NOMBRES - Curiosités, théorie et usages

 

Accueil                           DicoNombre            Rubriques           Nouveautés      Édition du: 29/03/2017

Orientation générale        DicoMot Math          Atlas                   Références                     M'écrire

Barre de recherche          DicoCulture              Index alphabétique                               

     

Cosmologie

 

Débutants

Astronomie

À l'origine

 

Glossaire

Cosmologie

 

 

INDEX

 

Cosmologie

Sciences

 

BIG BANG

 En 2003 (connaissances)

 

Sommaire de cette page

>>> Ce que l'on sait

>>> Rayonnement fossile

>>> Crédibilité

 

 

 

UNIVERS

 

*         13,7 milliards d'années,

 

*         "Plat",

 

*         En expansion continue, et

 

*         4% de matière conventionnelle, seulement!

 

*         66 km/s/Mpc, constante de Hubble

 

 

Connaissances qui s'enrichissent

par l'observation du rayonnement fossile

par satellites (COBE, WMAP, PLANCK)  

COBE

1992

Cobe

WMAP

2002

Wmap

PLANCK

2013

 

Précision comparée sur les images

 

 

 

 

CE QUE L'ON SAIT en 2003

puis mise à jour 2013 (Satellite Planck)

*              Expansion de l'Univers

Confirmé en 2013

*              Croissance fulgurante au démarrage

Confirmé en 2013
(facteur 1026 en une fraction de seconde)

*              Âge de l'univers (big bang)

13,8  (13,7) milliards d'années  1%

*              L'Univers opaque devient transparent

*              La lumière se propage dans l'espace

380 000 ans après le bigbang.

*              Naissance des étoiles

200 millions d'années après le bigbang.

*              Forme de l'Univers à grande échelle

Rectiligne (en gros: plat).

*              Expansion

Continue (donc: pas de big crunch).

*              Expansion continue poussée par

"Énergie sombre".

*              Composition de l'Univers

68,3% (73%) d'énergie noire
dont on ne sait pas grand-chose.

26,8% (23%) de matière noire
Particules exotiques? Encore inconnues. 

4,9%   ( 4%) de matière visible
ou ordinaire, seule bien connue.

 

 

 

RAYONNEMENT FOSSILE

*              Première lumière dans l'Univers

380 000  ans après le bigbang

*              Aujourd'hui observable en tant que

Rayonnement fossile cosmologique

Fond diffus cosmologique

*              C'est un rayonnement micro-onde très froid

Moyenne: 2,7  0,017 K     soit – 270,45 °C

*              Photons issus de ce rayonnement

400 / cm3 dans tout l'Univers.

*              Découverte

1965 – A. Penzias et R. Wilson

Découverte par hasard alors qu'une équipe de scientifiques préparait une antenne spéciale pour détecter ce rayonnement que certains physiciens (Gamow puis d'autres) avaient déjà prévu.

*              Observation COBE

1992 – Irrégularités visibles

*              Observation WMAP

*      Wilkinson Microwave Anisotropy Probe,

*      Lancé en juin 2001,

*      Mesure au millionième de degré,

*      Couverture complète de l'espace.

2002

-         aspérités marquées

-         "grumeaux" de l'univers

-         préfiguration des amas de galaxies

*              Observation PLANCK

*      Satellite européen

2009

Il faudrait 1000 ans à WAP pour obtenir la précision obtenue par PLANCK en trois mois.

Voir Constante de Hubble

 

Image

 

Je suis au milieu d'une explosion dégageant un gros nuage de gaz. Ce nuage de propage dans toutes les directions. Je vois bien sa frontière, sa limite qui part au loin, tout en s'élargissant. J'observe un fond de plus en plus diffus.

Lorsque, 100 000 ans après le bigbang, la lumière a explosé, elle a remplit l'espace et s'est propagé dans toute les directions comme une bulle qui enfle. De tout temps, au-delà, il n'y pas de lumière. C'est un mur de lumière. Lancé à environ 3 000 kelvins, après pratiquement 13 milliards d'années, il s'est tellement dispersé, détendu, qu'il n'est plus qu'à moins de 3 kelvins (2,7).

WAP

PLANCK

Voir Satellite Planck

 

 

 

RAYONNEMENT FOSSILE - Développements

 

*      Après le Big Bang, pendant un certain temps (100 000 ans), l'énergie globale du système restait constante puisque aucun photon ne s'en échappait.

*      Alors les protons et les électrons se sont combinés pour former des atomes d'hydrogène.

 

*      Les photons ont cessé d'interagir avec la matière, et la température de ce rayonnement cosmologique, gaz de photons en équilibre thermique, a commencé à diminuer en raison de l'expansion.

 

*      De 10 000 kelvin au départ, on devrait observer ce rayonnement témoin du Big Bang sous la forme du rayonnement d'un corps noir dont la température ne serait plus que de quelques degrés.

 

Historique

*      Le physicien américain George Gamow à posé les premiers éléments de cette théorie quantitative en 1948.  

*      Après de nombreuses interrogations sur des surplus de température lors de certaines expériences, Arno Penzas et Robert Wilson des Laboratoires Bell ont été les premiers à détecter le rayonnement en 1965.  

*      En avril 1992, le satellite COBE a permis de connaître cette température du rayonnement cosmologique avec une très grande précision: 2,736.

 

                                            T =             2,736 K

                                            T =             – 270 °C

 

Caractéristiques

 

*      Le rayonnement est isotrope avec cependant quelques fluctuations de 30 millionièmes de kelvins.

*      L'univers était très homogène au moment du découplage entre le rayonnement et la matière. 

*      Au contraire, l'univers actuel présente des structures très marquées.  

*      Mais les micro-fluctuations sont suffisantes pour expliquer une hétérogénéité, sorte de germes pour amorcer la formation des galaxies. 

*      Les variations saisonnières du rayonnement sur 1 millième de degré kelvin témoignent de la rotation de la Terre autour du Soleil à la vitesse de 30 km/s. 

*      La dissymétrie du rayonnement (3,3 millièmes de degré kelvin), un point chaud et un point froid à l'opposé, montre que la Terre a une vitesse dans le ciel de 620 km/s dans la direction des constellations de l'Hydre et du Centaure.  

*      On se déplace à cette vitesse par rapport à l'ensemble des particules émettrices du rayonnement fossiles.

 

Résultante de nos divers mouvements

 

*    autour du Soleil,

*    du Soleil autour de la Voie lactée,

*    de notre galaxie dans l'amas de la Vierge, et

*    celui de cet amas dans l'univers.

*      Galilée et Einstein nous ont appris que le mouvement absolu n'existe pas. Mais aujourd'hui, on n'imagine pas d'autres mouvements que ceux dont la résultante nous est donnée par l'observation de la température du rayonnement fossile.

 

 

 

 

Crédibilité

 

*      La nucléosynthèse primitive décrit la formation des éléments chimiques.

*      Or, il faut des températures près de cent millions de fois supérieures à notre température ambiante pour que les éléments puissent se créer à partir de protons et de neutrons.

*      Ces températures ont existé une seconde après le bigbang.

*      L'abondance relative des éléments dans l'Univers permet d'attester des différentes phases ayant succédées au bigbang.

 

 

 

 

 

Suite

*  Neutrinos et fond diffus

Voir

*  Âge de l'univers selon saint Augustin et autres

*  Âge et Hubble

*  Astronomie – Glossaire

*  Big bang, big chill, big crunch

*  Constante cosmologique

*  Évolution de l'Univers

*  Le tempsGlossaire

*  Univers

*  Voie Lactée

DicoNombre

*  Nombre 2,736

Sites

*  Le Big Bang

*  Résultats satellite Planck – CNRS

Cette page

http://villemin.gerard.free.fr/Science/BigB2003.htm