Exobiologie: partie Astrophysique

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1 Exobiologie: partie Astrophysique Rob SCOTT 1 1 Département de Physique Laboratoire de Mathématiques Atlantique Bretagne 14 septembre 2016

2 acknowledgment I thank the Richard Tweed for generously providing many resources for this course.

3 Sommes-nous seuls dans l Univers?

4 Sommes-nous seuls dans l Univers? Comment aborder une telle question?

5 Sommes-nous seuls dans l Univers? Comment aborder une telle question? Quelle est la probabilité que la vie est née quelque part ailleurs dans l Univers? Dans notre voisinage?

6 Sommes-nous seuls dans l Univers? Comment aborder une telle question? Quelle est la probabilité que la vie est née quelque part ailleurs dans l Univers? Dans notre voisinage? Nous allons explorer la probabilité quels sont les facteurs? nous avons quel indication? nous sommes ignorant toujours de quoi? Tout bref : Nous sommes où dans cette démarche?

7 Approche scientifique : L équation de Drake Les prodigieux progrès de la biologie moléculaire et de l astronomie nous permettent de mieux comprendre le fonctionnement des êtres vivants et l histoire de l Univers. Depuis le mi-xxe siècle la question de la vie hors de la terre est devenu une question scientifique. Le nombre actuel N de civilisations intelligentes et extraterrestres dans notre Galaxie capable et désirant de communiqué avec nous N = R f p n e f l f i L (1) où R est le nombre d étoiles en formation par an dans notre Galaxie f p est la fraction de ces étoiles possédant des planètes ; n e est le nombre moyen de planètes potentiellement propices à la vie par étoile ;

8 Approche scientifique : L équation de Drake... où f l est la fraction de ces planètes sur lesquelles la vie apparaît effectivement ; f i est la fraction de ces planètes sur lesquelles apparaît une vie intelligente ; f c est la fraction de ces planètes capables et désireuses de communiquer ; L est la durée de vie moyenne d une civilisation, en années. L équation était proposée en 1961 par l astronome américain Frank Drake, et même aujourd hui l estimation de la plupart des facteurs entrant dans l équation reste très incertaine. Le principal intérêt de cette formule pour nous est donc de montrer qu une telle question peut être appréhendée de façon scientifique, et on peut clarifier la discussion.

9 Approche scientifique pluridisciplinaire Si chaque facteur est posé comme une question : quelle est une valeur (où une gamme de valeurs) raisonable(s) pour chaque facteur? Evidement c est une question pluridisciplinaire. Les dernières deux facteurs f c (capables et désireuses de communiquer) et L (durée de vie) inclurent un élément sociopolitique et technologique. Les deux facteurs au milieu f l (la vie apparaît effectivement), f i (vie intélligente), sont des questions de la biologie. Les premières deux questions R (taux de formation des étoiles) et f p fraction possédant des planètes) sont les questions purement astrophysiques.

10 Approche scientifique pluridisciplinaire... Mais la 3ième question, quelle est la valeur de n e (planètes propices à la vie), demande une connaissance de l astrophysique mais aussi de la biologie. En particulier, Est-ce que la vie exige la présence de l eau en état liquide? Quelle est la composition d atmosphère nécessaire de permettre la vie à développer? A cet égard, il est interressant de remarquer que l oxygène sur la terre a l origine dans les Cyanobacteria via la photosynthèse dans un événement on appelle La Grande Oxydation, ou également la catastrophe de l oxygène. Elle est une crise écologique qui a eu lieu il y a environ 2,4 milliards d années.

11 Ce cours Nous allons élargir la question proposée par Drake. L exobiologie demande simplement si la vie existe ou a existé hors de la planète terre. Ce cours est coupé en quatre parties de taille égale (5,5 heurs de CM) : astrophysique, géologie, chimie, biologie. Nous commençons avec la partie astrophysique. Moi : MC dans le département de Physique, LMBA (laboratoire de maths), spécialiste de la relativité générale et la cosmologie.

12 Ce cours : supports Chercher mon site web pour un pdf de ces diapos.

13 Ce cours : supports Chercher mon site web pour un pdf de ces diapos. Cours 1 : Livres : * An introduction to Modern Cosmology, 3rd Ed., (2015) by Andrew Liddel. Vidéos : * C est pas sorcier, Les mystères de l Univers * C est pas sorcier, Le système solaire

14 Chercher mon site web pour un pdf de ces diapos. Cours 1 : Livres : * An introduction to Modern Cosmology, 3rd Ed., (2015) by Andrew Liddel. Vidéos : * C est pas sorcier, Les mystères de l Univers * C est pas sorcier, Le système solaire Cours 2 : Livres : Une introduction à les Planètes : les nôtres et les autres(2010), T. Encrenaz Vidéos : Ce cours : supports

15 Chercher mon site web pour un pdf de ces diapos. Cours 1 : Livres : * An introduction to Modern Cosmology, 3rd Ed., (2015) by Andrew Liddel. Vidéos : * C est pas sorcier, Les mystères de l Univers * C est pas sorcier, Le système solaire Cours 2 : Livres : Une introduction à les Planètes : les nôtres et les autres(2010), T. Encrenaz Vidéos : Ce cours : supports

16 1 Cours 1 : l Univers aujourd hui Le système solaire La Voie Lactée et les autres galaxies La taille et structure de l Univers aujourd hui L origine de l Univers dans un Big Bang et le modèle standard cosmologique Les trois premières minutes Résumé 2 Bibliographie References

17 Introduction On va aborder les questions suivantes : La structure de l Univers aujourd hui, son origine dans le Big Bang et son évolution après. Nous sommes motivés par la question : On attend combien de planètes favorable pour ou capable de soutenir la vie? Et donc, nous nous concentrons sur les planètes telluriques (rocheuses). De plus : Vous apprendrez un peu de la méthode d aborder les questions scientifiques et la physique fondamentale.

18 Introduction On va aborder les questions suivantes : La structure de l Univers aujourd hui, son origine dans le Big Bang et son évolution après. (Très brièvement) d où viennent les galaxies? Nous sommes motivés par la question : On attend combien de planètes favorable pour ou capable de soutenir la vie? Et donc, nous nous concentrons sur les planètes telluriques (rocheuses). De plus : Vous apprendrez un peu de la méthode d aborder les questions scientifiques et la physique fondamentale.

19 Introduction On va aborder les questions suivantes : La structure de l Univers aujourd hui, son origine dans le Big Bang et son évolution après. (Très brièvement) d où viennent les galaxies? D où viennent les éléments? La vie des étoiles, le destin du Soleil. Nous sommes motivés par la question : On attend combien de planètes favorable pour ou capable de soutenir la vie? Et donc, nous nous concentrons sur les planètes telluriques (rocheuses). De plus : Vous apprendrez un peu de la méthode d aborder les questions scientifiques et la physique fondamentale.

20 Le système solaire l Univers aujourd hui : Système Solaire Figure: Soleil et 8 planètes du système solaire (pas à l échelle).

21 Le système solaire l Univers aujourd hui : Système Solaire... Le diamètre du Soleil est plus de 100 fois celui de la terre ; la diamètre de Jupiter est presque 11 fois celui de la terre.

22 Le système solaire l Univers aujourd hui : Système Solaire... La lumière prend environ 8 minutes pour aller du Soleil à la terre. Physique fondamentale : La lumière a la plus grande vitesse permise par les lois de la physique (par la relativité d Einstein), il s agit de c = km par seconde.

23 Le système solaire l Univers aujourd hui : Système Solaire... Je suppose que vous connaissez le système solaire.

24 Le système solaire l Univers aujourd hui : Système Solaire... Sinon, regardez c-est-pas-sorcier/diffusions/ _121924

25 La Voie Lactée et les autres galaxies l Univers aujourd hui : Notre Galaxie Le soleil est une des environ 100 milliards (10 11 ) d étoiles dans notre Galaxie, qui s appelle la voie lactée.

26 La Voie Lactée et les autres galaxies l Univers aujourd hui : Notre Galaxie Le soleil est une des environ 100 milliards (10 11 ) d étoiles dans notre Galaxie, qui s appelle la voie lactée. Elle a la forme d un disque avec des bras. Le diamètre du disque est à peu près années-lumière. C est à dire, la lumière prend cent mille ans pour traverser la voie lactée.

27 La Voie Lactée et les autres galaxies Notre Galaxie, la Voie Lactée

28 La Voie Lactée et les autres galaxies Notre Galaxie, la Voie Lactée Figure: Chaque point blanc est une étoile ou un groupe des étoiles.

29 La taille et structure de l Univers aujourd hui l Univers aujourd hui... Il y a des autres formes et tailles de galaxies, mais la voie lactée n est pas extraordinaire. Si la taille d une piece d euro représante la taille d une galaxie typique, l Univers serrait un océan avec un piece (une galaxie) chaque mètre en moyenne. L Univers visible serait la taille d une ville, des dizaines de kilomètres de long. Si l on parle de la structure de l Univers entiers, on aborde le domaine de la cosmologie.

30 La taille et structure de l Univers aujourd hui Qu est-ce que c est la cosmologie? La cosmologie est l étude de l Univers entier : son histoire, son évolution, sa composition, et ses dynamiques. Une question principale est de comprendre la structure de l Univers aux plus grandes échelles. La cosmologie moderne est basée sur la théorie de la gravité qui s appelle la relativité générale, il s agit de la théorie de l espace et du temps d Albert Einstein. (Nous n avons que le temps d effleurer le sujet.)

31 La taille et structure de l Univers aujourd hui Les galaxies Figure: Chaque point est une galaxie [Fig. 2.2 de (Liddle, 2003), nous somme au centre en bas, hauteur est 200 Mpc 650 million années-lumière.

32 La taille et structure de l Univers aujourd hui Le principe cosmologique Pour les échelles superieurs d environ 300 million années-lumière : L Univers est homogène. Par exemple, le nombre de galaxies par unité de volume, les types de galaxies, leurs chimie. L Univers est isotrope. On peut mesurer la temperature de l espace interstellaire (avec le rayonnement de fond cosmologique, CMB). On trouve précisement la même temperature dans chaque direction : 2, K ± 10 5 K. L expansion de l Univers est uniforme. On voit les galaxies s éloigner les unes des autres. Cet observation nous mène au principe cosmologique. Nous extrapolons que l Univers est, à une très bonne approximation, homogène et isotrope partout.

33 La taille et structure de l Univers aujourd hui Physique fondamentale : Temperature La temperature est une mesure de la quantité de l énergie cinétique de la matière ou rayonnement électromagnétique.

34 La taille et structure de l Univers aujourd hui Physique fondamentale : Temperature La temperature est une mesure de la quantité de l énergie cinétique de la matière ou rayonnement électromagnétique. Pour un solide les particules sont en mouvement oscillatoire. La plus vite que les particules vibrent, la plus haute la temperature.

35 La taille et structure de l Univers aujourd hui Physique fondamentale : Temperature La temperature est une mesure de la quantité de l énergie cinétique de la matière ou rayonnement électromagnétique. Pour un solide les particules sont en mouvement oscillatoire. La plus vite que les particules vibrent, la plus haute la temperature. Mais si les particules ne bougent pas les uns par rapport aux autres, quelle est la temperature?

36 La taille et structure de l Univers aujourd hui Physique fondamentale : Temperature La temperature est une mesure de la quantité de l énergie cinétique de la matière ou rayonnement électromagnétique. Pour un solide les particules sont en mouvement oscillatoire. La plus vite que les particules vibrent, la plus haute la temperature. Mais si les particules ne bougent pas les uns par rapport aux autres, quelle est la temperature? Les particules stationnaires les uns par rapport aux autres n ont aucune énergie cinétique (dans le repère de centre de masse) et donc la temperature est nulle, c est par définition 0 Kelvin = 0 K = -273,15 degré Celsius. Et 0 degré Celsius est 273,15 K.

37 La taille et structure de l Univers aujourd hui Physique fondamentale : Temperature Exercice immédiat : L eau bout (à la pression atmosphérique) à quelle temperature en degré Kelvin?

38 La taille et structure de l Univers aujourd hui Physique fondamentale : Temperature Exercice immédiat : L eau bout (à la pression atmosphérique) à quelle temperature en degré Kelvin? C est 100 degré Celsius. Mais il faut ajouter 273,15 pour l exprimer en degré Kelvin, alors c est , 15 = 373, 15. Remarquez que j ai précisé la pression. C est parce que en basse pression l eau bout à une temperature plus basse.

39 La taille et structure de l Univers aujourd hui L expansion de l Univers C était prévu en 1927 à partir de la relativité générale par Georges Lemaître (prêtre belge).

40 La taille et structure de l Univers aujourd hui L expansion de l Univers C était prévu en 1927 à partir de la relativité générale par Georges Lemaître (prêtre belge). C était observé en 1929 par Edwin Hubble. Il a remarqué que toutes les galaxies s éloignent de nous et que la vitesse de recul v est linéaire par rapport au distance d écartement r : v = H 0 r H 0 70 km s 1 /Mpc.

41 La taille et structure de l Univers aujourd hui L expansion de l Univers C était prévu en 1927 à partir de la relativité générale par Georges Lemaître (prêtre belge). C était observé en 1929 par Edwin Hubble. Il a remarqué que toutes les galaxies s éloignent de nous et que la vitesse de recul v est linéaire par rapport au distance d écartement r : v = H 0 r H 0 70 km s 1 /Mpc. Maintenent nous comprenons cette vitesse apparant comme un gonflement de l espace lui-même. C est l espace entre les galaxies, pas la taille des galaxies elles-même, qui gonfle. Nous parlons de la vitesse de Hubble d une galaxie pour la vitesse apparant d une galaxie en cause de l expansion de l Univers.

42 La taille et structure de l Univers aujourd hui Loi de Hubble : données anciennes Figure: Chaque point est une galaxie.

43 La taille et structure de l Univers aujourd hui Loi de Hubble : données modernes Figure: Chaque point est une supervova, qui on prend comme stationnaire par rapport à sa galaxie.

44 La taille et structure de l Univers aujourd hui Résumé : l Univers L Univers est grand galaxies visibles, avec au moyen environ des millions d années-lumière entre eux.

45 La taille et structure de l Univers aujourd hui Résumé : l Univers L Univers est grand galaxies visibles, avec au moyen environ des millions d années-lumière entre eux. L Univers devient plus grand. Le taux d expansion est decrit par le loi de Hubble : v = H 0 r H 0 70 km s 1 /Mpc. que nous comprenons comme un gonflement de l espace entre les galaxies.

46 La taille et structure de l Univers aujourd hui Résumé : physique fondamentale La vitesse de la lumière dans le vide est une sorte de limite de vitesse cosmique. Aucun signal, aucune particule peut aller plus vite que c = m/s.

47 La taille et structure de l Univers aujourd hui Résumé : physique fondamentale La vitesse de la lumière dans le vide est une sorte de limite de vitesse cosmique. Aucun signal, aucune particule peut aller plus vite que c = m/s. Temperature est une mesure de l énergie cinétique. 0 K correspond à nulle énergie cinétique.

48 La taille et structure de l Univers aujourd hui Résumé : physique fondamentale La vitesse de la lumière dans le vide est une sorte de limite de vitesse cosmique. Aucun signal, aucune particule peut aller plus vite que c = m/s. Temperature est une mesure de l énergie cinétique. 0 K correspond à nulle énergie cinétique. Homogénéité : une propriété est homogène si elle ne dépend pas de position. L Univers est homogène sur les grandes échelles. Ca veut dire que si l on prend la moyenne d une propiété dans une grande boîte et celle de la boîte à côté, la valeur moyenne est presque la même pour toutes les boîtes.

49 La taille et structure de l Univers aujourd hui Résumé : physique fondamentale La vitesse de la lumière dans le vide est une sorte de limite de vitesse cosmique. Aucun signal, aucune particule peut aller plus vite que c = m/s. Temperature est une mesure de l énergie cinétique. 0 K correspond à nulle énergie cinétique. Homogénéité : une propriété est homogène si elle ne dépend pas de position. L Univers est homogène sur les grandes échelles. Ca veut dire que si l on prend la moyenne d une propiété dans une grande boîte et celle de la boîte à côté, la valeur moyenne est presque la même pour toutes les boîtes. Isotropie : une propriété est isotrope si elle ne dépend pas de la direction. L Univers est isotrope. Par exemple, la température ne dépend pas de la direction.

50 L origine de l Univers dans un Big Bang et le modèle standard cosmologique Le Big Bang Si toutes les galaxie s éloignent les uns par rapport aux autres, ça implique que dans le passé elles étaient plus proches, la densité de matière et d énergie dans l Univers était plus élevée.

51 L origine de l Univers dans un Big Bang et le modèle standard cosmologique Le Big Bang Si toutes les galaxie s éloignent les uns par rapport aux autres, ça implique que dans le passé elles étaient plus proches, la densité de matière et d énergie dans l Univers était plus élevée. En fait nous, les cosmologistes, pensons qu il y a 13,7 milliard d années (13, années) la densité s approchait à l infinité. Nous disons qu il s approchait à une singularité (de densité).

52 L origine de l Univers dans un Big Bang et le modèle standard cosmologique Le Big Bang Si toutes les galaxie s éloignent les uns par rapport aux autres, ça implique que dans le passé elles étaient plus proches, la densité de matière et d énergie dans l Univers était plus élevée. En fait nous, les cosmologistes, pensons qu il y a 13,7 milliard d années (13, années) la densité s approchait à l infinité. Nous disons qu il s approchait à une singularité (de densité). Pour faire l extrapolation précisement il faut rendre compte que le taux d expansion varie selon la loi d Einstein, la relativité générale.

53 L origine de l Univers dans un Big Bang et le modèle standard cosmologique Le Big Bang Si toutes les galaxie s éloignent les uns par rapport aux autres, ça implique que dans le passé elles étaient plus proches, la densité de matière et d énergie dans l Univers était plus élevée. En fait nous, les cosmologistes, pensons qu il y a 13,7 milliard d années (13, années) la densité s approchait à l infinité. Nous disons qu il s approchait à une singularité (de densité). Pour faire l extrapolation précisement il faut rendre compte que le taux d expansion varie selon la loi d Einstein, la relativité générale. Mais nous ne pouvons pas traiter une densité infinie. Donc la singularité pose une limite de notre connaissance.

54 L origine de l Univers dans un Big Bang et le modèle standard cosmologique Le Big Bang : pour les philosophes Une façon de présenter cette limite de notre connaissance est la suivante. Nous, les physiciens théoriciens, pensons que la relativité générale n est plus valide à une échelle du temps T p, qui s appelle le temps de Planck, avec valeur T p = 5 44 secondes. On peut dire que nous pouvons en principe essayer de décrire l Univers apartir de T p = 5 44 secondes après le Big Bang (la singularité). Avant ça nous n avons pas les outils.

55 L origine de l Univers dans un Big Bang et le modèle standard cosmologique Le Big Bang : pour les philosophes Une façon de présenter cette limite de notre connaissance est la suivante. Nous, les physiciens théoriciens, pensons que la relativité générale n est plus valide à une échelle du temps T p, qui s appelle le temps de Planck, avec valeur T p = 5 44 secondes. On peut dire que nous pouvons en principe essayer de décrire l Univers apartir de T p = 5 44 secondes après le Big Bang (la singularité). Avant ça nous n avons pas les outils. Nous ne savons pas si le temps existait avant le Big Bang.

56 Les trois premières minutes Le modèle standard cosmologique Le modèle standard cosmologique commence avec un Big Bang, qui a lieu il y a 13,7 milliards d années. Ce modèle est quantitif à partir de T p et est décrit par les lois de la physique fondamentale (admettant le plus on approche la singularité le plus la loi devient spéculative). Nous n avons pas d observations de laboratoire pour vérifier les propriétés de matière à très haute densité par exemple. Donc, il s agit d une sorte d extrapolation quantitative avec les lois vérifiées dans les laboratoires au niveau d énergie plus bas. Le modèle cosmologique standard explique trois observations principales : 1 L expansion de l Univers 2 Rayonnement fossil (le CMB) 3 Les proportions d éléments dominantes (H et He).

57 Les trois premières minutes Formations des galaxies L Univers est supposé d être homogène vers le temps T p après le Big Bang.

58 Les trois premières minutes Formations des galaxies L Univers est supposé d être homogène vers le temps T p après le Big Bang. Mais il faut avoir les fluctuations, les inhomogénéités dans la densité, pour former finalement (long après) les galaxies.

59 Les trois premières minutes Formations des galaxies L Univers est supposé d être homogène vers le temps T p après le Big Bang. Mais il faut avoir les fluctuations, les inhomogénéités dans la densité, pour former finalement (long après) les galaxies. Les fluctuations attendues par la mécanique quantique ne suffisent pas (ils s annulent rapidement).

60 Les trois premières minutes Formations des galaxies L Univers est supposé d être homogène vers le temps T p après le Big Bang. Mais il faut avoir les fluctuations, les inhomogénéités dans la densité, pour former finalement (long après) les galaxies. Les fluctuations attendues par la mécanique quantique ne suffisent pas (ils s annulent rapidement). Il y a une hypothèse qu il y avait une période pour laquel l expansion de l Univers est très rapide. Cette hypothèse, qui s appelle inflation était proposé par Alain Guth durant les années 1980s, et elle resout plusieurs problèmes dans la cosmologie. Elle resout aussi ce problème de la formation des galaxies. Les fluctuations attendu par la mécanique quantique serrait gelé pendant la période d inflation.

61 Les trois premières minutes Formations des galaxies... En tous cas, on peut observé les variations de densité dans l Univers à la période environ année après le Big Bang en observant le CMB. Elles sont les variations avec laquel la gravitation a finalement produire les galaxies.

62 Les trois premières minutes Formations des éléments Avant 1 seconde le Big Bang l Univers est un océan de particules élémentaires, principalement protons, neutrons, photons (les particules de lumière), et neutrinos. La temperature est trop chaude pour formé les noyaux des atomes l énergie cinétiques des particules est assez grande de détruire des éventual noyau. A environ 1 ou 2 seconde après le Big Bang, la temperature a baissé assez pour les premiers noyaux de former. Les neutrons et les protons se joignent pour finalement produire les noyaux de hélium-4 avec 2 protons et 2 neutrons. Ce procès, cette réaction nucléaire, a lieu dans les réacteurs nucléaires et les étoiles comme notre Soleil aujourd hui. Il continue juste à 340 seconde après le Big Bang, puis il arrête rapidement.

63 Les trois premières minutes Formations des éléments A la fin, le hydrogène domine toujours avec 76% de la masse totale des éléments, et entre 23 et 24% helium-4. Le reste est deuteurium (un proton et un neutron) avec 0,01% de la masse et même moins de helium-3 et lithium-7. Remarque Il n y a pas des élément plus lords que lithium. Pas de carbone C, ni de oxygène O, ni de azote N.

64 Résumé Résumé Avec notre connaissance de la cosmologie, l astrophysique, chimie, géologie, et biologie, on peut aborder la question d existence de la vie hors de la terre d une façon scientifique. Il s agit du nouveau domaine pluridisciplinaire l exobiologie.

65 Résumé Résumé Avec notre connaissance de la cosmologie, l astrophysique, chimie, géologie, et biologie, on peut aborder la question d existence de la vie hors de la terre d une façon scientifique. Il s agit du nouveau domaine pluridisciplinaire l exobiologie. L Univers est grand voire potentialement infinie avec étoiles dans l Univers visible, la plus part dans les galaxies loin de la notre. Notre Galaxie, la Voie Lactée, est typique avec plus de étoiles.

66 Résumé Résumé Avec notre connaissance de la cosmologie, l astrophysique, chimie, géologie, et biologie, on peut aborder la question d existence de la vie hors de la terre d une façon scientifique. Il s agit du nouveau domaine pluridisciplinaire l exobiologie. L Univers est grand voire potentialement infinie avec étoiles dans l Univers visible, la plus part dans les galaxies loin de la notre. Notre Galaxie, la Voie Lactée, est typique avec plus de étoiles. Le Système Solaire se trouve dans la banlieue, où les plus proches étoiles sont plusieurs année lumière de la notre.

67 Résumé Résumé Avec notre connaissance de la cosmologie, l astrophysique, chimie, géologie, et biologie, on peut aborder la question d existence de la vie hors de la terre d une façon scientifique. Il s agit du nouveau domaine pluridisciplinaire l exobiologie. L Univers est grand voire potentialement infinie avec étoiles dans l Univers visible, la plus part dans les galaxies loin de la notre. Notre Galaxie, la Voie Lactée, est typique avec plus de étoiles. Le Système Solaire se trouve dans la banlieue, où les plus proches étoiles sont plusieurs année lumière de la notre. C est un bon nouveau pour nous, car il y a des endoits, dans le noyau de la Galaxie par exemple, où la densité d étoiles est beaucoup plus hautes et je devinerais que la probabilité d avoir les voisins essay proche de s envahir est plus importante.

68 Résumé Résumé... Il y a trois types de matière et énergie dans l Univers : (1) L énergie noir (dark energy) de quelle nous ne savons presque rien sauf qu elle est nécessaire pour expliquer l histoire du taux d expansion de l Univers, (2) La matière noir (dark matter) de quelle nous ne savons presque rien sauf qu elle est nécessaire pour expliquer les mouvements des étoiles et galaxies observés, (3) la matière et énergie normales que nous pouvons analyser dans les laboratoires.

69 Résumé Résumé... Il y a trois types de matière et énergie dans l Univers : (1) L énergie noir (dark energy) de quelle nous ne savons presque rien sauf qu elle est nécessaire pour expliquer l histoire du taux d expansion de l Univers, (2) La matière noir (dark matter) de quelle nous ne savons presque rien sauf qu elle est nécessaire pour expliquer les mouvements des étoiles et galaxies observés, (3) la matière et énergie normales que nous pouvons analyser dans les laboratoires. La matière normale, est bien décrit par le modèle standard des particules. Au niveau d énergie quotidien la plus part de la masse se trouve dans les éléments fait des électrons, protons, et neutrons. Il s agit des éléments du tableau périodique des éléments (table de Mandeleïv).

70 Résumé Résumé... Il y a trois types de matière et énergie dans l Univers : (1) L énergie noir (dark energy) de quelle nous ne savons presque rien sauf qu elle est nécessaire pour expliquer l histoire du taux d expansion de l Univers, (2) La matière noir (dark matter) de quelle nous ne savons presque rien sauf qu elle est nécessaire pour expliquer les mouvements des étoiles et galaxies observés, (3) la matière et énergie normales que nous pouvons analyser dans les laboratoires. La matière normale, est bien décrit par le modèle standard des particules. Au niveau d énergie quotidien la plus part de la masse se trouve dans les éléments fait des électrons, protons, et neutrons. Il s agit des éléments du tableau périodique des éléments (table de Mandeleïv). Par masse, il est hydrogène et hélium qui dominent les éléments de l Univers aujourd hui.

71 Résumé Résumé... Seulement hydrogène et hélium (et un très très petit peu de Li et Be) sont créées pendant les premières quelques minutes après le Big Bang.

72 Résumé Résumé... Seulement hydrogène et hélium (et un très très petit peu de Li et Be) sont créées pendant les premières quelques minutes après le Big Bang. Il faut attendre des centaines de millions d années après le Big Bang pour former les éléments plus lords dans les premières étoiles.

73 Résumé Résumé... Seulement hydrogène et hélium (et un très très petit peu de Li et Be) sont créées pendant les premières quelques minutes après le Big Bang. Il faut attendre des centaines de millions d années après le Big Bang pour former les éléments plus lords dans les premières étoiles. Les éléments essentiels pour la vie (au mois la vie comme se trouve sur la terre), il s agit de H, C, et O se forment dans les étoiles de la taille de la notre, mais seulement dans leur dernière phase de vie, quand elle sont les giants rouge.

74 Résumé Résumé... Seulement hydrogène et hélium (et un très très petit peu de Li et Be) sont créées pendant les premières quelques minutes après le Big Bang. Il faut attendre des centaines de millions d années après le Big Bang pour former les éléments plus lords dans les premières étoiles. Les éléments essentiels pour la vie (au mois la vie comme se trouve sur la terre), il s agit de H, C, et O se forment dans les étoiles de la taille de la notre, mais seulement dans leur dernière phase de vie, quand elle sont les giants rouge.

75 Encrenaz, Thérèse Les planétes : Les nôtres et les autres. EDP Sciences, Les Ulis, France. Liddle, Andrew An introduction to modern cosmology. Chichester, UK and Hoboken, NJ : Wiley & Company.