Introduction à la Cosmologie

Transcription

1 Introduction à la Cosmologie Les principes et fondements La loi de Hubble Les modèles d'univers L'histoire thermique de l'univers La formation et l'évolution des structures

2 Le décalage spectral La propagation de la lumière est telle que ds2=0, ce qui donne pour un Univers en expansion Pour 2 photons émis à t1 et t1+ t1, reçus à t0 et t0+ t0 : longueur d'onde = c t: Si R(t) augmente avec le temps, on a un décalage vers le rouge: (R(t0)>R(t1) d'où 0 > 1)

3 Le décalage spectral (suite) Le décalage vers le rouge n'est pas à une vitesse relative des objets les uns par rapport aux autres ou par rapport à l espace, mais par l expansion elle-même : celle-ci augmente les distance, mais «allonge» aussi la longueur d onde des photons (d'où le rougissement des photons). Le décalage spectral pour dater les événements passés: pour un modèle «Einstein-de Sitter»: Dépend aussi de la courbure de l'espace...

4 Équations de Friedman Équations de la dynamique de l'univers, qui dépend du contenu en masse-énergie: matière, rayonnement,... et de leurs paramètres thermodynamiques (P, ρ). Introduction d'une constante cosmologique dans les équations d'einstein Introduction de la densité critique:

5 Le devenir de l'expansion de l'univers Expansion infinie ou phase de recontraction? La réponse dépend de la nature et la quantité de matière présente dans l'univers: Matière ordinaire (= baryonique. atomes) Matière noire (non-baryonique) Énergie noire (???. effet gravitationnel répulsif) Caractéristiques des modèles d'univers et Λ = constante cosmologique Si Λ = 0:

6 Les modèles d'univers Valables si Λ =0

7 Modèles de Lemaître avec constante cosmologique

8 L'histoire thermique de l'univers Actuellement, l'univers est très froid et très peu dense Si on remonte dans le temps, la densité de matière augmente, ainsi que la température. Au delà de 3000K, les atomes d'hydrogène s'ionisent. La matière devient opaque à la lumière (interactions électrons-photons). La transition U. opaque / U. transparent est très brutale (analogie avec le Soleil). Elle correspond à l'émission du rayonnement fossile qui se propage ensuite librement. Plus tôt dans l'histoire, la température est plus élevée. Au delà de ~109 K, les noyaux atomiques sont détruits par le rayonnement. Il n'y a que des protons et des neutrons. [phase de nucléosynthèse primordiale]. Plus tôt dans l'histoire, la physique est mal comprise et plus spéculative

9 L'histoire thermique de l'univers La température de l'univers au cours de son évolution: Dans les phases chaudes de l'univers, le taux d'expansion de l'univers H(z) s'écrit: Ce qui donne pour le temps: t(z) (1+z)2 Or la température des photons décroît au cours du temps, en raison du décalage vers le rouge dû à l'expansion: T(z)=T0 (1+z) Donc t(sec) = 2, * 1/T2 (K) Histoire «thermique»

10 Jusqu'à quelle époque remonter? Ère de Planck: époque la plus ancienne de l'histoire de l'univers, où température et densité sont si élevée que même la RG cesse d'être valide (gravité quantique). Pas de théorie actuelle. Limite ultime de notre connaissance. T~10-43 sec Ère hadronique (durée 10-4 s). transformation des quarks en protons et neutrons Ère leptonique (durée 10s). formation des électrons et neutrinos Ère radiative (durée 1M années)

11 La nucléosynthèse primordiale Quand T ~ 1010K, t est de l'ordre de 1 sec (début de la nucléosynthèse primordiale, qui dure ~3 minutes) Formation de Deuterium, Helium, Lithium Les autres éléments seront synthétisés dans les étoiles

12 Le fond diffus cosmologique Rayonnement émis à la transition entre l'univers ionisé et neutre [recombinaison]. Émis quand la température était de l'ordre de 3000K et l'âge de l'univers de l'ordre de années (décalage spectral z=1100). Le plus ancien «objet» de l'univers!!! Ensuite ce rayonnement s'est refroidi avec l'expansion de l'univers. Température actuelle: T(actuel) ~ 3000/(1+1100) = 2.726K mesuré avec le satellite COBE

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14 Les grandes structures dans l'univers actuel Des galaxies... Des amas des galaxies

15 L'Univers local Le groupe local (<5 millions al)

16 L'Univers local Le superamas de la Vierge (<100 millions al)

17 L'Univers local Les superamas voisins (<1 milliard al)

18 Les grandes structures de l'univers: vides, filaments et superamas...

19 La formation des grandes structures A partir de très petites fluctuations de densité dans l'univers primordial. Fluctuations de densité = fluctuations de température (dans l'univers primordial) Puis action de la gravité qui amplifie les inhomogénéités: Les zones sur-denses attirent la matière Les zones sous-denses en perdent Les écarts entre régions s'amplifient très rapidement avec le temps (effondrement non-linéaire)

20 La formation des grandes structures Suivant le type de fluctuations, évolution des structures très différente: Fluctuations «adiabatiques»: rayonnement et matière liés, les petites fluctuations ne se développent pas. Formation d'amas et de superamas, puis fragmentation en objets de plus en plus petits: amas, galaxies [scenario topdown]. Fluctuations «isothermes»: pas d'échelle privilégiée, les petites structures s'effondrent en premier, puis se regroupent sous l'effet de la gravité [scenario bottom-up] (scenario privilégié actuellement) Dans tous les cas, scenario hiérarchique de formation des galaxies

21 La formation des galaxies

22 Quelles formes de matière aujourd'hui? Photons (moins de 0.01% de la densité d'énergie totale de l'univers Neutrinos (masse négligeable, interactions faibles) Baryons (= toute la masse visible!) - 5% de la densité totale Matière noire: Une ou plusieurs formes Non détectée directement, mais indirectement par son action gravitationnelle (galaxies, amas de galaxies). Particules peu nombreuses et neutres mais «lourdes». 25% de la densité totale Énergie noire: nature inconnue, action gravitationnelle répulsive. ~70% de la densité totale!

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24 Candidats de matière noire WIMPS (weakly interactive massive particles) = «cold dark matter» = matière noire froide. Intervient dans la dynamique d'effondrement des structures MACHOS (massive astrophysical compact halo objects) Neutrinos = «hot dark matter» Évidences de matière noire: surtout dans les amas de galaxies [M/L ~ ] sous forme de CDM (scenario hiérarchique bottom-up) Confirmé par les simulations numériques de formation des structures

25 Quelques mots sur l'énergie noire... D'où cela vient-il? Étude des supernovae lointaines, considérées comme des «chandelles standard»

26 Quelques mots sur l'énergie noire... Études combinées avec d'autres contraintes cosmologiques Point de convergence: Ωm = 0.27 ΩΛ = 0.73 Conséquences: l'univers est plat, sans courbure l'expansion est accélérée

27 Quelques mots sur l'énergie noire... Propriétés: Agit comme une force répulsive. Équation d'état: p=wρc2 avec -1<w<0 Probablement reliée à la densité d'énergie du vide Distribution homogène dans l'univers Un candidat possible: la constante cosmologique (w=1), mais ce n'est pas le seul!