Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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62 L’astrophysique et l’exploration de l’Univers Une gigantesque toile d’araignée. C’est ainsi que se présente aujourd’hui l’Univers. Essentiellement vide et froid, il est peuplé de galaxies concentrées le long de filaments aux croisements desquels se trouvent les plus gros objets connus : les amas de galaxies. Comment une structure aussi définie a-t-elle pu apparaître ? Le rayonnement fossile datant des premiers âges de l’Univers montre au contraire une « soupe » chaude, dense et homogène dans toutes les directions. D’infimes variations locales de densité auraient donné naissance aux futurs objets, principalement par le jeu de la gravité ralentie par l’expansion. Le moteur de cette évolution est la force de gravité qui conduit la fameuse matière noire, toujours mystérieuse, à s'effondrer dans de grandes structures filamentaires où la matière « ordinaire » est à son tour entraînée. Étonnamment, alors que tant de questions demeurent ouvertes, celles de la forme et de la finitude de l’Univers pourraient recevoir rapidement des réponses. L’Univers, une « soupe » homogène devenue une structure hiérarchisée Vue d'artiste des observations, par le satellite Planck, du fond diffus cosmologique, ce rayonnement fossile dans le domaine des micro-ondes qui baigne tout l’Univers. Dans cette image, la Terre est placée au centre de la sphère céleste. Le satellite, à chaque rotation, observe (peint) sur la sphère céleste la carte du fond diffus cosmologique. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 La grande histoire thermique de l’Univers La révélation du fond diffus cosmologique a donné naissance à une nouvelle discipline : la cosmologie observationnelle. Depuis le satellite COBE, des données observationnelles peuvent enfin corroborer les modèles théoriques d'évolution de l'Univers. Les cosmologues projettent maintenant de nombreuses expériences pour affiner le scénario.C. Carreau/ESA
Aujourd'hui, les astronomes observent un Univers raréfié, froid et transparent à la lumière. Essentiellement constitué de grands vides, il ne comprend en moyenne que quelques atomes par mètre cube. À l’ombre du rayonnement des astres brillants, la température du rayonnement ne dépasse pas 2,763 K, soit environ -270 °C. Enfin, l’Univers est en expansion : dans toutes les directions, les galaxies lointaines s’éloignent les unes des autres. Il n'en a pas toujours été ainsi. Un observateur imaginaire remontant le temps verrait l'Univers se contracter, et devenir plus dense, « se compresser ». Un physicien sait que lorsque l'on compresse de la matière, sa température augmente. Il en est de même pour l'Univers : il y a 13 milliards d'années, sa densité était telle que sa température atteignait celle de la surface du Soleil. Dans ces conditions, la matière ne se présente plus sous forme d'atomes mais de plasma, sorte de « soupe » de photons, de noyaux et d'électrons sans atomes. Une « soupe » certes très brillante car très chaude, comme le Soleil, mais complètement opaque. Les photons diffusent en effet incessamment sur les électrons libres d'un plasma et ne peuvent le traverser. Au cours du temps, l'Univers s'est donc dilaté et refroidi. À un moment donné, la température est devenue tellement basse que les photons n'avaient plus assez d'énergie pour ioniser les atomes. Les électrons se sont alors recombinés avec les noyaux pour créer des atomes. Les cosmologues appellent cet événement la recombinaison. Assez brutalement, l'Univers est devenu transparent aux photons. Depuis lors, ceux-ci se propagent en ligne droite et forment le fond diffus cosmologique micro-onde (FDCM), appelé également rayonnement fossile. Le fond diffus cosmologique, autour de 100 GHz, constitue donc une photo de l'Univers primordial, tel qu'il était à l'âge de 380 000 ans, au moment du « découplage électrons-photons » (figure 1). Une « photo » pleine d’enseignements Au premier regard sur cette image, le ciel semble briller uniformément : c'est ce que les Américains Arno A. Penzias et Robert W. Wilson (1) ont découvert en 1965, au moyen d'antennes radio, et que les cosmologues appellent maintenant le « monopôle » du FDCM (figure 2a). L'Univers primordial était donc extrêmement homogène. Un regard plus attentif, soustrayant la brillance moyenne de la carte du ciel, laisse apparaître une carte où dominent un point chaud et un point froid (la « composante dipolaire » du FDCM), plus de petites structures cor respondant au rayonnement des poussières « chaudes » (environ 20 K !) de la Voie lactée (figure 2b). La composante dipolaire, conséquence du mouvement de la Terre, n'apporte pas d'information sur l'Univers primordial. Après soustraction de cette composante dipolaire, et quatre années de mesures, le satellite COBE (1) Les Américains Arno A. Penzias et Robert W. Wilson ont obtenu le prix Nobel de physique en 1978 pour cette découverte. (2) Les Américains JohnC. Mather et George F. Smoot ont obtenu le prix Nobel de physique en 2006 pour cette découverte. 10 -43 seconde (10 32 K) (10 29 K) 1 minute (1 milliard de K) 380 000 ans (3 000 K) 400 millions d’années 12 à 13 milliards d’années 13,7 milliards d’années (2,725 K) temps depuis le big bang (température moyenne) chaud et dense froid et dilaté limite de notre physique « standard » épisode d’inflation formation des premiers noyaux Figure 1. Cette figure résume en une image ce que savent les physiciens de l'histoire thermique de l’Univers. (COsmic Background Explorer) a pu révéler les minuscules variations de brillance du FDCM primordial (2) (figure 2c). La bande rouge centrale correspond à l'émission des poussières du plan galactique, qui saturent complètement l'image. Plus récemment, le satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) a encore affiné cette carte du ciel, donnant une image où la composante galactique est soustraite et les couleurs correspondent à des variations de température apparente de l'ordre de 50 K – alors que la température moyenne est de 2,763 K (figure 2d). L'extraordinaire homogénéité en brillance de la carte de COBE souligne donc que l'Univers était extrêmement homogène en température, et donc en pression, au moment du découplage. Les détails infimes, sur la carte de WMAP, sont des variations locales de température apparente, et donc de pression, du plasma à ce moment. Si minimes soientelles, ces variations ont donné naissance aux grandes structures de l'Univers : galaxies, amas de galaxies et filaments. PHYSIQUE DES HAUTES ÉNERGIES PHYSIQUE NUCLÉAIRE ASTROPHYSIQUE CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 63 (http://public.planck.fr/pedago/plaquette_Planck.pdf) - Agence Canopée



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