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Flashcards in l'univers Deck (33)
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1

choses à savoir pour matière noire (5 ):

1. explique pk vitesses indépendantes des étoiles autour du centre de masse
2. se rappeler des graphiques etouiles du système solaire et etoiles autour centre de l'univers
3. explique les lentilles gravitationnelles car pas assez de masse
4. 90% de la masse est non visible
5. occupe un halo bcp plus grand que la galaxie

2

choses à savoir pour énergie sombre ( ):

1. l'univers n'est pas juste en expansion, l'expansion s'accélère!
2. or, pour accélérer, ca prend de l'énergie...
3. ou est cette énergie? on ne le sait pas

3

définition de la cosmologie

La cosmologie est la branche de l’astronomie qui
s’intéresse à l’univers dans sa globalité, de sa
création à sa potentielle fin.

4

Le paradoxe d’Olbers:

Un astronome allemand, Heinrich
Olbers, relance en 1826 le débat sur
la finitude de l’univers par un simple
constat : il fait noir la nuit.
I Advenant que l’univers soit rempli
d’étoiles jusqu’à l’infini. Toutes les
lignes de visées devraient aboutir sur
une étoile, proche ou lointaine.
I Si l’univers et ses étoiles ont toujours existé, la
lumière a eu tout le temps nécessaire pour nous
parvenir.
I Il ne devrait donc pas y avoir de zone sans
étoiles dans le ciel. 17
I Or, le fond du ciel est noir. . .
I Il ne peut donc pas y avoir des étoiles jusqu’à
l’infini.
I On nomma cette observation un paradoxe car
la plupart des astronomes préféraient un
univers rempli à l’infini.

5

Einstein et l'univers en expansion:

sa théorie prédisait un univers en expansion, mais il trouvait l'idée saugrenue, donc il a donné une masse volumique au vite pour que l'univers soit statique. Ainsi, il obtenait sa fameuse constante cosmologique. peu apres Hubble a découvert que l'univers était en expansion. Plus grosse gaffe a vie de Einstein.

6

définition du principe cosmologique:

Les cosmologistes définissent le principe
cosmologique comme étant l’hypothèse que toute
région de l’univers est similaire à une autre, pour
autant que l’on considère une région suffisamment
grande.

7

choses à savoir pour l’expansion de l’espace (3):

1. La taille des galaxie demeure, mais la distance entre
elles augmente. À mesure que l’univers s’agrandit, la distance entre les galaxies augmente de façon continue. (accélération). Ce qui est observé, c’est un phénomène graduel et uniforme.
2. schéma
3. il n'y a pas eu d'explosion, car
a) une explosion implique une libération initiale
d’énergie ;
b) une explosion implique un centre d’expansion
localisé, ce qui n’est pas observé.

8

À quelle échelle se fait sentir l’expansion de
l’univers ?

I L’expansion de l’univers n’affecte pas la taille
des objets de taille inférieure à celle d’un amas
de galaxies, la force d’attraction entre les
atomes est trop grande à cette échelle.
I Même les distances entre les étoiles de notre
propre Voie lactée se maintiennent.
I C’est la distance entre les objets lointain qui
augmente. Par exemple, entre les galaxies et les
amas de galaxies.

9

pourquoi la constante de Hubble change avec le temps?

I Selon la relativité générale, le taux d’expansion
dépend de la densité de matière : plus la masse
volumique de l’univers est dense, plus les
équations prédisent une expansion rapide.
I Puisque la masse volumique était
nécessairement plus élevée dans le passé,
l’expansion y était également plus rapide.

10

problème avec la valeur de la constante H (2)

I Il y un problème avec un paramètre H qui
évolue dans le temps : la lumière qui nous
arrive prend du temps pour nous atteindre.
I Au fur et à mesure que la lumière voyage vers
nous, la valeur de H change. . .
I La loi d’Hubble est donc plus fiable avec les
étoiles pas trop éloignées, mais les incertitudes
deviennent énormes si l’étoile est très loin et si
la masse volumique de l’univers a été modifiée
de façon appréciable durant cette période.

11

le facteur d’échelle e:

I On définit le facteur d’échelle e comme le
rapport de la taille de l’univers à un instant
donné à la taille de l’univers d’aujourd’hui.
I Par exemple, un facteur d’échelle de 0,75
correspond à l’univers au moment où il faisait
75% de la taille de l’univers d’aujourd’hui.
e=lambda 0 / lambda obs

12

le décalage vers le rouge cosmologique est expliqué par:

I En fait, le décalage vers le rouge de la longueur
d’onde des objets lointains ne peut être
rigoureusement expliqué par l’effet Doppler
d’une source en mouvement.
I La source peut se déplacer, mais la majeure
partie du décalage est due à l’étirement de
l’espace lui-même.
EXPLIQUÉ PAR LE FAIT QUE LA LUMIÈRE EST ÉTIRÉE À TRAVERS DE L'UNIVERS EN EXPANSION.

13

qu'Est-ce que l’instant de Planck? et que savons nous sur ce moment?

1. Le moment qui correspond à cette masse
volumique ( p = 10^93) est appelé l’instant de Planck, et
il remonte à 10−43 secondes.
2. Nos tentatives de compréhension de ces
premiers instants ne sont donc que des
scénarios.

14

pk on ne peut pas remonter à l'époque de Plank (2)?

1. Pour remonter au delà de l’instant de Planck, il
nous faut préalablement unifier la mécanique
quantique à la relativité, ce qui n’est pas
(encore) fait. La relativité générale est la
théorie de la gravité, et la notion de gravité est
absente de la mécanique quantique.
2. Notre équipement ne nous le permet pas.

15

pk le big bang n'est pas une bonne expression?

Ce n'est pas une explosion.

16

I S’il suffit de regarder très loin pour regarder
dans le passé, pourquoi ne regardons-nous pas
tout simplement suffisamment loin pour
observer l’instant de Planck ?

I C’est impossible.
I Lorsque l’on regarde si loin, on perçoit un bruit
de fond constant : le rayonnement de fond
cosmologique, ou rayonnement fossile.

17

rayonnement de fond cosmologique explication:
1. ce que ca prend pour avoir un corps noir
! IMP

1. I Rappel : un corps en équilibre thermique émet
un rayonnement en forme de cloche, dont la
longueur d’onde la plus intense correspond à la
température du corps.
I Pour qu’il y ait équilibre thermique
(thermalisation), il faut que les atomes et
molécules interagissement entre eux afin de
s’échanger de l’énergie et adopter la
distribution en longueur d’onde typique d’un
corps noir
la température a autrefois été thermalisée.
I C’est le moment où l’opacité s’est levé et que
l’univers est devenu transparent à la lumière.
À l'époque, la température était de 6000K
C’est un rayonnement qui correspond
parfaitement à celui d’un corps noir à 2,73 K. (se rappeler de la cloche dans le graphique)

18

comment les galaxies se sont-elles formées seulement 1 milliard d,années après le bb? toute l'explication!

-quand il avait 380 000 ans, l'univers était tres homogène
-Or, les lois de la physique que nous connaissons
ne permettent pas de partir d’une distribution
quasi homogène de matière et de former des
galaxies en si peu de temps.
I Comment la superstructure s’est-elle constituée
alors ?
I C’est un des sujets les plus excitant de la
physique contemporaine : la matière sombre.
I Si la matière sombre compte pour 80% de
l’univers, elle devrait avoir eu une influence.
I Dans les premiers 380 000 ans, la matière
sombre aurait pu déjà commencer à
s’agglutiner, sans affecter la matière ordinaire
qui était très homogène.
I À partir de 380 000 ans, la matière sombre a
fait office de catalyseur, forçant la matière à
s’agglomérer grâce à son champ gravitationnel.

19

la valeur du facteur de décalage = quoi?

1 sur e

20

comment faire pour trouver de combien s'allonge un certain endroit?

1. se rappeler que H=7.17x10^-11 a-1
2. écrire delta D= v x delta t
3. substituer v par HD et faire la multiplication.

21

Comme la lumière qui nous parvient passe par différents chemins qui n'ont pas exactement la même
longueur, nous observons simultanément la même supernova à des moments différents de son
évolution. L'analyse des ces différentes images nous permettent d'améliorer notre connaissance sur:(2)

1. le taux d'expansion de l'univers
2. et ainsi améliorer notre connaissance de la constante d'Hubble !

22

étoiles de population I:

1. jeunes
2. dans le disque
3. beaucoup de métaux (2 a 3% de la masse)

23

étoiles de population II:

1. vieilles
2. dans le halo
3. pas bcp de métaux (moins de 1% de la masse)

24

étoiles de population III:

1. inexistantes
2. nulle porc
3. aucune trace de métaux
corrompues pas d'autres supernovaes

25

deux manières de calculer la masse de la voie lactée:

1. M (masses solaires ) = 4L( Luminosités solaires )
2. troisième loi de Kepler gén

26

Détermination de la masse d’une galaxie par la
troisième loi de Kepler :

1. à l’aide de l’effet Doppler (facteur d'expansion) = lambda obs / lambda norm, où
(facteur d'expansion) = 1 + v/c, on détermine la vitesse v d’une
étoile autour d’une galaxie.

27

expression importante pour connaitre la vitesse, a ou t:

v = 2 pi a / T

28

Galaxies lenticulaires :

type S0, applaties, présence d’un bulbe mais pas de bras.
Transision entre elliptiques et spirales.

29

Le spectre des galaxies spirales vs elliptiques:

la présence de matière interstellaire
garantie aux galaxies spirales la création
continue d’étoiles massives. Elles ne sont
pas nombreuses, mais elles sont si
lumineuses qu’elles tirent le spectre des
galaxies spirales dans le bleu. Les galaxies
elliptiques ne contiennent que très peu de
nouvelles étoiles. Les étoiles bleues sont
maintenant disparues et il ne reste que
les jaunes. Ces galaxies ont un pic
d’émission dans le jaune.

30

galaxie active:

I Une galaxie dont le trou noir central est à la
diète n’émet donc que très peu de rayonnement
X.
I Inversement, une galaxie dont le trou noir
central émet beaucoup de rayonnement X est
appelée galaxie active.
les vieilles galaxies sont pour la majorité actives car elles avaient plus de matériel à bouffer. elles sont bright en tbk.