[AUDIO_VIDE] [AUDIO_VIDE] C'est quand vous voulez. Bonjour et bienvenue pour ce septième module de notre cours d'introduction à la physique des particules. Dans ce septième module, on discute les ingrédients de l'univers que l'on ne connaît pas ou qu'on ne connaît pas encore, c'est-à -dire la matière sombre et l'énergie sombre qui dominent sur le contenu en énergie de l'univers. Dans cette première séquence vidéo, on passe en revue ce que l'on sait du début de l'univers et de son évolution depuis. Après avoir suivi cette vidéo, vous saurez ce que c'est le Big Bang et quelles étaient les grandes étapes dans l'histoire de l'univers dès son début jusqu'à aujourd'hui. Voilà un petit graphisme qui retrace, qui essaye de retracer l'enfance de l'univers. Les observations indiquent que notre univers a été créé il y a quelques dizaines de milliards d'années dans un Big Bang et a traversé une période extrêmement chaude après. Il s'est ensuite refroidi par expansion jusqu'à sa température actuelle qui est d'à peu près 2,7 Kelvin. Les traits du modèle qui est derrière le graphisme que vous voyez là , que l'on pourrait appeler le modèle standard cosmologique, sont basés principalement sur les observations suivantes : en premier lieu, il y a le décalage vers le rouge des spectres de lignes provenant des galaxies, dont la systématique amène à la loi de Hubble et qui nous dit que l'univers est en expansion constante. En deuxième lieu, c'est la radiation micro onde cosmique qui correspond à celle d'un corps noir et qui nous permet de prendre une photo de l'état de l'univers 380 000 années après sa création. Il y a aussi les abondances des éléments légers dans les rayons cosmiques et la distribution des structures à grande échelle, la galaxie, les amas, les supers amas, etc., et sa relation avec les anisotropies de la radiation micro onde. On va retracer quelques grands événements de cette histoire, on rencontrera quelques uns de ces phénomènes en passant. Alors commençons par le début : l'extrapolation de l'état de l'univers vers l'arrière amène à une densité infinie d'énergie concentrée dans un seul point mathématique. Tout au début de l'histoire se trouve donc une singularité, ce que l'on appelle le Big Bang. Il ne faut pas avoir peur des singularités, elles se cachent partout où l'on parle de densité volumique, quand le volume tend vers zéro. Toujours est-il que l'univers avait une énergie totale au début, qui était bien finie à t égal zéro, son énergie était autant que l'on sache la même qu'elle a aujourd'hui et son volume était extrêmement petit et il s'est constamment étendu depuis. Faut faire attention et se méfier de son intuition quand on pense à l'expansion de l'univers. L'image que cela se passe par rapport à un système de coordonnées fixes extérieures comme l'explosion d'une pièce d'artifices dans le ciel nocturne est complètement fausse. Ce qui s'étend dans le Big Bang, eh bien l'espace lui-même et ça dure encore aujourd'hui. Il n'y a aucun moyen d'observer cela de l'extérieur, uniquement de l'intérieur. Et cette expansion concerne toute longueur, toute distance entre deux objets, mais aussi les longueurs d'onde comme les longueurs d'onde des flottants ou toute autre onde qui passe. Par le biais de cette expansion, la température de l'univers s'est donc abaissée. Par le même mécanisme ou un mécanisme au moins comparable à celui que vous utilisez dans votre frigo. Sur les premières quelques dix moins quarante secondes de la vie de l'univers on ne peut que spéculer. A cette époque la température était tellement élevée que toutes les forces étaient de la même intensité, y inclus la gravitation et en plus les dimensions étaient tellement petites que la gravitation devait fonctionner de manière quantique. L'homogénéité des températures de l'univers indique que des régions diamétralement opposées étaient en contact causal peu après cette époque. Ceci n'est pas explicable sauf si on suppose que vers dix puissance moins trente-sept secondes après le Big Bang, l'expansion de l'univers est passée par une phase exponentielle et supra lumineuse. On l'appelle la période d'inflation en mécanisme moteur, reste à découvrir. Encore une fois il ne faut pas avoir peur des vitesses supra lumineuses, il est admissible par la relativité que l'expansion de l'espace se passe à une vitesse plus grande que celle de la lumière. En effet, aucun signal ne dépasse cette vitesse limite à aucune période. Au contraire, c'est toujours l'espace lui-même qui est en train de se gonfler. Après la fin de la période d'inflation, l'univers était rempli d'un plasma de quark et de gluant et toute autre particule élémentaire, la température était tellement élevées que toute particule était relativiste et les particules, les anti-particules étaient en équilibre thermique. A un certain point de cette époque, une miniscule asymétrie entre matière et antimatière est apparue, la matière est devenue plus abondante que l'antimatière par un par 30 millions Le mécanisme de cette asymétrie que l'on appelle baryogénèse reste à découvrir mais ce mécanisme est responsable de notre existence, sans lui toute la matière se serait annihilée. Avec l'antimatière, on ne serait pas là . Les conditions qu'il faut remplir pour que la baryogénèse est lieu d'une manière dynamique ont été formulées par Sakharov. Primo, il faut que la symétrie CP soit violée pour que la nature sache qu'il faut faire disparaître l'antimatière et garder la matière. Deuxio, il faut une violation du nombre baryonique sinon l'antimatière ne peut pas disparaître sans laisser de trace. Et finalement il faut que tout cela se passe dans un déséquilibre thermique, une transition de phase par exemple pour que l'antimatière n'est pas recréée une fois qu'elle a disparu. A partir d'à peu près dix puissance moins onze secondes on sait à peu près plus exactement ce qui s'est passé. A cette époque, l'univers s'est suffisamment refroidi par expansion pour que les lois du modèle standard que l'on a passé en revue pendant ce cours soit valable. Les énergies des particules étaient alors comparables à celles que les accélérateurs peuvent fournir et on peut les étudier. Dès dix puissance moins six secondes, quark et gluants se sont combinés pour former des barriants. Avant ce n'était pas possible parce que l'énergie cinétique des ingrédients empêchait la formation des étaliers. Le petit excès de quark à cause le petit excès des barriants sur des anti barriants à cette époque. Quand la température n'était plus suffisante pour maintenir l'équilibre entre nucléant et anti nucléant, une annihilation en masse a eu lieu, qui ne laissait survivre qu'un seul proton ou neutron sur 100 milliards. Un processus similaire suivit vers une seconde pour les électrons et les positrons en faisant survivre une miniscule fraction d'électrons. Quelques minutes après le Big Bang la température s'était abaissée à quelques milliards de Kelvin, les neutrons et les protons se sont fusionnés pour former du deutérium et du hélium, mais la plupart des protons restaient toutefois seule. Alors le refroidissement par expansion de cette époque, l'énergie sous forme de masque gravitationnel a commencé à dominer sur celles concentrées en photons, ce qui est toujours le cas aujourd'hui. Après à peu près 380 000 années les électrons formaient des atomes avec des protons et autres noyaux. Avant, les photons étaient suffisamment énergétiques pour dissocier tout état lié atomique qui s'était formé et se faire absorber par ce mécanisme. A ce moment, cela n'était plus le cas, photons et matières se sont découplés la radiation émise à ce moment existe toujours, on l'appelle le bruit de fond cosmique de micro onde. Quand toutes les dimensions se dilatent, la longueur d'onde des photons se dilatent avec et la température correspondante diminue, c'est pour cela qu'aujourd'hui la température de cette radiation qui était très chaude à l'époque correspond maintenant à 2,7 Kelvin, sa longueur d'onde se situe donc dans les micro ondes. Cette radiation nous fournit donc une instantanée de l'état de l'univers trois cent quatre vingt mille années après sa naissance. Elle constitue en effet la plus ancienne source de lumière encore visible parce que avant l'univers était opaque à cause du fait que les photons étaient absorbés en dissociant les atomes en formation. En mesurant la longueur d'onde des photons du bruit de fond cosmique provenant de chaque direction, on peut cartographier la température de l'univers à cette époque-là . Cela a été fait par des antennes micro ondes, plus récemment sur des satellites spécialisés comme COBE, WMAP et actuellement Planck. La distribution d'énergie des photons venant d'une direction donnée suit exactement celle attendue pour la graduation d'un corps noir idéal, la température caractéristique s'avère homogène à un centième de pour mille près et ceci même à des directions diamétralement opposée. Voici donc la motivation pour l'époque dite d'inflation. Par contre, il existe bien des toutes petites fluctuations de la température qui ont causé des régions d'une légère sur densité ou sous densité. Celles-ci sont probablement les noyaux des grandes structures de la matière que l'on observe aujourd'hui autour de nous. Depuis et sur une longue période qui dure encore jusqu'aujourd'hui l'attraction gravitationnelle entre la matière l'a amené à former nuages de gaz, étoiles, galaxies et leur amas. Les détails de cette formation dépendent évidemment du type et de la quantité de matière. A l'intérieur des étoiles, les éléments plus lourds que l'hélium sont cuits par fusion nucléaire comme on a démontré dans le module deux. Si on fait aujourd'hui le bilan des composantes observées, on constate ce qui est montré dans ce slide. La densité totale de la matière déduite du potentiel gravitationnel mesurable par la dynamique du mouvement des étoiles dans les galaxies est de l'ordre de quelques dix puissance moins vingt sept kilogrammes par mètre cube. La densité totale des barriants visibles ou invisibles à la fois mesurée et déduite du modèle de barriants synthèse bien établi est environ un facteur dix à plus petit. La matière visible donc lumineuse concentrée dans les étoiles, gaz, poussière, etc., est encore un facteur cinq moins dense, on en conclut que la plupart de la matière est donc ni visible ni baryonique. On l'appelle matière sombre ou dark matter, on en parlera dans la prochaine vidéo. Le reste de la densité d'énergie de l'univers est fournie sous une forme encore plus mystérieuse, il s'agit de l'énergie dite sombre ou dark energy qui est en train d'accélérer l'expansion de l'univers. On parlera un peu de ce qu'on sait de l'énergie sombre dans la séquence vidéo 7.3. Mais d'abord Mercedes discutera la matière sombre dans la prochaine vidéo. [AUDIO_VIDE]
