Les mystères de la cosmologie moderne: énergie sombre et matière noire

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1 Les mystères de la cosmologie moderne: énergie sombre et matière noire Michele Maggiore Département de Physique Théorique Section de Physique Collège de Saussure, 22 janvier 2014

2 Cosmologie: étude de l'univers à très grandes échelles distance typique entre les étoiles: 1pc ( 3 a.l.) taille typique d'une galaxie: 10 kpc dans notre Galaxie plus de 200 milliards d'étoiles! Images: Hubble Space Telescope

3 distance typique entre galaxies: 100 kpc-1 Mpc amas de Galaxies: 1-10 Mpc

4 à l'échelle de 100 Mpc: filament Image: Millennium Simulation Project taille de l'univers observable: 3000 Mpc La cosmologie étudie la composition et la dynamique de l'univers à ces échelles extrêmes

5 Composition de l'univers Image credit: ESA/Planck

6 Résultats obtenus avec plusieurs éxpériences differentes, dans l'espace et sur Terre CMB (Penzias &Wilson, prix Nobel 1978, Smooth & Mather (COBE), prix Nobel 2006 galaxy surveys (SDSS et 2dF, millions de galaxies) observation de Supernovae à distances cosmologiques (Perlmutter, Riess and Schmidt, prix Nobel 2011) Lentilles gravitationnelles...et plusieurs autres

7 Evidence pour matière noire: 1. Courbes de rotation des galaxies Zwicky 1933

8 Relativité Générale L espace-temps devient dynamique

9 Un premier effet de la courbure de l espace-temps est que la lumière est affectée par la gravitation

10 la sonde spatiale CASSINI mesure le retard sur la transmission des ondes radio, dû à la courbure de l espace-temps. Confirmation de la RG au niveau de 20 parts par million!

11 Evidence pour matière noire: 2. Lentille gravitationnelles

12 1. Confirmation spectaculaire de la Relativité Générale 2. Outil pour la reconstruction de la distribution de matière noire

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15 Evidence pour matière noire: 3. Formation des structures à grand échelle

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17 Cold Dark Matter nécessaire pour reproduire les structures observées (amas de galaxies, superclusters, filaments, ) (La matière ordinaire ne collapse pas assez tôt à cause de son interaction avec les photons)

18 Énergie sombre (dark energy) L'observation de Supernovae à distances cosmologique a montré que, dans l'époque cosmologique récente, l'univers est rentré dans une phase d'expansion accelerée ( gravité répulsive ) Perlmutter, Schmidt and Riess, prix Nobel 2011

19 pourquoi "énergie'' sombre? un gaz de particules normales a une densité d'énergie positive et exerce une pression positive. D'après les équations de Einstein, un tel gaz a l'effet de décélérer l'expansion de l'univers ("gravité attractive")

20 Pour expliquer l'accélération il faut un fluide avec p <0! ä a = 4 G 3 ( +3p) Ils ne peuvent pas être des particules!! ρ = w p. Les observations (SN+CMB+BAO) donnent w=- 1.13±0.13 Constante cosmologique? (prédit w=-1) ( the biggest blunder of my life, A. Einstein) ``Dynamical dark energy"?

21 Evidence pour l'énergie sombre Supernovae Formations des structures Anisotropies du fond cosmique (CMB)

22 Les Supernovae sont parmi les évenements les plus énergetiques de l'univers Luminosité maximum fois la luminosité du Soleil

23 visibles à distances cosmologiques Les SNIa sont ``chandelles standard". On peut calculer leurs distance vitesse de recession mesurée par le décalage vers le rouge mesure directe du taux d'expansion de l'univers

24 Énergie sombre et formation des structure à grande échelle la formation des structures est le produit d'une balance délicate entre: attraction gravitationnelle expansion de l'univers Le resultat dépend de la quantité de matière noire et d'énergie sombre Pour quantifier, on introduit la densité critique ρ c et Ω M = ρ M /ρ c, Ω Λ = ρ Λ /ρ c

25 Chandra X-ray telescope Vikhlinin et al 2009

26 Fond Cosmic à Microondes (CMB) Big Bang: Univers très chaud, toutes les particules sont relativistes. L'Univers est dominé par la radiation. Interaction très forte entre photons et electrons Expansion de l'univers refroidissement " aujourd'hui ces photons primordials ont une température T=2.7260± K (micro-ondes) decouplage electrons/photons. 379'000 yr après le Big Bang. Après, les photons voyagent librement C'est la plus ancienne lumière de l'univers!

27 Decouverte par hasard par Penzias and Wilson in 1964 (prix Nobel 1978) La température de la CMB est très uniforme dans toutes les directions du ciel mais il y a des fluctuations au niveau 1/100'000 ces fluctuations ont étées mesurées (COBE,...,WMAP, Planck) Elles sont les noyaux de condensation des grandes structures futures (galaxies, amas de galaxies,...)

28 Anisotropies de la CMB mesurées par Planck C'est une ``photo" de l'univers à l'age de 379'000 ans!!

29 Image credit: ESA/Planck

30 Les proprietés statistiques des fluctuations de température sont prédites avec grande précision par les modèles cosmologiques

31 On peut combiner les résultats de CMB, SN, etc et trouver les valeurs de Ω Λ et Ω Μ No Big Bang ``concordance model" Avec les données plus récentes 1.0 SNe Ω Μ =0.314±0.020 Ω Λ =0.686± Ω tot =1 to a precision 10-5!! BAO Flat CMB

32 Questions ouvertes (et profondes!) Quelle est l'origine physique de l'énergie sombre? Pourquoi Ω tot =1? (inflation cosmologique) Pourquoi aujourd'hui Ω Λ Ω M?

33 Merci!

34 Recent progresses of cosmology. Example: cosmological parameter PDG < h < < Ω tot < 2 PDG 2002: h=0.71(7) 0.15< Ω M < < h 2 Ω B < < Ω Λ < 0.8 WMAP 7yr data release (2010) h = 0.704(13) h 2 Ω M = ± h 2 Ω B = ± Ω Λ = 0.728±0.015 Ω tot = ± O(10) more cosmological parameters