The Physics of Star Trek

1
Université de Haute Alsace Faculté des Sciences
et Techniques
Licence Sciences et Technologies PHYSIQUE ET
CHIMIE, parcours Sciences Physiques L1-S1 Introd
uction aux Concepts de la Physique N2
Univers Dominique Bolmont
2
UNIVERS
The most beautiful thing we can experience is
the mysterious. It is the source of all true art
and science. Those to whom this emotion is a
stranger, . . . are as good as dead their eyes
are closed. Albert Einstein
"Do not take the lecture too seriously . . . just
relax and enjoy it. I am going to tell you what
nature behaves like. If you will simply admit
that maybe she does behave like this, you will
find her a delightful, entrancing thing. Do not
keep saying to yourself "But how can it be like
that?" because you will get...into a blind alley
from which nobody has yet escaped. Nobody knows
how it can be like that. Richard Feynman
3
Télescope spatial Hubble
Now, my own suspicion is that the universe is not
only stranger than we imagine, but it is stranger
than we can imagine. J.B.S. Haldane
Lunette de Galilée
4
 La Mélancolie   A.Dürer
 Lastronome Nikolaus Kratzer  H.Holbein
5
Une des plus répandues division du Monde
6
Ce chapitre sera consacré à lexposé de
quelques caractéristiques du monde dans lequel
nous vivons vu dans sa globalité. De tout temps
lhumanité a construit des modèles adaptés à la
culture de lépoque pour décrire tant la création
de lunivers (cosmogonie), que sa structure
visible (cosmologie). La Physique est
probablement née dans les tentatives successives
de description de cet univers. Les deux pôles
dimensionnels de la physique, linfiniment petit
avec la théorie quantique de la physique des
particules, et linfiniment grand avec la
relativité générale de lastronomie, disciplines
longtemps séparées tant dans les manuels
scolaires que dans les préoccupations les plus
avancées des chercheurs, se rejoignent
aujourdhui dans les modèles les plus élaborés de
lastrophysique.   Les prétentions de ce cours
restent très modestes quant à la mise en œuvre de
ces théories sophistiquées. Il sagit ici de
décrire lunivers comme nous le voyons, avec nos
yeux, ou à travers les instruments qui depuis la
lunette de Galilée ont fait dimmenses progrès.
Si ces progrès de linstrumentation sont
manifestes, ceux des idéologies régnantes le sont
beaucoup moins, car nous attendons toujours
delles une réelle réhabilitation de Galilée,
comme celles de tous les autres esprits éclairés
de leur époque, je ne citerai que Giordano Bruno,
qui furent assassinés pour avoir soutenu des
idées non conformes au bourrage de crâne en
vigueur en des temps pas si reculés que cela,
siècle des lumières, lumières des bûchers de ces
martyrs de la connaissance.
7
Astrophysics
Pourquoi lastronomie nous intéresse-t-elle ?
Nous voulons connaître  - le monde dans lequel
nous vivons - comment le Soleil, la Terre, la
Lune . se
sont formés et quel est leur avenir - si le
système solaire dans lequel nous vivons
est particulier dans
lunivers - si nous vivons en un endroit
particulier - comment lunivers sest créé et
comment il évolue - si nous sommes seuls dans
lunivers - les lois physiques qui gouvernent cet
univers
Physics on a grand scale
8
Pour un esprit scientifique, les visions
 archaïques  du Monde et phénomènes associés
présentés ci-après ne sont pas plus ridicules que
les idéologies et concepts religieux qui
sévissent encore aujourdhui. On peut même les
considérer comme relativement moins ridicules, si
une échelle de  ridiculosité  peut être
construite, dans la mesure où les sciences de ces
différentes époques lointaines étaient assez
vagues pour laisser les esprits ségarer à de
telle conceptions. Il ne devrait pas en être de
même aujourdhui, à tout le moins pour une large
part des croyances actuelles Si lesprit
humain devait construire la science sur des
croyances, la science nexisterait pas.
Raphaël-École dAthènes-Chambre de la Segnatura.
Cité du Vatican
9
http//www-obs.univ-lyon1.fr/gilles.adam/cours.htm
l
10
Les premières traces trouvées de notations
astronomiques (chez lhomme sentend) remontent à
lHomme de CroMagnon (30 000 ans), sous la forme
de dessins des phases lunaires gravés sur des os
Plus tard les premiers édifices construits de
mains dhomme se rapportaient probablement aux
mouvements des astres
11
Stonehenge (2500 BC)
12
Mondes anciens
Ziggurat Ur
Quand les dieux faisaient de la science
Mésopotamie
Gilgamesh
Pierre de Limite (kudurru)
Shamash Dieu Soleil
13
Le Zodiaque
Le Zodiaque est lensemble des constellations au
travers desquelles le Soleil, vu de la Terre,
passe pendant les différentes périodes de
lannée.
Soleil
Terre
14
Constellations
Les étoiles sont rassemblées en constellations
dont les noms sont dérivés de légendes et mythes
anciens.
15
Mondes anciens
Le Groupe du Nord
Une des représentations du Soleil (Ré) Horus
ZODIAQUE de DENDERA
16
(No Transcript)
17
Mondes anciens
Ouranos (le Ciel).
Dieux nordiques Dieux romains Dieux grecs
18
Mondes anciens
19
Al-Sufi 903-986 Ispahan
ANDROMÈDE
PERSÉE
20
Mouvements de la Lune
Nasir ad-Din al-Tusi, Tadhkira (Memoir on
Astronomy). Library of Congress.
21
Mondes anciens
22
Mondes anciens
23
A lorigine, un œuf. Lœuf est très courant dans
les récits cosmogoniques. Donc, prenez un gros
œuf primordial et cassez-le il en sort un jaune
et un blanc. La mythologie chinoise dit que le
jaune dœuf forma la Terre, et que le blanc, plus
léger, forma le Ciel. Grâce à la rencontre de
deux forces vitales, le Yin et le Yang, une
entité vaguement anthropomorphe nommée Pan Gu
sortit aussi de lœuf. Son rôle fut de maintenir
le blanc et le jaune séparés le temps quils
durcissent, soit 18000 ans. Puis il mourut. Et
cest là quest expliquée la création de quantité
déléments naturels Le Soleil ? Lœil gauche du
défunt dieu le droit sest chargé de la Lune.
La terre terre en tant quélément vient de sa
chair, le vent de son souffle, les rivières et
les mers de son sang, le tonnerre de sa voix Et
les hommes de ses puces !
24
Le Système du Monde
Quand les hommes faisaient de la science

• La vision que les hommes ont de l'univers a
  considérablement évolué au cours des âges
• Moyens d'observations L'œil, la lunette, le
  télescope spatial Hubble
• Les croyances (toujours présentes mais qui ne se
  mêlent plus de décrire lUnivers.)
• La connaissance des lois de la physique

• Au Veme siècle avant JC en Grèce Observation
  d'une éclipse de lune
• La terre est ronde
• L'univers a la forme d'une sphère creuse
• La Terre est au centre de l'univers

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Pythagore (570-490)
Anaximandre (610-547)
La Terre est Ronde
Cosmologie Pythagoricienne
26
Eratosthène (234-192)
Mesure du rayon de la Terre 6400 km
27
Mesure des distances Terre-Lune et Terre Soleil
Précession des Équinoxes (Hipparque)
Calcule 1 par siècle pas loin des 1 par 72 ans
daujourdhui.
S/M 180/ 3p soit S est environ 20M.
28
Le temps que la Lune passe dans lombre de la
Terre dépend de sa taille et de sa distance
Comme s 20m il vient s 7e , valeur beaucoup
trop faible puisque la valeur daujourdhui est s
110e
Valeur daujourdhui m e/4
29
Modèle dUnivers d'Aristote
(384 322 avant JC)
Aristote Les astres (Lune, Mercure, Soleil,
Mars, Venus, Jupiter et Saturne) sont placés dans
des coquilles sphériques imbriquées les unes dans
les autres. Les mouvements sont uniformes
30
Aristote
Ce grand philosophe, élève de Platon et
précepteur dAlexandre le Grand, avait déjà
compris en son temps que les corps célestes
étaient sphériques. De leur côté, les
pythagoriciens avaient émis lidée que la Lune
était une sphère éclairée par le Soleil après
avoir observé laspect quelle prenait tout au
long de ses phases. Aristote fit à son tour la
démonstration de la rotondité de la Terre à
partir des éclipses de Lune dans leur phase de
partialité ! En effet, lorsque la Lune entre dans
lombre de notre planète, cette ombre se projette
sur son limbe éclairé de face par le Soleil la
frontière entre la partie du limbe qui
sobscurcit et la partie qui reste éclairée
présente une courbure très nette. Aristote montra
ensuite que si la terre était par exemple cubique
ou pyramidale, il nen serait pas ainsi. (Voir
ci-contre le dessin de Petrus Apianus tiré de son
Livre de Cosmographie daté de 1581)
31
Modèle de Ptolémée (90-168)
Modèle géocentrique la Terre au centre de
lUnivers
32
Problème majeur du modèle géocentrique le
mouvement rétrograde des planètes, vu de la
Terre. Lorsqu'on observe les planètes (astres
errants), les mouvements ne sont pas uniformes,
on voit même certaines planètes qui semblent
rebrousser chemin, puis revenir dans le "bon
sens" La théorie géocentrique ne rend pas compte
des observations
33
Solution aux mouvements des planètes
Ptolémée (150 AD)
Dans le système géocentrique Les épicycles
On garde l'idée des astres qui se déplacent selon
des cercles On ajoute la possibilité pour chaque
planète de décrire un petit cercle supplémentaire
(épicycles)
34
Solution aux mouvements des planètes
Le Soleil est au centre de l'univers La Terre
tourne autour du Soleil La Lune tourne autour de
la Terre La Terre tourne sur elle-même et est
inclinée sur son axe Les astres sont toujours
accrochés à des "coques sphériques
Aristarque (250 BC) , Copernic (1473-1543)
Changer de système le Système
Héliocentrique Le Soleil au centre de lUnivers
35
De Revolutionibus
Lœuvre maîtresse de Copernic mise à lindex
jusquen 1855..
36
It is difficult beyond description to conceive
that space can have no end but it is more
difficult to conceive an end. Thomas Paine (1737
1809)
La finitude du Monde Gravure sur bois du XVIème
37
Plus les mesures du mouvement des planètes
s'affinent, plus il devient difficile de faire
fonctionner le système de Ptolémée, soutenu par
les puissances occultes toujours prêtes à sévir
(lodeur de fagot reste persistante..).
Horoscope de Kepler en 1608
Kepler (1571 1630) Lois régissant le
mouvement des planètes
Orbites elliptiques Loi des aires Rapport entre
période de révolution P et dimension de lorbite
r P2/r3 constant
38
Les taches solaires
Galilée (1564 1642) Lunette astronomique
Principe de relativité "Rien n'est immobile,
tout dépend du
référentiel dans lequel on se place"
Maria Celeste
Les phases de Vénus. Elle tourne autour du
Soleil
Les anneaux de Saturne
La surface de la Lune
39
Obviously this thing distorts my view. I know
these things cant be there. I think the lenses
are dirty!
We would not think about looking through such a
thing.
40
Les puissances occultes veillent
Système héliocentrique
Système géocentrique
41
Newton (1642 1727) Théorie de l'attraction
universelle
42
Les éclipses
Dans lÉgypte ancienne on pensait que les
éclipses de Soleil se produisaient lorsque le
serpent Apopis venait attaquer Rê, le dieu du
Soleil
Au Mexique, chez les Aztèques, sous la forme du
serpent à plume, le dieu Quezacoalt livre combat
au Soleil Tonatiuh.
Dans certains pays dAmérique du Sud, la
tradition affirme que cest un jaguar qui vient
combattre le Soleil et la Lune.
43
Les éclipses
Dans la mythologie hindoue, les éclipses sont
provoquées par le dragon Rahu. Celui-ci a dérobé
lambroisie, breuvage dimmortalité réservé aux
dieux. Mais il a été aperçu par le Soleil et la
Lune qui lont dénoncé au dieu Vishnou. Celui-ci
a aussitôt tranché la tête du dragon et la
lancée dans le ciel. Depuis, cette tête poursuit
sans relâche les deux astres délateurs pour les
dévorer.
Au Viêt-Nam lassaillant du Soleil ou de la Lune
est une grenouille géante.
Selon la mythologie scandinave, le Soleil et la
Lune sont poursuivis par deux loups énormes,
Skoll et Hati. Le second, appelé aussi Managarm,
le chien de la Lune, finira par dévorer lastre
des nuits à la fin des temps.
44
Les éclipses au 18ème siècle
45
Les comètes
http//www-obs.univ-lyon1.fr/gilles.adam/cours.htm
l
46
Les comètes
Le déluge dAmiens nous montre une météorite
flamboyante !
47
Les comètes
48
(No Transcript)
49
Les puissances occultes veillent
Le procès de Galilée
50
Les puissances occultes veillent
Galilée obligé, pour éviter la fumée et le feu
des fagots, de renier ses idées scientifiques.
51
Newton est mûr, comme ses pommes, pour de
nouvelles idées scientifiques.
52
Foucault
Le Soleil a des taches
La Terre tourne
53
La Terre  creuse  imaginée par quelques
illuminés des siècles derniers..
54
Near the big-bang, the very large meets the very
small
The prime effect was to create and enlarge space
itself The explosion is described as "not into
space" but "of space". ".
55
Bien que les puissances occultes soient toujours
là, elles ne soccupent plus de science, à tout
le moins ouvertement, de peur sans doute de
prendre quelques baffes. Il leur reste à avoir le
courage de réhabiliter tous les hommes et femmes
de science quelles ont assassinés.
Avant le  début de lUnivers  il ny avait ni
temps, ni espace, ni énergie (sous les formes
discrètes connues), ni matière sous la forme où
nous en percevons les propriétés, .   ni mobs,
ni bistrots (Coluche) . Ce qui pouvait exister
était un état quantique indéfini, avec des
fluctuations du vide conduisant à des
 particules  indéfinissables dans la physique
que nous connaissons. Cet état indéfini
instable, singularité, a fini par disparaître
dans une grande  fluctuation , Big Bang. Les
premières minutes après le Big Bang ont été
critiques pour lobtention de lUnivers dans
létat où nous le connaissons. Nous pouvons
retracer théoriquement les événements qui
auraient pu se produire de 10-43s à quelques
minutes après le Big Bang. Expérimentalement les
astrophysiciens peuvent reconstruire des
séquences successives de formation de lunivers
en remontant jusquà 10-12 s après le Big Bang,
jusquà des particules de 10-17 m. Nombre de ces
particules ont pu être identifiées dans des
conditions reproductibles en laboratoire. Au
début, les quatre interactions fondamentales
étaient probablement unifiées. Elles se sont
rapidement séparées pour devenir les quatre
forces que nous connaissons aujourdhui. Après
quelques minutes le proto-univers continue à se
refroidir et la matière (fermions) commence à
sorganiser en protons et neutrons, composés de
quarks, électrons, mésons, neutrinos et des
myriades dautres particules Lors des 300 000
années qui ont suivi le Big Bang, létat mélangé
particules radiations, a donné naissance aux
premiers atomes légers hHydrogène et dHélium.
56
Après cette phase lunivers est devenu
transparent de telle manière que les échanges par
lintermédiaire des photons ont été possibles
entre objets déjà formés. Lunivers est devenu
quasiment homogène et isotrope à grande échelle,
avec des fluctuations locales sous forme de
matière. La gravitation, attraction entre les
masses, a provoqué lagglomération des atomes en
objets (étoiles), agrégats dobjets (galaxies),
agrégats dagrégats (clusters de galaxies).
57
(No Transcript)
58
(No Transcript)
59
Refroidissement de lUnivers depuis sa création
60
Étapes dévolution de lUnivers
?
?
?
?
?
?
?
61
?
Période de Planck avant 10-43 seconde

• Période tintée de grands mystères
• Lunivers commence à très haute température
• La gravitation est peut-être unifiée avec les
  autres forces
• Recherche de la combinaison de la Relativité
  Générale avec la Mécanique Quantique
• Besoin dune Gravitation-Quantique
• Caractéristiques dimensionnelles
• Temps de Planck
  
• Longueur de Planck
• Théories spéculatives
• - M-théorie les particules sont des excitations
  sur des membranes à grande dimensionnalité
• - String Theory les particules sont des
  vibrations de cordes

Corde ouverte
Corde fermée
62
?
Période GUT (Grand Unified Theory) jusquà
10-35 seconde

• Un peu mieux connue que la période précédente
• Lunivers est plein de particules fondamentales,
  antiparticules, photons, gluons
• La force électro-faible est peut-être unifiée à
  linteraction forte. La physique des particules
  donne quelques indications à ce sujet
• Inflation cest une courte période décisive
  dans le modèle actuel au cours de laquelle
  lunivers est en expansion rapide. Lobservation
  des radiations cosmiques issues de larrière fond
  de lunivers est le principal support à cette
  phase dexpansion.

?
Période Electro-faible jusquà 10-10 seconde

• Lunivers se refroidit mais est encore très chaud
  1028K
• Il ny a pas encore de particules composites.
  Trois forces sont présentes
• - La gravitation
• - Linteraction nucléaire forte
• - Linteraction Electro-faible
• Unification de la force électromagnétique et de
  linteraction nucléaire faible
• - W,W-,Z sont sans masse comme les photons et
  gluons

63
?
Période des Particules jusquà 10-3 seconde

• La température est descendue à 1012K
• Contient presque autant de particules que
  danti-particules, des photons et des gluons
• La force Electro-faible se divise en deux forces
• - La force Électromagnétique
• - Linteraction Nucléaire Faible
• W,W-,Z acquièrent une masse par lintermédiaire
  du boson de Higgs
• La température diminuant, le confinement commence
• - Quarks, anti-quarks et gluons se combinent
  pour former les protons et neutrons
• Lanti-matière disparaît
• - Matière et antimatière sannihilent
• - Il reste une faible quantité de matière.
  Pourquoi?
• La physique des particules explore la question.

64
?
Période de Nucléosynthèse de 0,001 seconde à 3
minutes

• La température varie de 1012 à 109 K
• Les premières particules composites, protons et
  neutrons, se combinent pour former les noyaux
  légers
• A la fin de cette période on trouve
• - 75 (en masse) de noyaux dHydrogène p, pn,
  pnn
• - 25 (en masse) de noyaux dHélium ppn, ppnn
• - 0 de Lithium
• Présence de noyaux isolés, lénergie est trop
  forte pour
  que les
  électrons restent fixés aux noyaux
• Les autres noyaux viendront beaucoup plus tard
  dans les étoiles

65
?
Période des Noyaux de 3 minutes à 300 000 ans

• Lunivers est aussi chaud que le centre du Soleil
  107 K
• Plasma formé de noyaux légers, électrons et
  photons

66
?
Période des Atomes de 300 000 à 1 milliard
dannées

• Lunivers se refroidit à 3 000K ce qui permet la
  formation des atomes
• Les électrons sont capturés par les noyaux
• Lunivers est transparent, les photons peuvent
  voyager librement.
• - les électrons ninteragissent pas avec eux
• Cest la phase de formation du rayonnement
  darrière fond de lunivers
• - Cest la marque la plus forte de lexistence
  du BB
• - Lunivers primordial était très chaud

67
(No Transcript)
68
Notre vision de lunivers
69
Évolution de lunivers
70
Évolution de lunivers
Lannée universelle
Origine du système solaire
Origine de latmosphère
Origine de lUnivers
Janvier
Mars
Mai
Juillet
Septembre
Février
Avril
Juin
Août
Octobre
Novembre
Décembre
Origine de la Terre
Origine de notre galaxie
Premières plantes terrestres
Oxygène de latmosphère
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11
12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22
23 24 25 26 27 28 29 30 31
Premiers primates
Premiers dinosaures
Disparition des dinosaures Apparition des
mammifères
Premiers arbres et reptiles
Les 10 dernières minutes
10 9 8 7 6 5 4 3 2 1
Premiers Homo Sapiens
Toute lhistoire de lHomme
Neanderthals
71
Événements terrestres
72
Évènements terrestres
73
Mesurer lUnivers
74
Tycho Brahe 1546-1601
Lobservatoire de lîle de Hven
Mesure du parallaxe de la supernova de 1572
75
Hans Lippershey et la lunette astronomique (1608)
76
(No Transcript)
77
(No Transcript)
78
(No Transcript)
79
http//media4.obspm.fr/public/FSU/chapitre4/sousch
apitre3/section1/INTRODUCTION/page1.html http//ww
w.imcce.fr/fr/ephemerides/astronomie/Promenade/pag
es4/448.html
80
(No Transcript)
81
Mesurer lUnivers
82
La mesure directe des distances entre objets de
lunivers, planètes, étoiles, galaxies, amas de
galaxies,  a de tout temps été une des
principales occupations des astronomes. Pour les
objets voisins de notre Terre les méthodes
géométriques ont longtemps suffit. Pour les
objets hors de notre système solaire, la
géométrie est inadéquate. On peut distinguer
différents domaines de distance
1 parsec 3,086 1016 m 3,26 c.y
An RR Lyrae is a special type of star that
changes in brightness with a regular period of a
few days. They are called RR Lyraes because a
type of variable star is named after the first
star of that type discovered. The first known RR
Lyrae variable was the star RR Lyrae.
83
(No Transcript)
84
(No Transcript)
85
La distance des étoiles  Techniques de
parallaxe Quand on regarde le ciel, toutes les
étoiles que nous voyons à lœil nu appartiennent
à notre galaxie, dont la coupe transversale fait
apparaître une plus forte densité, la Voie
Lactée, sur laquelle Galilée a pointé sa lunette
et vu pour la première fois quelle était
effectivement constituée détoiles.     Très
tôt (avec lavènement des télescopes, F.W.Bessel
dans la constellation du Cygne), les premières
mesures de la distance nous séparant de ces
étoiles ont été faites par la technique de
parallaxe basée sur le mouvement apparent des
étoiles lorsque la Terre se déplace autour du
Soleil, où lorsque la position des étoiles, par
rapport à une planète est mesurée simultanément à
partir de deux points éloignés de la Terre
86
(No Transcript)
87
Pour la première technique, une planète donnée
semble décrire un cercle vu sous un angle ?
donné par Les distances sont souvent
données en parsec (pc), distance correspondant à
lobservation du rayon de lorbite terrestre
(1AU) vue sous un angle de une seconde Si on
utilise 1 AU1,496 1011 m et une année
lumière (c.y) 1 c.y 9,461 1015m
nous obtenons la valeur 1 parsec 3,086 1016 m
3,26 c.y A titre dexemple Proxima Centauri
létoile la plus proche du système solaire est
vue avec un parallaxe de 0,765 soit à une
distance Cette méthode de parallaxe, mesure
directe des distances, ne peut être
raisonnablement utilisée que pour 8000 étoiles
les plus proches (jusquà 300 c.y soit 100 pc),
sur les 10 milliards qui la composent sur une
échelle de 30000 c.y.
88
(No Transcript)
89

• Mesure des distances des objets hors de notre
  galaxie
•  
•  La distance qui nous sépare dune source
  lumineuse ne peut être estimée par sa brillance
  apparente. Il y a trop de facteurs qui peuvent
  changer sa luminosité apparente 
  
  (Bowditch, American Practical
  Navigator, 1802)
• Pour les étoiles les plus éloignées, comme pour
  les galaxies, il faut faire appel à des méthodes
  indirectes essentiellement basées sur la
  luminosité des étoiles classées en catégories.
  Sil est possible didentifier des familles
  détoiles présentant des propriétés identiques 
  histoire, luminosité absolue, masse, température,
  composition., et pouvant faire office détalons
  (Standard Candle).
  Ces
  sources standards doivent avoir les propriétés
  suivantes
• être lumineuses et visibles à grande distance
• avoir une luminosité connue (déterminable)
• être facilement identifiables à grande distance
• être relativement répandues (objets non rares)

Il y a plusieurs familles de sources standards
classées suivant une  échelle de distance  La
mesure de la distance de certains membres de
cette famille par une méthode de parallaxe
devrait permettre de déterminer la distance des
autres en comparant leurs luminosités relatives.
90
Dautre part, comme les étoiles, les
galaxies, ont une propension très forte à
former des grappes (clusters) en vertu de
lattraction gravitationnelle quelles sexercent
mutuellement, la connaissance de la distance
dune dentre elles permet daccéder à celles de
lensemble du cluster.   Pour une émission
isotrope, la même dans toutes les directions,
lintensité lumineuse mesurée I à la distance dL
de létoile émettrice de luminosité L est donnée
par   loi du carré inverse 
L en Watt
La magnitude (apparente) est définie par
  la constante A servant à fixer lorigine
(souvent m0 pour Véga) La magnitude absolue est
définie par
91
Ajustement sur la variation de luminosité
(Main-Sequence Fitting)
92

• Nous connaissons la luminosité du Soleil, mais
  les étoiles de même luminosité que le Soleil sont
  trop faibles pour des estimations à grande
  distance.
• Des séquences détoiles plus brillantes peuvent
  être utilisées, mais il faut connaître leurs
  luminosités. On procède en deux étapes
• Trouver un cluster proche dont la distance peut
  être calculée par parallaxe
• Trouver dautres clusters ayant la même séquence
  de luminosité, supposer quils ont la même
  luminosité, et en déduire leurs distances.

Les deux courbes pratiquement parallèles montrent
que la brillance apparente de tous les objets
lumineux de même séquence décroît dans les mêmes
proportions
Il est possible de mesurer les distances des
Hyades par parallaxe
93
En dautres termes, les étoiles de ce type avec
la même période Cepheid, ont la même
brillance Ainsi, pour la même période Cepheid,
celle qui apparaît moins brillante est plus
loin.   Une mesure directe de la distance dune
étoile de ce type permet ensuite de déduire la
distance de celles éloignées en appliquant la
 loi du carré inverse .
94
Avec le télescope Hubble (HST), observation de
800 types détoiles Cepheid différentes dans la
Galaxie Andromède (M100), assez proche de la
Terre (56 millions c.y)
95
(No Transcript)
96
Utilisation des supernovæ pour estimer les
distances Les étoiles sont formées quand un nuage
de gaz se condense sous leffet de la
gravitation. Souvent les étoiles se forment par
paires (systèmes binaires détoiles). En
vieillissant, lune des étoiles devient une
géante rouge qui étend son diamètre gazeux à
grande distance, il ne reste plus localement
quun noyau dit naine blanche. Si lautre étoile
du couple devient une géante rouge et si une
partie de son gaz hydrogène est capturé par la
naine blanche il va se produire une gigantesque
bombe à hydrogène qui explose en une supernova de
type Ia. Les supernovae sont des sources
lumineuses éphémères mais très brillantes. Le
phénomène important pour les mesures de distances
cosmiques est que les supernovæ de type Ia, lors
de leur explosion, atteignent un maximum de
brillance qui semble être intrinsèquement
constant dune supernova à lautre. Elles
constituent ainsi une bonne source standard.
The luminosity of this collapse is very
predictable, since all white dwarfs have the same
mass before it collapses in to a neutron star
97
(No Transcript)
98
Méthode de Tully-Fisher Méthode mise au
point entre les années 1970 et 1980, elle est
basée sur le fait que pour une galaxie spirale il
y a une relation entre sa luminosité intrinsèque
et sa vitesse de rotation sur elle-même. Plus la
galaxie spirale tourne vite, plus elle est
lumineuse. De par sa rotation, lobservateur
voit par rapport au centre de la galaxie, une
partie qui sapproche et la partie diamétralement
opposée qui séloigne. Il en résulte un
élargissement du spectre démission dune raie
donnée (voir lexplication de leffet Doppler).
La demi-largeur de la raie est reliée à la
vitesse de rotation de la galaxie. Plus la
galaxie est massive, plus elle tourne vite elle
est de même plus brillante. Il y a donc une
relation entre la vitesse de rotation et la
luminosité. Pour une étoile de masse m dans la
galaxie, légalité entre la force centrifuge et
la force de gravitation donne
Supposons que lon ait pour toutes les galaxies
spirales le rapport constant De même supposons
que pour toutes les galaxies spirales on ait la
luminosité par unité de surface Il est alors
possible décrire pour la luminosité
donc L varie comme v4
99
Loi de Hubble En 1929 Edwin Hubble mesure la
distance et la vitesse de 49 galaxies.   - plus
la galaxie est loin, plus elle séloigne
rapidement   - si une galaxie est X fois plus
loin, elle séloigne avec une vitesse X fois
plus grande   - loi de Hubble  où Ho est la
 constante  de Hubble, qui en fait de constante
varie au cours du temps, puisque fonction de la
structure de lUnivers, elle-même en perpétuel
changement.
v Ho d
100
Une image à deux dimensions Dans ce
modèle simple les objets célestes séloignent
dautant plus vite quils sont distants. A
linstant t la longueur de larc et à linstant
t dt   et pour la vitesse de B par rapport à
A Cette vitesse est dautant plus élevée que
les objets A et B sont éloignés, soit que ? est
grand.
101
Du fait que lUnivers est en expansion (voir plus
loin les arguments en faveur de cette thèse), les
distances entre objets changent en permanence. De
fait, les observateurs terriens regardent dans le
temps dès quils regardent à grande distance.
Moyennant quelques hypothèses, la mesure de la
vitesse v avec laquelle un objet galactique
séloigne de nous , nous informe sur la distance
d à laquelle il se trouve.
Un des plus gros problèmes de la cosmologie
actuelle réside dans lincertitude sur la valeur
de Ho qui nest connue quà un facteur deux près,
ce qui laisse tant lâge de lUnivers que son
actuelle dimension dans la même incertitude. Les
valeurs actuelles de Ho sont Compte tenu de la
loi de Hubble Ho a bien les dimensions de
linverse dun temps. Les distances d étant
souvent exprimées en  années lumière , il est
possible de donner à Ho une forme réduite Ho
15 à 30 km/s/million dannées lumière
102
Ondes électromagnétiques
Effet Doppler
103
Spectres démission de notre Galaxie
Ref http//adc.gsfc.nasa.gov/mw/mmw_images.html
104
Galaxie Andromède (M31) vue à différentes
longueurs donde
http//sirtf.caltech.edu/Education/Messier/m31.htm
l
105
La lumière qui nous vient des étoiles
Diagramme de HETZSPRUNG-RUSSELL
106
Un petit calcul classique.   Soit sur un
axe, un observateur O, fixe qui reçoit des
signaux dune source lumineuse S qui se
déplace sur laxe avec une vitesse constante .
Les signaux ont la vitesse constante c,
indépendante de la vitesse de la source
(Relativité). Au départ, à t 0 la distance OS
d. A t 0 la source émet un premier top. Il est
reçu par O à linstant A linstant t T la
source émet un second top qui est reçu par O à
linstant
Lintervalle de temps qui sépare les deux tops
reçus est Dans ce cas de figure,
si les signaux se répètent périodiquement, la
période T vue par lobservateur est reliée à la
période T émise par la source par la
relation   Pour la fréquence la formule est
inversée
107
En fait ce calcul classique nest valable
que pour des vitesses de la source faibles
devant celle de la lumière émise. Comme en
astrophysique les vitesses des galaxies
peuvent être très grandes, il faut corriger
le calcul classique par un calcul relativiste
qui donne le résultat suivant   Les
grandeurs spectrales mesurées étant plutôt les
longueurs dondes proportionnelles à la
période Il vient pour la longueur donde
On peut retrouver lexpression classique en
faisant un développement limité de cette dernière
expression en puissances de v/c. Il est usuel
dintroduire le coefficient de  redshift  z tel
que Soit aussi
108
Avec une constante de Hubble Ho 23
km/sec/millions c.y
vu vu ESHEP-A vu.pdf
109
Exemple de spectre enregistré montrant le
décalage des raies
110
Détermination de la constante de Hubble En
combinant les résultats de mesure de distance,
avec le télescope spatial Hubble (HST) valeur
moyenne trouvée Ho 72 8 km s-1Mpc-1
111
Le rayonnement de fond cosmologique
Prévu théoriquement par G.Gamow en 1940
En 1965 Penzias et Wilson utilisent une antenne
géante et ne parviennent pas à éliminer un
 bruit parasite 
Ces parasites sont des micro-ondes qui
proviennent de toutes les directions
En fait, ce rayonnement provient de l'espace tout
entier ? Rayonnement fossile à 3o K
Pendant 300 000 ans, l'univers est totalement
opaque. Puis, en se refroidissant, à un instant
donné, la lumière (le rayonnement) peut se
propager librement. ? Découplage Le rayonnement
fossile est une photographie instantanée de cet
instant, c'est la plus vieille "lumière" de
l'univers
112
Le rayonnement de fond cosmologique
Le rayonnement cosmologique a été mesuré avec une
grande précision par le satellite WMAP
113
Le rayonnement de fond cosmologique / Cosmic
Microwave Background
La température est presque constante (2.73 oK)
avec de minuscules fluctuations
Variations in color correspond to 0.000001 C
114
Les neutrinos pour explorer lunivers
115
L'inflation
Alan Guth
Lespace qui a une courbure presque nulle pose
problème. L'homogénéité de la température pose
problème. Comment des régions de l'espace aussi
éloignées et qui n'ont jamais été en contact,
peuvent-elles avoir la même température? ?
Problème de la causalité
L'hypothèse de l'inflation
On pense, que l'univers est passé par une phase
d'expansion très rapide lors de ces premiers
instants (10-35s)
Le rayon de l'univers croît d'un facteur 1050 en
un temps très court
116
Une idée qui pourrait expliquer cette inflation
réside dans le couplage de linteraction forte
avec linteraction électro-faible dont pourrait
résulter une grande quantité dénergie exprimée
dans lexpansion très rapide de lUnivers.

• La période dinflation permet dexpliquer
  différents problèmes du modèle en expansion
• Problème de lhorizon comment deux endroits de
  lUnivers qui ne sont pas causalement connectés
  peuvent-ils connaître leurs températures
  respectives?
• Problème de la platitude pourquoi lunivers
  est-il si près de la platitude géométrique?
•  Monsters  Pourquoi nobserve-t-on pas de
  singularité dans notre horizon dobservation?
• Initialisation de la formation de structures
  Comment se sont formées les fluctuations de
  densité qui sont à lorigine des galaxies et
  clusters?

inflation???
117

• Si lunivers est homogène mais pas trop
• les inhomogénéités vont saccentuer et la matière
  se concentrer de plus en plus
• les étoiles et les galaxies peuvent ainsi
  apparaître peu à peu
• puis se forment les planètes, la vie

Les détails que nous sommes
118
Structures à grande échelle de lUnivers
Les 105 étoiles les plus brillantes en lumière
visible
119
Structures à grande échelle de lUnivers
Les 106 étoiles les plus brillantes en lumière
proche infra-rouge
Le Principe Cosmologique consiste dans
lhypothèse suivante  lUnivers est
spatialement homogène et isotrope .
120
Problèmes ouverts (entre autres)

• Où se cachent les baryons ?
• Nature et propriétés de la matière noire
• Recherches directes
• Recherches indirectes (produits de
  désintégration)
• Nature de lénergie noire
• Mesure de léquation détat du vide cosmologique
• Propriétés de linflation, identification
• Dans des extensions du modèle standard avec
  
  couplage avec la matière normale
• Propriétés géométriques globales de lUnivers

121
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