La formation des structures de l Univers du Big Bang aux planètes
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- Élisabeth Jobin
- il y a 9 ans
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1 La formation des structures de l Univers du Big Bang aux planètes! Michel Tagger, LPC2E/OSUC
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4 de l Astronomie à l Astrophysique Galilée : Le Soleil est de feu, la Lune est pierreuse
5 de l Astronomie à l Astrophysique Galilée : Le Soleil est de feu, la Lune est pierreuse
6 de l Astronomie à l Astrophysique Galilée : Le Soleil est de feu, la Lune est pierreuse
7 de l Astronomie à l Astrophysique Galilée : Le Soleil est de feu, la Lune est pierreuse
8 de l Astronomie à l Astrophysique Galilée : Le Soleil est de feu, la Lune est pierreuse
9 l Univers est fait d objets qui répondent aux mêmes lois physiques que sur Terre! on peut donc passer de l observation (astronomie)! à la compréhension (astrophysique, astrochimie, astrobiologie )
10 de la Terre aux planètes les planètes sont alignées dans un même plan : l écliptique! -> hypothèse de la Nébuleuse Primordiale (Laplace)! dans laquelle sont formées les planètes!
11 un exemple proche :! Beta Pictoris! ce disque contient des planètes, des comètes
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14 des étoiles
15 vie et mort des étoiles les étoiles ont une évolution, qui dépend essentiellement de leur masse initiale! Le Soleil et la Terre ont! 4,5 milliards d années
16 vie et mort des étoiles étoile ~ Soleil -> géante rouge -> naine blanche en ans! étoile > ~ 11 M Soleil -> supernova -> étoile à neutrons ou trou noir
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18 sphères, disques les structures sont formées lorsque la matière s effondre sous l effet de sa gravité! l effondrement est stoppé par la pression! -> structures sphériques (Soleil, planètes )! ou par la force centrifuge! (conservation du moment cinétique)! -> disques (galaxies, anneaux de Saturne )! ou par les deux (machins plus compliqués )
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21 le plus bel exemple de disque
22 le plus bel exemple de disque
23 le plus bel exemple de disque
24 le plus bel exemple de disque
25 le plus bel exemple de disque
26 le plus bel exemple de disque
27 vie et mort des étoiles équilibre hydrostatique entre la gravité et la pression! pression (chaleur) entretenue par les réactions de fusion nucléaire! essentiellement H -> He! puis He -> C, O, puis d autres réactions formant des éléments plus lourds! Nucléosynthèse :! H, He, 7 Li ont été formés lors de la nucléosynthèse primordiale (t=100 à 1000 s après le Big Bang, T=10 9 à K)! C, O, N formés dans les étoiles! presque tout le reste dans les explosions de supernovae! poussière d étoiles!
28 notre Galaxie : la Voie Lactée
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30 notre Galaxie : la Voie Lactée
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34 notre Galaxie : la Voie Lactée
35 si on pouvait la voir d audessus
36 Galaxies spirales
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44 Galaxies spirales valeurs typiques :! 200 milliards d étoiles! rayon ~ 30 kpc ~ années-lumière! v rotation ~ 200 km/s! T rotation ~ 250 millions d années au Soleil! -> 6 depuis Lucy, 12 depuis Toumaï, 1 tour depuis la naissance des dinosaures, 2 depuis Astérix! étoiles sur des orbites quasi-circulaires + agitation thermique ~ 30 km/s! gaz (~5-10% de la masse des étoiles) : phases froide (nuages), tiède, chaud, c s ~ 5 km/s! champ magnétique et rayons cosmiques! équipartition : P gaz ~P mag ~P cosmiques -> systèmes couplés
45 gaz interstellaire
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48 gaz interstellaire
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51 gaz interstellaire
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53 gaz interstellaire
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56 interactions et collisions de galaxies
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61 amas de galaxies les galaxies sont le plus souvent en amas! la Voie Lactée a des galaxies satellites (nuages de Magellan)! elle appartient au groupe local de galaxies! qui se précipite vers l amas de la Vierge!
62 amas de Coma
63 Amas de la Vierge
64 la chaine de Markarian,! au centre de l amas de la Vierge
65 Amas d Abell
66 un mirage gravitationnel
67 l amas de galaxies 1E galaxies, gaz (rouge) et matière noire (bleu)
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69 expansion de l Univers Einstein, 1917 : Relativité Générale. Constante d intégration Hubble, 1929 : les galaxies s éloignent de nous avec une loi : pour permettre un Univers statique v exp = Hd où H = 70 kms/(s.mpc) 1 Mpc = années-lumière Einstein : la plus grande erreur de ma vie!! mais pas si faux que ça (?)
70 expansion de l Univers?
71 la structure de l Univers sur années-lumière
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73 rayonnement cosmologique Lemaître, années 30 : atome primordial! Gamow, 1949 : nucléosynthèse primordiale! Alpher, Herman : prédiction du fond de rayonnement! Hoyle : le nom Big Bang! Penzias et Wilson, 1964 : découverte du rayonnement cosmologique! le rayonnement de corps noir le plus pur jamais mesuré!
74 rayonnement cosmologique mais où sont les barres d erreur? rayonnement émis lorsque l Univers avait ans, T=3000 K! découplage photonsmatière! T=2,78 K aujourd hui à cause de l expansion! fluctuations ~ 10-5 K! -> conditions initiales pour la croissance des structures par effondrement gravitationnel
75 rayonnement cosmologique
76 les résultats de Planck!
77 les résultats de Planck!
78 les résultats de Planck!
79 les résultats de Planck!
80 les premiers âges de l Univers
81 histoire des structures un des objectifs de LOFAR
82 la composition de l Univers
83 simulations cosmologiques
84 simulations cosmologiques
85 R. Teyssier et al.
86 simulations cosmologiques matière noire et gaz! effondrement gravitationnel de la matière noire! -> formation de filaments qui s entrecroisent! -> amas de galaxies aux noeuds du réseau! l effondrement se poursuit le long des filaments! grands vides! le gaz tombe dans les puits de potentiel gravitationnel! très peu de paramètres!! les simulations reproduisent la structure de l Univers jusqu à la formation des galaxies
87 la suite
88 la suite le gaz est concentré et chauffé dans les puits de potentiel créé par la matière sombre
89 la suite le gaz est concentré et chauffé dans les puits de potentiel créé par la matière sombre compétition entre gravité, pression, force centrifuge
90 la suite le gaz est concentré et chauffé dans les puits de potentiel créé par la matière sombre compétition entre gravité, pression, force centrifuge mais le gaz rayonne et tend à se refroidir
91 la suite le gaz est concentré et chauffé dans les puits de potentiel créé par la matière sombre compétition entre gravité, pression, force centrifuge mais le gaz rayonne et tend à se refroidir bien plus difficile à modéliser!
92 la suite le gaz est concentré et chauffé dans les puits de potentiel créé par la matière sombre compétition entre gravité, pression, force centrifuge mais le gaz rayonne et tend à se refroidir bien plus difficile à modéliser! équation d état du gaz, poussières
93 la suite le gaz est concentré et chauffé dans les puits de potentiel créé par la matière sombre compétition entre gravité, pression, force centrifuge mais le gaz rayonne et tend à se refroidir bien plus difficile à modéliser! équation d état du gaz, poussières transfert de rayonnement
94 la suite le gaz est concentré et chauffé dans les puits de potentiel créé par la matière sombre compétition entre gravité, pression, force centrifuge mais le gaz rayonne et tend à se refroidir bien plus difficile à modéliser! équation d état du gaz, poussières transfert de rayonnement turbulence
95 la suite le gaz est concentré et chauffé dans les puits de potentiel créé par la matière sombre compétition entre gravité, pression, force centrifuge mais le gaz rayonne et tend à se refroidir bien plus difficile à modéliser! équation d état du gaz, poussières transfert de rayonnement turbulence formation d étoiles et de planètes
96 la suite le gaz est concentré et chauffé dans les puits de potentiel créé par la matière sombre compétition entre gravité, pression, force centrifuge mais le gaz rayonne et tend à se refroidir bien plus difficile à modéliser! équation d état du gaz, poussières transfert de rayonnement turbulence formation d étoiles et de planètes champ magnétique, chimie, biologie
97 la suite le gaz est concentré et chauffé dans les puits de potentiel créé par la matière sombre! compétition entre gravité, pression, force centrifuge! mais le gaz rayonne et tend à se refroidir! bien plus difficile à modéliser!! équation d état du gaz, poussières! transfert de rayonnement! turbulence! formation d étoiles et de planètes! champ magnétique, chimie, biologie! etc
98 la suite ça devient compliqué! un univers pour l OSUC!
99 galaxies spirales un Trou Noir supermassif au centre, à 1 milliard M Soleil (pourquoi?)! la structure spirale est une instabilité gravitationnelle! plasma dont les particules individuelles sont les étoiles en interaction par l autogravité! l instabilité spirale permet une poursuite lente de l effondrement gravitationnel
100 galaxies spirales le gaz (c s ~5 km/s) est plus froid que les étoiles (c s ~30 km/s)! -> tombe dans le potentiel des bras spiraux, forme des ondes de choc! -> effondrement gravitationnel local! -> formation de nouvelles étoiles
101
102 formation d étoiles par effondrement de nuages de gaz! -> nurseries d étoiles! contagion : une étoile massive -> évolution très rapide -> explosion de supernova -> onde de choc -> nouvelles étoiles! nucléosynthèse
103 formation d étoiles par effondrement de nuages de gaz! -> nurseries d étoiles! contagion : une étoile massive -> évolution très rapide -> explosion de supernova -> onde de choc -> nouvelles étoiles! nucléosynthèse
104 trous noirs stellaires
105 trous noirs stellaires
106 étoiles jeunes
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112
113 exoplanètes
114 exo planètes plus de 400 connues! Jupiters chauds! planètes de type terrestre?
115 systèmes multiples Gliese 876 Soleil, Jupiter-Neptune
116 systèmes multiples Gliese 876 Soleil, Jupiter-Neptune
117 formation des planètes disque de gaz et de poussières! collisions, collage des grains -> planétésima ux! croissance des planétésima ux -> planètes! formation de Jupiter en ~ ans! puis des autres planètes
118 aux confins du système
119 la comète! o Rosetta, lancée en 2004 par l Agence Spatiale Européenne (ESA)
120 la comète! Comète Hale-Bopp vue depuis la Terre, 1997
121 la comète! o Janvier 2014 : réveil de Rosetta o encore des millions de kilomètres! (avril 2014)
122 la comète! o Juillet 2014 : on s approche!
123 la comète! o Juillet 2014 : on s approche!
124 la comète! o Août 2014 : rendez-vous
125 la comète! o 12 novembre : atterrissage de Philae
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128 31 janvier au 25 mars
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