Université Lille 1. Licence Sciences de la Vie, de la Terre et de l Environnement. UE ''Sciences de l'univers'

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1 Université Lille 1 Licence Sciences de la Vie, de la Terre et de l Environnement UE ''Sciences de l'univers' Introduction à l'astronomie et à l'astrophysique Cosmologie 1/22

2 Plan du cours 1. Introduction 2. Les prémisses: la relativité générale 3. Les modèles d Univers en expansion 4. L indice: un Univers non statique 5. Une preuve: le fond diffus cosmologique 6. Histoire de l Univers 7. Contenu en matière-énergie 8. Destin de l Univers 9. Conclusion 2/22

3 1. Introduction modèle cosmologique standard de l évolution de l Univers, pas de la création de l Univers! compatible avec les observations cosmologiques 3/22

4 2. Les prémisses: la relativité générale Albert Einstein (1917) (Princeton, 16 mai 1943) la relativité générale supplante la théorie de la gravitation universelle d Isaac Newton (= limite aux petites vitesses et champs gravitationnels faibles) la distribution de la matière courbe l espace-temps la courbure de l espace-temps dirige le mouvement de la matière 4/22

5 2. Les prémisses: la relativité générale équation de la relativité générale g mn R / 2 R mn L g mn = ( 8pG / c 4 ) T mn géométrie = matière 5/22

6 2. Les prémisses: la relativité générale espace euclidien, plat (sans gravitation) espace courbe (avec gravitation) 6/22

7 2. Les prémisses: la relativité générale sphère = surface 2D d un volume 3D sphérique = espace fini, sans bord ligne droite 7/22

8 3.2. Les modèles d Univers en expansion relativité générale: théorie géométrique de la gravitation Univers = fluide parfait, homogène, isotrope (principe cosmologique) modèle d Univers = description mathématique de son évolution au cours du temps équations décrivant comment varie au cours du temps l espace-temps (i.e. la distance entre les objets, ou le facteur d échelle) en fonction du contenu matière-énergie 3 géométries de l Univers possibles, caractérisées par un paramètre constant dans l espace, la courbure 8/22

9 3.2. Les modèles d Univers en expansion Alexander Friedmann (1922, 1924) Georges Lemaître (1927, 1931) Willem de Sitter (1917, 1932) 9/22

10 3.2. Les modèles d Univers en expansion courbure de l epace-temps dynamique! expansion 10/22

11 3.2. Les modèles d Univers en expansion solutions non statiques aux équations d Einstein décrivant l'évolution dans le temps de l'univers, avec notamment une singularité initiale appelés modèles Friedmann-Lemaître si expansion, la taille de l Univers diminue en remontant le temps, condensé en un «atome primitif» (Lemaître, 1931) naissance du «Big Bang» (Fred Hoyle, 1949) 11/22

12 3.2. Les modèles d Univers en expansion K > 0 K < 0 K = 0 courbure positive espace sphérique, fini (sans bord!), contraction en un temps fini courbure négative espace hyperbolique, infini, expansion permanente courbure nulle espace euclidien, infini, expansion permanente (W L = 0 et topologie la + simple; homogénéité donc courbure constante) 12/22

13 4. L indice: un Univers non statique Edwin Hubble (1929) découvre l expansion de l Univers observe un décalage vers le rouge du spectre des galaxies, et montre que celles-ci s'éloignent les unes des autres à une «vitesse» proportionnelle à leur distance 13/22

14 4. L indice: un Univers non statique Loi de Hubble V = H 0 d H 0 constante de Hubble = valeur actuelle de la constante de proportionnalité entre distance et vitesse d éloignement apparent des galaxies dans l'univers observable H 0 ~ 75 km.s -1.Mpc -1 14/22

15 4. L indice: un Univers non statique 15/22

16 5.1 Une preuve: le fond diffus cosmologique Gamow, Alpher, Herman (années 40-50) Big Bang radiation énergétique très intense suite à l expansion, la trace fossile de cette radiation existe sous la forme d un bruit de fond prédiction: rayonnement de corps noir T ~ 5 K dans le domaine micro-onde Penzias et Wilson (1965) découvrent (de manière fortuite!) le fond diffus cosmologique 16/22

17 5.1 Une preuve: le fond diffus cosmologique (WMAP, 2003) variations de température de l ordre de 10-5 K autour de la valeur moyenne T = ± K spectre de corps noir Univers homogène, isotrope au moment où le rayonnement a été émis t = ans, T = 3000 K 17/22

18 6. Histoire de l Univers s, T = K commencement de la physique s, T = K inflation: expansion exponentielle de l Univers, facteur d échelle x particules élémentaires (quarks, etc) + radiation 10-6 s, T = K protons, neutrons, électrons, radiation 3 min, T = 10 9 K nucléosynthèse primordiale noyaux légers D, He, Li (autres éléments formés + tard dans les étoiles) + électrons, radiation Univers opaque ans, T = 3000K découplage matière-radiation, émission du fond diffus recombinaison des noyaux atomiques avec les électrons pour former des atomes stables (H, He, Li, Be) Univers transparent 200 x 10 6 ans 1 ères étoiles 1 x 10 9 ans 1 ères galaxies Aujourd hui Univers très peu dense (qq atomes.m -3 ) et froid (T = 2.73 K) 18/22

19 7. Contenu en matière-énergie ~ 30% matière (paramètre de densité: W M = 0.3) ~ 70% énergie inconnue, répulsive (constante cosmologique: W L = 0.7) 19/22

20 8. Destin de l Univers 20/22

21 8. Destin de l Univers échelle spatiale expansion permanente accélérée H 0 ~ 75 km.s -1.Mpc -1 W M = 0.3 W L = 0.7 courbure nulle aujourd hui Big Bang ~ 13.7 x 10 9 ans temps 21/22

22 8. Destin de l Univers 22/29