La cosmologie

1. La cosmologie Master Classes CP3 2013 Sandrine SCHLÖGEL (UNamur-UCLouvain)

2. Les échelles de grandeur Electromagnétisme Interactions nucléaires

3. Le principe cosmologique A grandeéchelle (1024 m), l’Universesthomogène et isotrope.

4. Expansion de l’Univers • Relativitégénérale • Principe cosmologique • 1927 : Georges Lemaître • Expansion de l’Univers

5. Géométrie de l’Univers Univers plat Universouvert Universfermé

6. Expansion et géométrie de l’Univers Big Crunch d(t0)=d0 d(t)=d0a(t) Big Bang

7. Arpentage de l’Univers (1) : Mesure des distances • Chandelles cosmiques : les céphéides • Puissance émise connue • Puissance reçue mesurée Mesure de la distance !

8. Arpentage de l’Univers (2) :Mesure de la vitesse • Effet Doppler • Raies d’émissions des éléments chimiques

9. Expansion de l’Univers

10. Loi de Hubble • 1920 : Hubble • Relation linéairevitesse/distance • Conclusion : première preuve d’un Univers en expansion !

11. Modèle du Big Bang chaud Temps Distances/Surfaces/Volumes Température Energie

12. L’Univers primordial, la nucleosynthèse et le rayonnement fossile L’univers a une histoire

13. Histoire de l’Univers Ere de Planck (T>1032K) Ere de Grande Unification (T>1028K)

14. La nucleosynthèse primordiale • Nucleosynthèse primordiale et stelllaire • Création des premiers noyaux • Pourquoi après 3 min ? • Prédiction du modèle du Big Bang : proportion d’éléments chimiques légers • 1 atome d’He pour 12 d’H

15. La nucleosynthèse primordiale • Nucleosynthèse primordiale et stelllaire • Création des premiers noyaux • Pourquoi après 3 min ?

16. Histoire de l’Univers Ere de Planck (T>1032K) Ere de Grande Unification (T>1028K)

17. Le rayonnement fossile • Prévision du modèle du Big Bang chaud • Première détection en 1965 par Penzias et Wilson (Prix Nobel 1978) 3K

18. Le rayonnement fossile • Plasma primordial • Energie d’ionisation de l’H : 13,6 eV

19. WMAP 2003-2009 Age de l’Univers: 13,7 milliards d’années Espace (très) plat Matièreordinaire: 4% Matièresombre: 20% Energiesombre: 74%

20. Planck

21. Histoire de l’Univers Ere de Planck (T>1032K) Ere de Grande Unification (T>1028K)

22. Succès du Big Bang chaud • Récession des galaxies et expansion cosmologique • Abondance des éléments légers et nucleosynthèse primordiale • Existence et physique du rayonnement fossile

23. Matière sombre, énergie sombre et inflation cosmologique Le côté obscur de la cosmologie

24. La matière sombre

25. La matière sombre • Galaxies tournent trop vitesurelles-mêmes (Zwicky en 1930) • Gravitation maintient la galaxie • Mesure de la distribution de matière : • Mesuredirecte • Mesure de la vitesse des objets et déduire la masse qui les fait tourner • Conclusion : les mesures ne concordent pas • Hypothèse : matière qui n’interagit pas avec la lumière • Nature de la matièresombre ?

26. L’énergie sombre (Prix Nobel 2011) Chandelles cosmiques = supernovae Diagramme de Hubble

27. Seul 4% des constituants de l’Univers sont connus !

28. La cosmologie, une science de précision • L’Univers est en expansion • L’Univers a une histoire : • La nucleosynthèse primordiale • Le rayonnement fossile • L’expansion accélérée actuelle • Seulement 4% de matière ordinaire

29. De nombreuses questions : • qu’est-ce que la matière noire ?  nouvelle(s) particule(s) ? Gravitation modifiée ? • qu’est-ce que l’énergie noire ?  énergie du vide ? Nouvelle physique ? • pourquoi l’Univers est-il plat ? • Inflation et Univers primordial

30. Merci à André Füzfa pour les illustrations de l’expositionUnivers Face A Face B !