Histoire de l`univers
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Histoire de l’univers Pourquoi l’histoire de l’univers ? Questions « simples » ou élémentaires : De quoi sont composés les éléments qui nous entourent ? • Molécules Atomes • Comprendre les origines de notre environnement proche, des éléments qui nous entourent nécessite de remonter (toute) l’histoire de l’univers Astronomie = observation • Quarks Observer loin dans l’espace = observer loin dans le temps Mettre en place une histoire qui servira de trame de temps, de dimension et de température sur laquelle on pourra ensuite zoomer lors d’autres exposés Début de l’univers Début = Marche arrière jusqu’à la limite : • +/- 15 milliards d’années (13,7) • Température 1 milliard de milliard de milliard de degrés • Densité infinie • Magma explosif de quarks = Chaud, dense, explosif, « lumineux » Avant ? • Équations impuissantes actuellement • Besoin d’une théorie quantique de la gravité • Candidat : théorie des « supercordes » Big Bang – modèle standard Temps = « 0 » : • • • • • Big Bang Création du temps et des 3 dimensions Création matière et antimatière Déséquilibre : 1/16 de la matière en plus (?) Température passe de 1012 à 1010 degrés. Une gigantesque annihilation : Particules / antiparticules se transforment en photons Temps = 10-43 seconde =0,0000000000000000000000000000000000000000001 s (limite de Planck de la théorie quantique) • la matière de l'univers correspond à une "purée" de quarks, d'électrons et de positons baignant dans une énergie énorme (T° > mille milliards de degrés) • phase d'expansion jusqu'à 10-35 s après le Big Bang. La température est trop élevée, la matière trop dense, les électrons sont libres : Le big bang est invisible ! Big Bang – modèle standard Temps = 10-43 seconde =0,0000000000000000000000000000 000000000000001 s (limite de Plank de la théorie quantique) • la matière de l'univers correspond à une "purée" de quarks, d'électrons et de positons baignant dans une énergie énorme (T° > mille milliards de degrés) • phase d'expansion jusqu'à 10-35 s après le Big Bang. La température est trop élevée, la matière trop dense, les électrons sont libres : le big bang est invisible ! Les forces nucléaires Temps = 1µs =0,0000000001 s : mise en action de la Force Forte • • Temps = +/- 1min : Mise en action de la Force Faible • • la force nucléaire forte va devenir supérieure à l'agitation des quarks et va les lier entre eux (grâce aux gluons!) trois par trois pour former les protons et neutrons Température n'est plus que de 3-10 milliards de degrés l'énergie thermique devient inférieure à la force faible. La nucléosynthèse initiale, avec la formation des noyaux atomiques légers à partir de la liaison des protons et neutrons peut alors débuter. Protons + électrons forment l’Hélium, l’Hydrogènes et quelques éléments lourds Expansion et refroidissement pendant … 1 million d’années Et la lumière fut … Expansion et refroidissement pendant … 1 million d’années Temps = 300 000 ans : composition de l’univers • • • • • électrons noyaux d'Hydrogène (protons) noyaux de deutérium 2H, 3He,4He 7Li La densité de matière étant plus faible, les photons peuvent circuler l'univers devient transparent • Le rayonnement résultant est celui, découvert par Penzias et Wilson en 1963 et aujourd'hui refroidi à -270 degrés Celcius Rayonnement du fond du ciel mesuré par la sonde WMAP Naissance des Galaxies Temps >300 000 ans : Mise en action de la force Electro-Magnétique • • • Température < 3000 degrés univers est rouge comme le fer chauffé dans les forges terrestres naissance des atomes protons + électrons = Hydrogène Naissance de quelques molécules comme la molécule d'H2 Expansion et refroidissement… Temps >300 000 ans : la gravité devient + forte que les force thermiques • La purée d’atome d’Hydrogène et d’hélium se condense en grumeaux (phénomènes mal compris) • Gravité engendre la rotation • Apparition des galaxies, des amas et super amas de galaxies Rotation et influences mutuelles fortes des galaxies entre elles (éloignement = seulement 10x leurs tailles) RESUME - début de l’univers Organisation • Expansion / dilution / refroidissement • Les forces cimentent et organise la structure de l’univers • On passe du chaos hyper énergétique aux galaxies Expansion, entropie et poubelle infinie • • • • L’expansion se fait à entropie constante = phénomène reversible permet le rejet d'entropie création étoile / planête = organisation Rejet d’entropie sous forme de rayonnement infrarouge L’expansion permet d'avoir une poubelle toujours + grande donc pas de réchauffement Une animation de l'histoire de l'Univers ANIMATION FLASH Naissance des étoiles Univers après la nucléosynthèse primordiale : • 90% H, 10% Hé Les étoiles se forment au sein des nébuleuses par phénomène d’accrétion Au moment où le nuage devient suffisamment concentré, la gravité fait le reste. Elle engendre l'effondrement du nuage, ce qui compresse de plus en plus les molécules, et le nuage commence à se réchauffer. Si la masse est suffisamment importante, la nébuleuse se comprime encore plus et les réactions nucléaires entrent en jeu. Nous avons alors une proto-étoile. Celle-ci commence alors à émettre lumière et chaleur. Vie des étoiles Noyaux très chauds : 20-100 millions de degrés Séquence principale = 90% des étoiles actuelles dont le soleil • • • Phase géante rouge (Beltegeuse et Antares) • • • Transformation de H en He Noyau encore plus chaud : 20 à 100 millions de degrés Les réactions nucléaires dégagent de l’énergie sous forme de rayonnement au cœur de l’étoile qui sort en surface sous forme de lumière visible Hélium se combine : x3 = Carbone, x4 = Oxygène, x5=Néon = brique élémentaires des molécules de la vie Noyau encore + chaud Phase suivante • • Le Carbone se combine et donne du Sodium, de l’Aluminium, du Magnésium = composants des pierres Noyau encore + chaud Vie des Etoiles Cas des atomes les plus lourds : • Possibilité de créer du fer par Si+Mg • mais réaction endothermique : refroidissement brutal du noyau qui ne supporte alors plus les couches externes, et s’effondre • Réchauffement brutal et explosion avec des pics de température autour de 5 Milliards de degrés • Permet la formation des noyaux lourds : le fer (26 protons) • D'autres atomes sont créés par capture des neutrons émis lors de l’explosion : Plomb, Uranium : Cas des éléments légers et fragiles Li, Be, Bo • Fragiles, ne supportent pas les hautes températures, donc impossibles à créer dans coeur des étoiles • Créés entre les étoiles à partir des éléments et du flux de particules stellaires : collision de proton + noyau Oxygène Milieu Interstellaire : un fantastique labo Lambeaux d’étoiles = milieu en cours de refroidissement, enrichi par les éléments lourds éjectés par les étoiles Noyaux capturent des électrons et deviennent des atomes Les atomes se combinent en molécules : • • • • Eau Gaz carbonique Alcool éthylique Amoniaque, méthane Formation des grains de poussière : • • Atomes (Al, MG, Si) s’organisent en réseaux cristallins = nuages interstellaires opaques Des glaces se déposent : eau, gaz carbonique = micro planètes RESUME Début Univers : • Vie des Galaxies : • passage de nébuleuse gazeuse aux étoiles Vie des étoiles : • Organisation, du chaos aux galaxies Transformation de l’hydrogène en éléments lourds Mort des étoiles : • Distribution des éléments lourds dans le milieu interstellaire Création du système solaire Temps = 10 Milliards d’années Coup de pouce : Création du Soleil Gravité et rotation installe les poussières dans un disque Proche du soleil les gaz s’évaporent Gravité accumule les poussières en grumeaux de + en + gros (densité 3) Collisions créent des corps solides de plus en plus gros Collisions dégagent beaucoup de chaleur Naissance du soleil et des planètes à partir des éléments laissés par les étoiles de première génération Ondes de choc provenant d'une supernova, effet de marée provenant de la galaxie, passage d'un amas d'étoiles, etc. Grande nébuleuse d'Orion (M42) pépinière d'étoiles Vie des planètes Evacuation de la chaleur initiale : • Convection, Volcanisme, Tectonique des plaques, Création de montagnes Phobos : gros caillou très vite froid Lune/ Mercure : • + gros, vie de 100 millions d’années Mars : en fin de vie Terre : encore beaucoup de chaleur Histoire des planètes = histoire de leur refroidissement Cas de la Terre Tant que la terre est chaude • Molécules d’eau contenues dans la pierre liquide Refroidissement • Création d’une croûte externe • La pierre se solidifie et éjecte son eau sous forme de gigantesques geysers • L’eau reste en vapeur au dessus de la terre (cas de Vénus) • Refroidissement : pluies, puis océans Résumé du parcours de l’eau : • Noyau d’oxygène se forme dans les étoiles • Se combine avec hydrogène dans milieu interstellaire • Se dépose sur les grains de poussières • S’accumule dans la nébuleuse protosolaire Même phénomène pour le gaz carbonique. Naissance de la vie L'étude des roches anciennes a révélé que la vie était apparue sur terre il y a près de 3.800 millions d'années. A cette époque, la Terre était très peu accueillante. L'air était dense et nocif. Les comètes et les météorites pleuvaient sur la planète. La Terre était un monde liquide sans aucune parcelle de terre sèche. Il y a 30 ans, les scientifiques pensaient que la vie était née dans les lacs et les océans. La lumière et les ultra-violets du Soleil divisèrent les gaz riches en hydrogène dans l'atmosphère. Les éléments se réunirent pour former des composés chimiques plus grands et plus complexes. Ces composés se rassemblèrent dans les océans et constituèrent une 'soupe organique'. Un jour, un accident se produisit. Une molécule commença à se copier elle-même. La Terre avait engendré la vie. Histoire de l’univers sur un an Échelle : 1 an = 15 milliards d'années, âge estimé du Big Bang, 1 jour = 41 millions d'années, 1 seconde = 500 ans ; 1 milliard d’années = 24 jours ; 1 million d’années = 0,6 h = 36 min Big Bang et formation de l'hydrogène et de l'hélium : • Formation de la Voie Lactée (et des autres galaxies) : • vers la fin janvier Plusieurs cycles : Nébuleuses, formations d'étoiles, géantes rouges, super-novae et synthèse d'éléments chimiques, pollution de nébuleuses, formation d'étoiles de deuxième génération, etc ... dans notre galaxie. • le 1er janvier à 0 h de février à août De nombreuses super-novae explosent près de notre nébuleuse • les 30 et 31 août Histoire de l’univers sur un an origine de la Terre et du système solaire Formation de la Terre et du système solaire : • Plus vieux minéraux connus (zircon australien) : • Le 15 octobre Plus vieilles traces (chimiques) connus de cellules eucaryotes : • le 24 septembre Plus vieille glaciation connue (il y en aura des dizaines d’autres jusqu'à nos jours) • le 16 septembre Premiers fossiles connus (bactéries et stromatolites, Australie) : • le 12 septembre Premières traces de vie connues (matière organique riche en C12, Groenland) : • le 6 septembre Plus vieilles roches connues (Lac des esclaves, Canada) : • Dans la journée du 31 août (ne dure qu'une petite journée) le 25 octobre Maximum de création de croûte continentale, ralentissement de la convection mantellique, établissement de la tectonique des plaques « à la mode actuelle » . . . . ) avec successions d’ouvertures, de subductions, de collisions, de formation de pangées, de dislocation … qui durent jusqu'à nos jours • le 31 octobre Histoire de l’univers sur un an fin de l'archéen et début du protérozoïque Apparition de l'oxygène libre dans l'atmosphère : Apparition des métazoaires et metaphytes complexes (algues complexes , Vers, méduses, ...) : GlaciationS généraliséeS (boule de neige) : Formation puis dislocation de l'avant dernière Pangee : • Vers le 10 novembre • Vers le 10 décembre • les 15-16 décembre • Les 15-16 décembre début du primaire Apparition des coquillages et crustacés … (explosion cambrienne) : Apparition de premiers poissons : • le 18 décembre • le 19 décembre • le 20 décembre • Les 25- 26 décembre • 25 décembre Apparition de végétaux, puis animaux terrestres : Avant dernière glaciationS : Formation puis dislocation de la dernière pangée : Histoire de l’univers sur un an début du secondaire Apparition des Mammifères et des Dinosaures : • nuit du 25-26 décembre • nuit du 29 décembre • le 30 décembre, 10 h du matin Dépôt du calcaire Urgonien dans les Alpes Fin des dinosaures : début du tertiaire Formation des Alpes : • du 29 au 31 décembre • 31 décembre vers 12 h • le 31 décembre, vers 21 h 30 (avec alternance + ou – froid toutes les 4 mn) Début des glaciations mio-plio-quaternaire dans l'hémisphere sud Début des glaciations plio-quaternaire dans l’hémishere nord : Toumai • le 31 décembre vers 21h • le 31 décembre vers 22 h 30 Lucie : Histoire de l’univers sur un an début du quaternaire Lascaux : • Pyramides de Chéops : • le 31 décembre à 23 h 59 mn et 26 s le 31 décembre, 6ème coup de minuit Aujourd'hui : • le 31 décembre, au 12ème coup de minuit et pour plus tard Vaporisation de la Terre (le soleil deviendra géante rouge) …. ……………...................................………..début mai prochain Mort du soleil …………………………………………….......................................………………………….Vers le 10 mai prochain Notes IMAGES Dimensions de l’univers
