Quelle forme a l'univers?

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1 Diapo 1 Quelle forme a l'univers? Cédric Mulet-Marquis, ENS Lyon UPL 09-10

2 Diapo 2 Structure de l'univers à grande échelle Galaxies regroupées en amas. Taille : qqs millions d'a-l Et en super-amas. Taille : qqs centaines de millions d'a-l Amas Virgo Super amas de Shapley

3 Diapo 3 Des galaxies à toutes les distances Structure en bulles et filaments HST

4 Diapo 4 Mesure des distances Galaxies proches : les céphéides (cf cours précédent) Galaxies plus lointaines : SN1a Quelques mots sur la vie et la mort des étoiles Etoiles de faible masse : < 8 M (mais > 0,1 M ) 1ere étape : fusion de H dans le coeur pour former He, des neutrinos émis 2e étape : contraction du coeur, fusion de H autour du coeur, étoile se dilate : géante rouge 3e étape : fusion de He dans le coeur pour former C et O 4e étape : refroidissement et formation d une naine blanche. Fin de l histoire pour les étoiles de faible masse?

5 Diapo 5 Tailles comparées du Soleil, d une géante rouge, d une naine blanche La nébuleuse planétaire Hélix Futura science NASA

6 Diapo 6 Vue d artiste de l accrétion de matière sur une naine blanche Subrahmanyan Chandrasekhar ( ) Les aléas de la vie de couple : Beaucoup d étoiles dans des systèmes doubles (ou multiples) Possibilité de passage de matière d une étoile à l autre Explosion quand la naine blanche atteint la masse de Chandrasekhar, soir 1,44 M Supernova dite de type Ia. Nombreux neutrinos émis. Explosion très calibrée : peut servir de chandelle standard pour les grandes distances

7 Diapo 7 Edwin Hubble ( ) Qu'a-t-on appris de ces observations de galaxies? A toutes les distances observables jusqu'à présent on voit des galaxies Plus les galaxies sont éloignées, plus elles ont une vitesse d'éloigenement élevée (Hubble 1929). Constante de Hubble : 75km/s/Mpc L'univers est en expansion Première confirmation de la théorie du big-bang formulée par Friedmann en 1922 et Lemaître en 1929

8 Diapo 8 Nucléosynthèse primordiale Premiers instants : univers très chaud et très dense Interactions incessantes entre particules Création et anihilation incessantes Seules des particules élémentaires existent : quarks, leptons, photons, gluons... t=10-7 s (un dix millionièmes de s), T= K Formation des premières structures composites, les neutrons et les protons Protons et neutrons en nombre égal initialement puis rupture de l'égalité avec la baisse de la température et de la densité (neutrinos se découplent)

9 Diapo 9 t>1 s, T=10 9 K synthèse de noyau plus massifs Deutérium p+n -> D+γ Tritium Hélium 3 et 4 (plusieurs voies possibles) Très peu d'élements plus massifs : lithium, beryllium A cette étape, pas encore d'atomes constitués : noyaux d'un côté et électrons d'un autre, en interaction perpétuelle avec les photons.

10 Diapo 10 Au bout de quinze minutes tout est fini pour la nucléosynthèse : 75% H (en masse) 25% He (en masse) Traces de D, He, Li, Be Calculs et observations en excellent accord Densité de matière de l'univers Ω M =0,04 (dans les bonnes unités)

11 Diapo 11 Georges Gamow ( ) Arno Penzias (1933-) et Georges Wilson (1936-) Au bout de ans, T=3000K : découplage lumière/matière Conséquence de ce découplage : il doit exister un rayonnement fossile témoin de cet événement, le fond diffus cosmologique. Prévision par Gamow dès 1948 Observation en 1965 par Penzias et Wilson

12 Diapo 12 Caractéristiques du rayonnement fossile Rayonnement de corps noir à 2,7 K Rayonnement très homogène : fluctuations de 1/ (équivalent de 1cm pour 1km) Le fond cosmologique observé par WMAP Le fond cosmologique observé par COBE NASA NASA

13 Diapo 13 L'amplitude des fluctuations donne une mesure de la densité de matière : On retrouve pour la densité de matière de l'univers la même valeur que l'observation des éléments chimiques Ω M =0,04 (dans les bonnes unités : mesure par rapport à la densité critique de l'univers) Un problème : la très grande homogénéité du rayonnement fossile Il faut une période d'expansion accélérée au moment du bigbang pour l'expliquer : l'inflation Inflation très brève (10-33 s), avec une énorme augmentation du volume (10 30 )

14 Diapo 14 Là où commencent les problèmes Pourquoi reste-t-il de la matière? Nucléosynthèse primordiale : 4% de l'univers est sous forme de matière ordinaire. Problème : au mieux 0,5% à 1% observé (étoiles+nuages de gaz)

15 Diapo 15 Homogénéité du fond cosmologique : ne permet pas une formation suffisamment rapide des galaxies si l'on tient compte seulement de la matière prévue par la nucléosynthèse Nécessité de matière sombre (nécessaire aussi pour expliquer les vitesses dans les amas de galaxies) pour 25% de l'univers (25 fois ce qui est réellement observé) Cf cours précédent : pour l'instant aucune observation directe de la matière sombre Matière sombre nécessaire aussi dans les amas de galaxies

16 Diapo 16 Amas Abell On observe des mirages gravitationnels

17 Diapo 17 Noir, c'est noir Etude des SN1a a apporté une surprise : expansion de l'univers n'est pas constante. SN1a lointaines moins lumineuses que prévu. Expansion de l'univers s'accélère Résultat toutefois à regarder avec précaution, des incertitudes demeurent. Pour expliquer cette accélération de l'expansion, matière ordinaire et matière sombre ne suffisent pas, au contraire. Il faut faire appel à une grandeur qui a les mêmes effets qu'une pression négative (sorte de gravité répulsive) : l'énergie noire

18 Diapo 18 Retour d'une vieille idée? Énergie sombre formellement identique à la constante cosmologique introduite par Einstein dans les équations de la relativité générale pour permettre un univers statique. Pas de statut bien défini pour cette constante cosmologique : énergie du vide de la mécanique quantique? Mesures indiquent une densité d'énergie sombre Ω Λ = 0,7 Densité totale de l'univers : Ω m +Ω Λ 1 Pourquoi cette valeur particulière? En d'autres termes, l'univers contiendrait : 70% d'énergie noire inconnue, 25% de matière noire inconnue 4% de matière connue dont 1% est visible

19 Diapo 19 Les alternatives à l'énergie noire et à la matière noire : MOND Prendre en compte les inhomogénéités. Travaux préliminaires mais il semble possible de se passer à la fois de l'énergie noire et de la matière sombre, tout en restant dans le cadre connu et validé de la relativité générale

20 Diapo 20 La forme de l'univers Courbure de l'univers : déterminée par sa densité Densité>1 (courbure positive): expansion finit par s'arrêter et même s'inverse (contraction et big crunch) Densité <1 (courbure négative) : expansion indéfinie Densité =1 (courbure nulle): on tend vers un arrêt de l'expansion NASA

21 Diapo 21 Dans les modèles les plus simples de l'univers, courbure, et finitude sont liés : Courbure positive : univers fini spatialement et temporellement Courbure négative ou nulle : univers infini spatialement et temporellement Problème : on ne sait pas précisément quelle est la densité de l'univers

22 Diapo 22 Mais tout n'est pas toujours simple on peut très bien avoir une courbure négative ou nulle et un espace fini À 3D il existe 10 possibilités d'espaces euclidiens finis sans bords, et 8 infinis Un tore est un espace fini et a la même géométrie euclidienne qu'un plan

23 Diapo 23 Sa topologie : Simplement connexe : géométrie habituelle ou multiplement connexe avec des effets de palais des glaces? Dans ce cas inflation superflue. En cours de test expérimental, des premiers résultats encourageants Galaxies réellement présentes Ciel observé J.P.Luminet

24 Diapo 24 ESA Géométrie de l'univers est une question encore ouverte Nouvelles données plus précises nécessaires pour trancher. Par exemple l'observation du rayonnement fossile par Planck Nouvelles théories physiques en cours d'élaboration seront sans doute nécessaires (théorie des cordes