que 0,5 % de l’univers qui est autour de
nous !
...découvre aussi la masse manquante
Fritz Zwicky
1933 : l’inventeur des"spherical bastards"...
Galaxies spirales :+ halo sphérique, 2 à 10 fois plus massif
étoiles = 0,5 %
baryons = 4,5 %
La concentration des éléments légers dans l’univers confirme : il y a 10 fois plus de matière ordinaire que nous n’en voyons
Amas de galaxies :+ matière entre les galaxies, 10 à 30 fois plus massive
« Pesée » de l’univers
matière 30 %
« Pesée » de l’univers
matière 30 %
Problème !
Qu’est-ce que c’est que ces25 % de « matière noire »
qui ne sont pas de la matière ordinaire ?
baryons = 4,5 %
baryons = 4,5 %
photons = 0,005 %
neutrinos < 0,3 %
« Pesée » de l’univers
matière 30 %
Un univers dominé par les mauviettes ?
baryons = 4,5 %
photons = 0,005 %
neutrinos < 0,3 %
« Pesée » de l’univers
matière 30 %
Un univers dominé par les mauviettes ?
wimps 25 %
« Pesée » de l’univers
matière 30 %
Problème !
Qu’est-ce que c’est que ces70 % « d’énergie sombre »
qui ne sont pas de la matière ?
total = 100 %
« l’énergie du vide » ?« l’énergie du vide » ?
L’univers
du Big Bangà la fin des tempsfin
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