La cosmologie

1. 1 La cosmologie Master Classes CP3 2014 Sandrine SCHLÖGEL (UNamur-UCLouvain)

2. 2 Les échelles de grandeur Electromagnétisme Interactions nucléaires

3. 3 Le principe cosmologique A grande échelle (1024 m), l’Univers est homogène et isotrope.

4. Quelques éléments de la cosmologie moderne • Une théorie : la relativité générale • Lois de la physique indépendantes du référentiel, • y compris dans un champ gravitationnel • Implémente le principe cosmologique • Première question : • Univers statique (Einstein)? • En expansion (Lemaître, 1927) ? • Observations nécessaires !

5. 5 Arpentage de l’Univers (1) : Mesure des distances • Chandelles cosmiques : les céphéides (Leavitt, 1912) • Puissance émise connue • Puissance reçue mesurée • Mesure de la distance !

6. 6 Arpentage de l’Univers (2) : Mesure de la vitesse • Effet Doppler • Raies d’émissions des éléments chimiques

7. 7 Loi de Hubble • 1920 : Hubble • Relation linéaire vitesse/distance • Conclusion : première preuve d’un Univers en expansion !

8. 8 Expansion de l’Univers d(t0)=d0 d(t)=d0a(t)

9. Expansion de l’Univers

10. 10 Evolution de l’Univers… Evolution du facteurd’échelle en fonction du temps Univers ouvert Univers plat Big Bang Univers fermé Big Crunch ...liée au contenu en matière/énergie

11. 3 grandes questions 1. Pourquoi l'Univers est-il si homogène et isotrope ? 2. Contenu en matière et énergie ? 3. Géométrie et destin de l'Univers ?

12. 12 Remonter le temps à l'échelle cosmologique Une histoire à découvrir !

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

14. 14 Les échelles de grandeur Electromagnétisme Interactions nucléaires

15. 15 Les structures à grande échelle • Qu'observons-nous dans l'Univers ? • Apparition de ces structures ? • Ère de matière, œuvre de la gravitation Mission spatiale Euclid, 2020

16. 16 Le rayonnement fossile : introduction • A l'échelle des particules et des atomes : • - Diversité d'atomes complexes (C, O, N, ..., Fe,…,U) créés dans les étoiles Nucléosynthèse stellaire • - Atomes qui existaient avant la naissance des premières étoiles : H à environ 80%, He, Li • Question : Si la température augmente, que devient l’H ?

17. 17 Le rayonnement fossile • Plasma primordial • Energie d’ionisation de l’H : 13,6 eV

18. 18 Le rayonnement fossile • Prévision du modèle du Big Bang chaud • Première détection en 1965 par Penzias et Wilson (Prix Nobel 1978) 3K

19. 19 Le rayonnement fossile • Rayonnement isotrope • Effet Doppler • Plan galactique...et anisotropies très faibles

20. 20 Planck 2013 Age de l’Univers: 13,8 milliards d’années Espace (très) plat Matière ordinaire: 4,9% Matière sombre: 26,8% Énergie sombre: 68,3%

21. 21 La nucleosynthèse primordiale • Nucleosynthèse primordiale et stelllaire • Création des premiers noyaux • Pourquoi après 3 min ?

22. 22 La nucléosynthèse primordiale • Si T augmente, les noyaux ne sont plus stables • Création des noyaux d'H et d'He ? • Nucléosynthèse primordiale • Prédiction de la cosmologie moderne : proportion d’éléments chimiques légers • 1 atome d’He pour 12 d’H

23. 23 Histoire de l’Univers Ere de Planck (T>1032K) Ere de Grande Unification (T>1028K)

24. 24 Succès du Big Bang chaud • Expansion cosmologique • Abondance des éléments légers et nucléosynthèse primordiale • Existence et physique du rayonnement fossile

25. 25 Matière sombre, énergie sombre et inflation cosmologique Le côté obscur de la cosmologie

26. 26 Les questions • Qu'est-ce que la matière noire? • Formation des structures à grande échelle • Rayonnement fossile • Qu'est-ce que l'énergie noire? • Rayonnement fossile • Homogénéitéde l'Univers à grande échelle • Structures à grande échelle • Rayonnement fossile • Univers (très) plat ?

27. La matière sombre

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

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

30. L’inflationprimordiale • Comment expliquer l’homogénéité de l’Univers ? • Uniformité de la T du rayonnement fossile • Communication = échange de lumière • Vitesse finie de la lumière et âge de l’Univers

31. L’inflationprimordiale • Phase d’expansionaccélérée • Explique: • - l’homogénéité • la plattitude

32. L’inflationprimordiale • Etude de la polarisation du rayonnement fossile • Expérience BICEP2 en Antarctique • Résultats : détection d’ondes gravitationnelles • primordiales !

33. 33 En conclusion…

34. 34 • 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

35. 35 • Encore 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 ? Gravitation modifiée ? • Nouveau composant ? • - Univers primordial : • Modèle d’inflation ? • Théorie quantique de la gravitation ?

36. 36 Merci à André Füzfa pour les illustrations de l’exposition Univers Face A Face B !