Structuration de L`Univers

Licence de Physique – Université des Sciences Montpellier II
PLANÈTES ET EXOBIOLOGIE
module Culture générale
cours I Structuration de l’Univers
Pr. Denis Puy
Groupe de Recherche d’Astronomie et d’Astrophysique du Languedoc
[email protected]
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I- Structuration de l’Univers
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II- Astrochimie
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III- Formation gravitationnelle
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IV- Etoiles
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V- Planètes
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VI- Exoplanètes
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VII- Exobiologie
Structure de l’Univers ?
Claude Ptolémée (140 )
Nicolas Copernic (1543 )
De revolutionibus orbium coelestium
Un système de cet ordre ne paraît ni suffisamment
complet, ni suffisamment agréable à l'esprit.
William Herschel (1781)
découverte d’Uranus
Observation de « notre région d’étoiles »
Introduction du concept d’Univers-Iles,
galaxies (amas d’étoiles) – Influence d’Emmanuel Kant
Le concept d’Univers
Harlow Shapley (1910) affirme que le Soleil n'est pas au centre
de notre Galaxie, mais il continue cependant de voir
l'univers comme une seule galaxie.
Herbert Curtis montre que les nébuleuses sont
« extra » galactiques (explosion de
novae dans la direction de la nébuleuse
d’Andromède).
Edwin Hubble (1915) montre le caractère multiple de ces
Galaxies. L’Univers est constitué de galaxies.
« Nébuleuse » d’Andromède
Galaxie des chiens de chasse
Centaurus
Abell 1689
Amas de Virgo
Amas du Quintet
Quel mécanisme structure l’Univers
aux grandes échelles ?
De Lapparent, Huchra et Geller (1989)
Concept de force de gravitation
Deux corps massiques « s’attirent » à raison du carré
inverse de leur distance respective et
proportionnellement qu produit de leur masse
 
F ≡ r -2
Isaac Newton (1710)
petit problème…
Origine de cette force ?
Néga hypothesis …
Gravitation comme
déformation de l’espace
Albert Einstein (1905)
Energie  Espace
L’expansion de l’Univers
(cadre théorique 1917-1922)
Alexander Friedmann
(1888-1925)
Etablissement d’une métrique globale
d’un Univers homogène et isotrope
Evidence théorique d’un Univers en
expansion
Georges Lemaître
1894-1966
Taux d’expansion et la « manière » dont l’Univers se
dilate dépendent la quantité d’énergie de l’Univers
constituants énergétiques:
radiation, matière, autres…
L’Univers a une courbure nulle
« univers Euclidien »
mise en évidence par
Boomerang (2001) et WMAP (2004)
L’expansion de l’Univers
(mise en évidence observationnelle 1929-1936)
Edwin Hubble (1889-1953)
spectre décalé
des galaxies
vers le «rouge »

Expansion
de l’Univers ?
Milton Humason
(1891-1973)
Théorie du Big Bang…
Georges Gamow (1904-1968)
A une époque antérieure:
• diamètre de l’Univers plus petit
• température plus importante
• densité plus importante
Etapes primordiales
Univers en expansion !!!
Température et densité
diminuent au cours du temps
Succession de transitions de phases
(découplage des intéractions)
•10-6 s: transition quarks-hadrons
(confinement des quarks en hadrons: protons, neutrons…)
•10-2 s: transparence des neutrinos
(rupture de l’équilibre: proton+électron  neutron + neutrino)
• 1 s: La température devient inférieure
à l’énergie de liaison du Deutérium:
peu à peu première réaction de fusion
neutron + proton  DEUTERIUM
• 100 s: début de la nucléosynthèse
Nucléosynthèse primordiale
noyaux formés
H  89 %
He  11 %
D  3x10-5 %
Li  3x10-10 %
trace de B et Be
La barrière Coulombienne
stoppe la nucléosynthèse à la
formation du bore
t ~ 5 minutes
FIN DE LA NUCLÉOSYNTHÈSE
les autres éléments sont
synthétisés beaucoup plus tard…
au sein des étoiles.
Recombinaison cosmologique
Couplage thermique entre le rayonnement et la matière via les
électrons (diffusion Thomson):
e- +photon  e- +photon1 +photon
2
Compétition avec la recombinaison cosmologique
Peu à peu découplage
thermique
rayonnement-matière
Découplage thermique
Le rayonnement moyen
est plus chaud que la matière.
Rayonnement de fond cosmologique
1 mois: Thermalisation des photons
Distribution thermique
g
(corps noir)
Rayonnement de fond cosmologique
prédit par la théorie de Gamow (1950)
observé par Penzias et Wilson (1965)
confirmé par le satellite COBE (1991)
Tfond =2.735 K (-270 oC)
Gaz primordial
t~7000 ans: température~30 000 K
densité~3 millions particules par cm3
(air ambiant: qq milliards de trilliards par cm3)
Eléments H, D, He , Li
Peu à peu un réseau de réactions entre en action
• Cinétique chimique
• Influence du rayonnement
• Expansion de l’Univers=Chimie hors équilibre
Puy (2001)
Les molécules H2 , HD et LiH
apparaissent à environ 450 000 ans après le Big Bang
(bien avant les premières structures)