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 » ?

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du Big Bangà la fin des tempsfin