Les observations cosmologiques

L origine et l évolution de l Univers «Si Dieu a créé le monde, où était-il avant la Création? Sachez que le monde, de même que le temps, ne sont pas créés, ils sont sans commencement ni fin.» Mahapurana (Textes sacrés du Jainisme IX e Les observations cosmologiques L anatomie du Big Bang L origine i et le destin de l Univers L Univers et la vie D autres univers? siècle) Les observations cosmologiques L information voyage à la vitesse de la lumière (300,000 km/sec). On perçoit donc les objets avec un certain «retard». Il y a milliards d années Il y a 5 milliards d années Il y a 1 milliard d années Aujourd hui Il y a presque 14 milliards d années Regarder loin, c est regarder dans le passé 1

T= 0 T= 13.7 Ga Évolution des galaxies en fonction du temps Pas de galaxies normales Beaucoup de galaxies actives ou en formation Plusieurs galaxies normales Plusieurs galaxies actives Beaucoup de galaxies normales. Pas de galaxies actives ou en formation Galaxies spirales en formation dist~ 12 milliards A.L. IC 342 dist ~ 11 millions A.L. D autres observations cosmologiques L expansion de l Univers Au début du 20 e siècle, V. Slipher et E. Hubble découvrent que les galaxies s éloignent les unes des autres. Loi de Hubble V = H 0 D Puisque la distance entre les galaxies augmente, celles-ci étaient plus rapprochées dans le passé. Si le taux d expansion est constant depuis le début, alors 0 H0 72 km/s/mpc D = τ = 1 14 milliards d'années V H L âge de l Univers 2

Digression : l Univers et le pain aux raisins a c Cuire au four à 350 F pendant 60 minutes Les raisins 3 s éloignent avec une «vitesse» proportionnelle à leur 7 distance les uns par rapport aux autres C est la b «Loi de Hubble» du pain aux raisins. a Il n y a pas de raisin privilégié!!! 6 20 c le raisin «a» s est déplacé à (6-3) cm/1 h, soit 3 cm/heure 14 le raisin «b» s est déplacé à (14-7) cm/1 h, soit 7 cm/heure le raisin «c» s est déplacé à (20 - ) cm/1 h, soit cm/heure b Le rayonnement de fond cosmologique En 1965, A. Penzias et R. Wilson confirment que l Univers a connu une phase initiale chaude, et qu il se refroidit depuis. Aujourd hui, la température moyenne de l Univers est 2.735 K (environ 3 degrés au dessus du zéro absolu!) WMAP Lorsque ce rayonnement est émis, l Univers est remarquablement homogène et isotrope. 3

L abondance relative des éléments simples La proportion des espèces chimiques simples, comme l hydrogène, le deutérium, l hélium, et le lithium indique que l Univers a connu une phase de nucléosynthèse primordiale «globale» de courte durée. Hydrogène Hélium-4 p p n n p ~900,000,000 (90%) ~0,000,000 (%) L hélium-4 est aussi fabriqué dans les étoiles. Cependant, l Univers n est pas assez vieux et il n y a pas eu assez d étoiles pour expliquer une si grande quantité d hélium. Deutérium Hélium-3 Lithium-7 n p n p p p p p n n p n ~70,000 000 (0.007%) 007%) ~,000 (0.001%) ~1/3 (0.00000003%) Ces éléments sont détruits au cœur des étoiles. Si on en observe encore aujourd hui, c est parce qu ils ont été conçus avant l existence des étoiles et qu ils n ont jamais été mélangés à la matière au centre de celles-ci. Le «Big Bang» en bref Le modèle standard du «Big Bang» est un modèle élégant qui explique la plupart des observations (expansion, composition chimique, etc.). L explosion primordiale s est produite il y a environ 13.7 milliards d années. Le modèle standard du «Big Bang» montre que l évolution de l Univers se divise en deux grandes périodes : l ère de la radiation (t < ~380,000 ans) pendant laquelle l Univers est opaque au rayonnement. Cette période ne peut être observée par les télescopes conventionnels. Tempéra ature,000,000 K 15 jours 3000 K 380,000 années 2 milliards d années 9 K l ère de la matière (t > ~380,000 ans) au cours de laquelle les structures (galaxies, étoiles, etc.) apparaissent. 13.7 milliards d années Âge de l Univers 3 K 4

Avant le Big Bang? L origine du temps et de l espace est mal définie en partie à cause des fluctuations quantiques de l espace-temps mais, aussi, à cause des incertitudes dans nos théories décrivant la physique des hautes énergies et des grandes densités. Pour comprendre cette phase primordiale, il faudrait une théorie cohérente de la «gravitation quantique». Avant le Big Bang il y avait quelque chose de l énergie puisque l Univers actuel en contient. Toutefois, dans l état actuel des connaissances, il est impossible de décrire la nature de 43 l Univers avant t = sec. durée de vie moyenne d une fluctuation taille d une fluctuation t =??????????? r 35 m Source: NOVA- The Elegant Universe Le Big Bang 43 La chronologie du Big Bang commence donc à t = sec. À cet instant, toute l énergie lénergie de lunivers l Univers observable ( ω = 77) est comprise dans un volume dont la 15 taille est inférieure à celle d un proton ( R = 0.000000000000001 m = m). Peu après, l énergie sombre (possiblement l énergie du vide?) provoque une période d inflation brusque. L Univers LUnivers devient au 28 moins quadrilliards ( ) de fois plus grand!!! t = 0.0000000000000000000000000000000000000000001sec 5

La phase d inflation semble être un ingrédient essentiel de l évolution de l Univers, puisqu elle lui confère plusieurs des propriétés observées aujourd hui: 9 il est grand ( R obs 13.7 A.L.) 17 9 il est vieux ( sec 13.7 années) il est plat il est homogène il est isotrope Distribution des galaxies dans le ciel Source: 2dF Galaxy Redshift Survey t = 0.00000000000000000000000000000001sec L origine de la matière À 1 microseconde, l énergie disponible permet de créer des paires «particule antiparticule» de façon continue. Ces paires s annihilent rapidement et redeviennent de l énergie. L expansion de l Univers rompt l équilibre et favorise un léger surplus de quarks par rapport aux anti-quarks. Après 30 microsecondes, il y a davantage de quarks que d anti-quarks dans une proportion de une particule sur 30 millions!! Les quarks en excédents deviennent des protons, neutrons, etc.; c est-à-dire toute la matière ordinaire que nous observons. t = 0.000015sec Source: http://archive.ncsa.uiuc.edu/cyberia/cosmos/cosmicmysterytour.html 6

La matière sombre se découple Période d inflation Comme pour la matière ordinaire (dite baryonique), des particules de matière sombre sont constamment créées et détruites. C est l expansion qui favorise une asymétrie et donc un surplus de matière sombre (par rapport à l anti-matière sombre). En même temps, les quatre forces fondamentales se découplent. Création «nette» des premiers baryons Création «nette» des premières es particules de matière sombre t = 1sec Après 1 seconde, 25% du contenu de l Univers est sous forme de matière sombre. Désormais, l Univers est si grand et dilué (!) que cette matière exotique n interagit avec le reste de l Univers que par le biais de la force gravitationnelle. La nucléosynthèse primordiale Après 1 seconde, le contenu de l Univers est sous forme de protons, de neutrons, d électrons (la matière ordinaire), i de matière sombre, et d énergie sombre. 5 3 La température ( K) et la densité ( 5 g cm ) sont si élevées que des réactions nucléaires de fusion se produisent partout et simultanément dans l Univers. neutrino + + + positron p p deutérium + H + H H + e + ν 1 1 2 1 1 1 t = 1min Source: http://archive.ncsa.uiuc.edu/cyberia/cosmos/cosmicmysterytour.html 7

3 minutes plus tard, l Univers en 9 expansion devient trop froid (K) et dilué pour que ces réactions nucléaires se poursuivent. Environ le quart des protons et tdes neutrons se sont combinés en hélium, deutérium et lithium, le reste demeure sous forme d hydrogène. Toutes ces espèces sont ionisées. La création de ces espèces nucléaires injecte plus d énergie ( ω 74) dans l Univers que celle libérée par toutes les étoiles depuis 13 milliards d années Les abondances mesurées de ces espèces imposent des contraintes très serrées sur les divers scénarios possibles du Big Bang. t = 3min Abondance relative des éléments légers en fonction du rapport Nphotons / Nbaryons. Les modèles sont en rouge, les observations en vert et jaune. Source: J.-O. Baruch, La Recherche, no.395, mars 2006, p.40. De l opacité à la transparence Après la phase de nucléosynthèse primordiale, l expansion de lunivers l Univers se poursuit. La température moyenne du cosmos diminue graduellement. Les électrons s unissent aux noyaux (hydrogène, hélium, ) pour former des atomes neutres. Toutefois, ceux-ci sont rapidement dissociés par les photons énergétiques qui remplissent l Univers. Pendant cette phase, le parcours moyen des photons n est que de quelques centimètres. L Univers est donc opaque. Le cosmos est en équilibre thermodynamique et son entropie est quasi maximale. Son évolution est surtout dominée par les photons. C est l ère de la radiation. t = 0,000 ans 8

À ~ 380,000 ans, la température moyenne de l Univers devient inférieure à ~ 3000 K, l énergie moyenne des photons n est plus assez grande pour dissocier les électrons des noyaux. La matière devient neutre et n est plus soumise à l action du bain de radiation électromagnétique. L Univers devient transparent. C est le début de l ère de la matière. t = 380,000 ans Les derniers photons créés à cette époque se propagent librement et sont observés aujourd hui sous la forme d un rayonnement uniforme provenant de toutes les régions du ciel. C est le rayonnement fossile cosmologique. La longueur d onde initiale de ces photons est dans le domaine de la lumière rouge. L expansion de l Univers a, depuis, étiré leur longueur d onde. Aujourd hui, on les observe dans le domaine des micro-ondes. La distribution de ce rayonnement correspond à la température moyenne actuelle de l Univers, soit 2.73 K. Source: http://archive.ncsa.uiuc.edu/cyberia/cosmos/cosmicmysterytour.html Le rayonnement est uniforme (homogène et isotrope) dans un rapport de une partie sur 0,000. Les faibles variations de température correspondent à des variations de la densité moyenne de la matière. Elles sont un reflet de la période 35 d inflation (à t ) et, surtout, sont les «germes» des galaxies à venir. géométrie (plate) contenu (matière ordinaire, sombre, ) Source: Wilkinson Microwave Anisotropy Probe La distribution de la taille de ces fluctuations impose des contraintes importantes sur les modèles cosmologiques. t = 380,000 ans 9

L origine et le destin de l Univers Malgré le fait qu il soit très difficile de décrire l état dans lequel se trouvait l Univers avant le Big Bang, certains modèles indiquent que l univers actuel pourrait être le descendant d un univers ancestral qui se serait effondré sur lui-même, suivi d un rebondissement. Ces modèles «exotiques» éliminent le problème de l origine l Univers en postulant qu il fait parti d une suite infinie (?) d univers et de rebonds. Le destin de l Univers dépend, quant à lui, du taux d expansion du «tissu» de l espace Les mesures du taux d expansion ainsi que celle de la densité de masse-énergie permettent donc de retracer l histoire du cosmos et d en décrire l évolution future En comptabilisant toute la matière visible (lumineuse) et en tenant compte de la matière sombre, on trouve que la densité moyenne de matière dans le cosmos est 1 m³ Cette densité est inférieure à la «densité critique» (i.e. la densité nécessaire pour que la force gravitationnelle de toute la matière puisse freiner l expansion) ~1 proton De plus Les mesures de distance des galaxies lointaines, basées sur la brillance des supernova, indiquent que le taux d expansion augmente. C est-à-dire, l Univers accélère!!!

Contribution de l énergie sombre Univers ouvert (non-lié) en expansion perpétuelle Univers fermé (lié) éventuellement en contraction «Big Bang» «Big Crunch» Les mesures actuelles indiquent que, non seulement l expansion s accélère, mais que cette expansion se poursuivra pour l éternité. Cependant, les propriétés de l énergie sombre sont encore mal connues. Le futur lointain de l Univers l est donc tout aussi L univers et la vie Contenu actuel du cosmos Composante Fraction Rayonnement 0.005005 % Étoiles 0.5 1.0 % Neutrinos > 0.3 % Tous les baryons 5 % Matière sombre 25 % Total matière 30 % Énergie sombre 70 % Si l intensité de la force nucléaire forte avait été plus grande, tous les protons et les neutrons se seraient combinés en noyaux plus lourds et complexes. Pas d hydrogène, pas d eau,, pas de vie. Si l intensité de la force nucléaire forte avait été plus petite, il n y aurait aucune réaction nucléaire dans l Univers (ou dans les étoiles). Pas d oxygène, pas de carbone,, pas de vie. Si l intensité de la force nucléaire faible avait été plus grande, la quantité de matière sombre serait plus petite. Pas de structure, pas de galaxie,, pas de vie. Si l intensité de la force nucléaire faible avait été plus petite, il y aurait davantage de matière sombre. Durée de vie de l Univers trop courte, pas de vie. 11

Avant 380,000 années, la matière est toujours couplée à la radiation EM. La température est homogène. Le désordre de l Univers est égal au désordre maximal possible. À cause de l expansion, la température de la matière et de la radiation EM diminue. Lorsque la matière devient neutre, sa température diminue alors plus rapidement que celle du rayonnement. Le désordre maximal possible augmente plus rapidement que le désordre réel de l Univers. L expansion permet donc la création de structures ordonnées qui peuvent se «débarasser» de leur désordre dans le vide de l espace sous forme de photons. T(K) 6 4 ère de la radiation S = S 2 Uni max t ~ 380,000 ans ère de la matière S max S Uni En d autres termes, l expansion de l Univers est une condition nécessaire à l apparition de structures, donc de la complexité. 2 4 6 8 Temps (années) D autres univers? Au-delà de la limite de l Univers observable, l inflation a certainement produit les mêmes lois et conditions physiques menant à la formation de galaxies, d étoiles, de planètes, Or, puisque notre Univers est probablement le résultat de l expansion d une petite région de l espace-temps, il est raisonnable de croire que d autres univers puissent être créés de manière similaire. Donc 12

notre univers (observable) ne serait qu un univers parmi une multitude d autres. Toutefois, il est possible, et même probable, que les lois de la physique y soient différentes (intensité, comportement, etc.). Ces autres univers seraient alors inaccessibles à nos moyens d observation. 13