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La théorie du Big Bang

Les étapes clés de l'évolution générale de l'Univers. Document NASA/CXC/M.Weiss adapté par l'auteur.

L'ère de la réionisation (VI)

Fin des Âges Sombres

Environ 700 millions d'années après le Big Bang, nous assistons à la fin des "Âges Sombres" et à la "Renaissance cosmique". Nous entrons dans la phase de réionisation cosmique. Pendant les premiers centaines de millions d'années de l'histoire de l'Univers et les "Ages Sombres", l'espace était totalement opaque au rayonnement. Les ions d'hydrogène et d’hélium ont commencé à attirer des électrons, se transformant en atomes neutres, créant un épais brouillard opaque à la lumière.

La réionisation cosmique marque l'époque où l'hydrogène neutre HI contenu dans l'Univers a commencé à s'ioniser. L'Univers est alors devenu transparent pour ces photons, c'est-à-dire que les sources ont pu dès ce moment émettre de la lumière qui a pu parcourir librement le cosmos sans être immédiatement réabsorbée.

Juste avant la réionisation cosmique, les émissions des premières régions HI à haut décalage Doppler (z>3) étaient encore uniformes. A présent, les baryons et les premiers atomes sont découplés des photons et n'entravent plus leur évolution. En d'autres termes, la matière peut s'organiser. En effet, conséquence des instabilités gravitationnelles apparues après le découplage, un peu partout dans l'Univers des poches de matière baryonique se développent, la matière sombre (ou noire) non baryonique interagissant très peu avec la matière et pas du tout avec le rayonnement.

Selon les mesures effectuées par les satellites micro-ondes dont Planck, la dimension angulaire de ces nuages baryoniques primordiaux est très variable en fonction des régions mais peut atteindre quelques dizaines de minutes d'arc ce qui correspond à l'échelle de l'Univers à des structures de plusieurs centaines de millions d'années-lumière.

Formation des protoétoiles, des protogalaxies et des trous noirs massifs

En tenant compte des effets des inflatons - les champs scalaires de Higgs - selon certains modèles inflationnaires (il existe des dizaines de modèles ΛCDM), il faudrait attendre près d'un milliard d'années pour que les premières galaxies se forment, il y a environ 12.8 milliards d'ici vers z=6.7. Or on observe quelques rares galaxies dont le décalage Doppler est supérieur à z=11 (par exemple GN-z11), les situant à plus de 13.4 milliards d'années. Il existait donc déjà des galaxies quelque 400 millions d'années après le Big Bang, même si leurs propriétés étaient différentes (plus petites, irrégulières, plus actives, etc.) des galaxies formées beaucoup plus tard. Ces modèles cosmologiques doivent donc tenir compte de la contribution de la matière noire et de l'énergie sombre, dont la nature fait toujours l'objet de discussions.

Dans cet univers contenant encore beaucoup de plasma mais où le gaz neutre est dominant, aux endroits où la densité de matière est suffisamment élevée et la température suffisamment basse, les instabilités gravitationnelles sont propices à l'accrétion des premiers aggrégats de matière.

Il s'agit tout d'abord de gigantesques nuages de plasma et de gaz diffus composés de matière et d'énergie sombres qui piègent les baryons, ceux là même qui formeront plus tard les grands halos qui enveloppent encore les galaxies, les amas et superamas.

Environ 100 millions d'années après le Big Bang, on observe la formation de la matière sombre. Elle va contribuer insidieusement à la condensation et l'accrétion de la matière au sein de grands nuages de gaz laissés après le Big Bang.

Un peu partout dans l'Univers, en fonction des conditions du milieu plus ou moins instables, des nuages de matière sombre et diffuse mêlée de baryons s'effondrent de manière chaotique, formant ci et là des structures d'environ 1000 milliards de masses solaires ou de 150000 années-lumière de diamètre, les prémices des protogalaxies.

Sous l'effet des perturbations gravitationnelles, ces halos excercent une force mutuelle sur les halos voisins, ce qui les met lentement en rotation. La matière baryonique contenue dans ces halos sombres continuant à se refroidir et à se contracter, pour conserver son moment angulaire, elle accélère son mouvement de rotation. Dès que la densité et la température le permettent, des effondrement similaires se produisent à une plus petite échelle à travers tout le halo et dans tout l'Univers, donnant naissance aux protoétoiles, les étoiles de la première génération dite de Population III constituées d'hydrogène pur. Il s'agit d'étoiles hypergéantes bleues hyperchaudes dont la taille oscillait entre 30 et 300 fois celle du Soleil et la masse bien supérieure à 100 M.

En l'espace de 10 à 100 millions d'années, vers z=90 ces étoiles hypermassives et donc très instables ont explosé en super ou hypernovae. Toutefois, les plus massives (200-300 M) se sont effondrées sans rien éjecter de leur enveloppe. En effet, ces étoiles n'ont pas encore d'éléments lourds ni de poussières dans leur atmosphère. Elles n'émettent donc pas de vent stellaire et ne présente aucune perte de masse. Ces étoiles ont donné naissances aux premiers trous noirs massifs qui ont rapidement atteint des masses de plusieurs dizaines de milliers de masses solaires. Accumulant rapidement le surplus de matière sans rayonner beaucoup d'énergie, ils s'alourdissent progressivement jusqu'à former des trous noirs supermassifs en quelques milliards d'années.

Notons que les astronomes n'ont pas encore découvert d'étoiles de Population III car elles résident au-delà des moyens des télescopes actuels. De plus, elles n'ont vécu que très peu de temps dans l'échelle des temps cosmiques.

En fonction du taux de rotation des halos, les structures les plus lentes ont formé les protogalaxies elliptiques, les plus rapides les protogalaxies spirales présentant un disque aplati et un centre bulbeux. Mais nous verrons que leur dynamique interne (séculaire) et parfois externe (par ex. les fusions de galaxies) vont modifier leur morphologie.

Le développement des premières étoiles puis l'explosion des supernovae ainsi que l'évolution des protogalaxies a produit énormément de rayonnement suffisamment énergétique pour réioniser l'Univers. Ce processus va démarrer environ 100 millions d'années après le Big Bang, en même temps que la formation des protogalaxies, entre 15 < z < 30 et durer plusieurs centaines de millions d'années. Ce processus fut très lent. En effet, quelque 400 millions d'années après le Big Bang (cf. GN-z11), on constate qu'à peine 10 % de l'Univers est ionisé. Puisque les Âges Sombres (cf. l'effet de polarisation des photons à 2.7 K) se sont terminés vers 700 millions d'années après le Big Bang, cela signifie également que bien que les premières étoiles et protogalaxies étaient en formation, il fallut encore patienter 300 millions d'années pour qu'elles soient suffisamment nombreuses pour que la réionisation soit bien installée.

Les quasars et le trou noir massif qu'ils abritent déjà ont peu contribué à la réionisation car la majorité d'entre eux se sont formés bien plus tard. Les sondages du ciel profond ont montré que les quasars étaient peu nombreux 700 millions d'années après le Big Bang alors que les étoiles et les galaxies avaient déjà envahi l'Univers. Selon une étude publiée en 2016 par Eduardo Bañados de la Carnegie Institution et son équipe, sur base du sondage Pan-STARRS1 de l'IfA d'Hawaii on compte à peine 124 quasars dans l'Univers primordial entre 5.6 < z < 6.7,c'est-à-dire jusqu'à 12.8 milliards d'années-lumière. Indirectement, cela signifie aussi qu'il existait déjà des trous noirs supermassifs 1 milliard d'années après le Big Bang.

Selon les observations effectuées grâce aux plus grands télescopes, l'Univers étant complètement réionisé 900 millions d'années après le Big Bang, à z > 6.8. A ce sujet, les astronomes attendent beaucoup du télescope spatial James Webb (JWST) qui sera lancé en 2018 car il sera capable d'observer cette époque temporelle très reculée et aidera les astronomes à préciser l'époque exacte à laquelle l'Univers fut totalement réionisé.

Explication de la manière dont les quasars à haut redshift ont gardé l'empreinte du gaz neutre primordial. Document Avi Loeb/U.Harvard adapté par l'auteur.

L'intense rayonnement UV des jeunes étoiles de Population III constituant les prempières grandes structures cosmiques a brûlé l'hydrogène obscurcissant, formant des bulles de plus en plus vastes qui finalement ont "ionisé" la totalité de l'espace compris entre les protogalaxies, composé d'électrons libres et de protons.

Les protogalaxies qui ont ionisé le gaz neutre présent dans le milieu intergalactique sont encore visibles au télescope. Elles se situent au-delà de 12 milliards d'années-lumière. Avant même de les avoir découverts, les astronomes ont déjà calculé leurs propriétés.

Arrivé à ce stade, le rayonnement Lyman alpha libéré par ces nuages d'hydrogène chauffés par le rayonnement UV des jeunes étoiles a pu se propager librement dans l'Univers jusqu'à parvenir sur Terre. Etant donné que ce rayonnement est émis par des objets très éloignés, cette raie spectrale qui se trouve dans l'UV au repos (121.5 nm) est décalée dans le proche infrarouge, jusqu'à 1160 nm pour z=8. C'est la raison pour laquelle à l'avenir, les télescopes spatiaux infrarouge seront plus souvent utilisés que leur contrepartie optique pour enregistrer les spectres des objets les plus éloignés de l'espace.

Les modèles prédisent que les dimensions de ces bulles ionisées est de l'ordre de 10 Mpc ou 30 millions d'années-lumière à z=6, correspondant à des signaux HI d'une fréquence de quelques mégahertz.

Ces émissions sont très difficiles à détecter car elles sont très faibles (quelques dizaines de mK), présentent un spectre à large bande et décalé vers les basses fréquences (< 200 MHz). Elles sont également noyées dans les interférences radiofréquences et cachées derrière les radiosources beaucoup plus brillantes (des dizaines de K) du continuum extragalactique.

Ce phénomène de réionisation est très mal connu des astronomes mais il peut être étudié de plusieurs manières. On peut par exemple l'étudier grâce à l'effet Gunn-Peterson observé dans le spectre des quasars, l'hydrogène neutre absorbant le rayonnement UV.

On peut aussi l'étudier via la raie de l'hygrogène à 21 cm, tout en tenant compte du fort décalage Doppler vu l'époque étudiée. L'un des moyens pour détecter ce signal HI remontant à l'époque de la réionisation est le projet PAPER (Precision Array to Probe the Epoch of Reionization) développé à partir de 2005 par l'Université de Berkeley, le NRAO et l'Université de Virginie qui ont installé dans ce but un radiotélescope à Green Bank et un second système en Afrique du Sud, à l'abri des interférences.

Enfin, l'hydrogène ionisé interagit avec le rayonnement cosmologique ainsi que sur sa polarisation. Ainsi, la carte en fausses couleurs dressée par Planck nous explique indirectement comment la réionisation s'est installée et comment les galaxies se sont formées à partir des fluctuations locales de la densité de matière et de l'énergie sombre.

En plaçant des cartes prises à différentes époques en séquence chronologique, on constate que des fluctuations dans la densité de matière originale ont été amplifiées par l’attraction gravitationnelle, au point de freiner localement l’expansion de l’Univers, permettant à la gravité de jouer son rôle de grand attracteur comme l'a bien décrit James Peebles[18].

Selon les mesures actuelles, on estime qu'au bout d'environ 900 millions d'années, le milieu intergalactique est totalement réionisé et l'Univers devient transparent pour de bon.

Début de l'ère stellaire

Nous entrons à présent dans la période gazeuse, l'ère stellaire. Comme la mission Planck l'a démontré, l'ère stellaire débuta à z=8.8 soit 560 millions d'années après le Big Bang, il y a 13.2 milliards d'années. Les premières galaxies apparues vers z=30 sont des naines irrégulières très riches en gaz et très actives sur le plan stellaire. Au cours du temps et au rythme des fusions des protogalaxies, leur masse stellaire a augmenté. Ces galaxies parfois rassemblées au sein des premiers amas ont conservé leur halo sombre contenant un plasma à haute température (~107 K), des baryons et éventuellement des particules massive peu interactives, les WIMPs et autres neutralinos issus des GUT et des théories de supersymétrie mais qui manquent toujours à l'appel.

En se refroidissant, la matière sombre réagit avec les particules chargées, induisant une importante émission de rayonnements X tandis que les baryons continuent à se refroidir et à faciliter la contraction des nuages interstellaires.

Rappelons que c'est Vera Rubin qui découvrit en 1970 que le gaz contenu dans le halo était beaucoup plus massif que la masse stellaire et influence le taux de rotation dans la région périphérique des galaxies. On y reviendra en détails dans l'article consacré aux problèmes du modèle Standard qui conduisirent les physiciens à proposer la théorie de l'inflation et le modèle ΛCDM avec leur lot de particules exotiques.

A gauche, l'évolution des galaxies par fusions. A droite, le globule Lyman-alpha LAB-1 découvert en 2000 à 11.5 milliards d'années-lumière. Cette structure gazeuse contenant des galaxies éruptives et des naines mesure 300 millions d'années-lumière. Documents T.Lombry inspiré de Pearson et ESO.

Au début du processus de formation des protogalaxies, seules de petites structures galactiques se forment sur une période d'un ou deux milliards d'années. Les quasars ont suivi une évolution différente et plus violente; ils résultent probablement de la fusion de galaxies.

Des fusions majeures de deux ou plusieurs galaxies massives ont conduit à la formation des galaxies elliptiques tandis que les fusions mineures (une galaxie aborbant une plus petite) a laissé la galaxie plus massive à peu près intacte, ses bras spiralés devenant plus grands et plus épais à mesure qu'elle a absorbé les plus petites galaxies, dont beaucoup de naines.

La fusion entraînant la majorité du matériel stellaire au centre des galaxies, il est probable que toutes les vieilles galaxies ont connu une phase Quasar lorsque le trou noir qu'elle abritait est devenu supermassif.

C'est entre 150 millions d'années et 1 milliard d'années après le Big Bang qu'on assiste au développement des Emetteurs Lyman Alpha (ELA ou LAE), des galaxies caractérisées par un excès d'émission en UV. Ces galaxies ancestrales sont généralement jeunes (200-600 millions d'années) et peu massives (< 1011 M). L'étude des LAE est importante car elle permet aux astrophysiciens d'étudier la composition de l'univers au début de l'ère stellaire. 

Les "Globules Lyman-alpha" ou Lyman-alpha blob (LAB) tel LAB-1 découvert en 2000 sont également nés à cette époque ou peu après. Ces entités produisaient ~100 fois plus d'étoiles que la Voie Lactée aujourd'hui. On y reviendra à propos des découverte récentes.

Ensemble, les sources LAE et LAB auraient donné naissance aux galaxies les plus massives. En effet, selon les modèles les galaxies de grandes tailles, similaire à la nôtre, se seraient formées entre z=5 et z=3, soit entre 1.5 et 2 milliards d'années après le Big Bang. A cette époque, l'Univers était 100 fois plus dense qu'aujourd'hui et seulement 10 % de la masse des halos se trouvaient sous forme de baryons.

Evolution du taux de production des étoiles depuis la formation de l'Univers. Document MSSL/UCL adapté par l'auteur.

A présent la chimie vient du froid : l’univers continuant à s'étendre, il baigne par 100 K (-173°C), cette température est à présent non destructive et peut abriter les réactions biologiques qui donneront naissance à la vie. 

Un milliard d'années après le Big Bang, la température de l'Univers est déjà retombée à 18 K (-255°C). Les molécules s'organisent et le temps passe, apparemment sans évènement marquant. Il faut encore attendre quelques milliards d'années pour que le gaz intergalactique s'enrichisse avec l'explosion des premières supernovae.

Dans un espace visible qui fait déjà plus d'un milliard d'années-lumière de rayon, la lumière, qu'elle soit issue de quasars diamétralement opposés ou des étoiles garde la même fréquence, la même intensité de façon isotrope, en-dehors du principe de causalité qui empêche deux régions distantes de s'unir à une vitesse supérieure à celle de la lumière. Malgré les études sur les quasars, actuellement aucune théorie n'explique ce paradoxe. Mais il y en a d'autres (la structure fine, etc).

C'est vers z=3 soit environ 2 milliards d'années après le Big Bang qu'on trouve la concentration maximum de quasars, au-delà de laquelle ils sont pratiquement inexistants. La plupart de ces objets en proie à une activité nucléaire intense se situent à des distances comprises entre 1 et 12 milliards d'années-lumière.

Environ 5 milliards après le Big Bang, vers z=1.3, soit il y a un peu plus de 8 milliards d'années, le taux de production des étoiles atteint son paroxysme. Depuis, il n'a cessé de diminuer pour devenir en moyenne cent fois plus faible et tend inévitablement vers zéro à mesure que les éons passent (du moins dans le cas où l'univers ne serait pas fermé et ne s'effondrerait pas et tendrait vers un "Big Freeze").

Pendant ce temps, les galaxies, les quasars et les trous noirs supermassifs continuent à se développer tandis que le milieu interstellaire composé de gaz léger s'enrichit des premiers éléments lourds. La métallicité des nouvelles étoiles augmente et certaines étoiles massives entament déjà leur phase de transformation en géantes bleues, jaunes ou rouges ou deviennent des supernovae avant de disparaître.

La matière s'organise à petite et grande échelles

Pour une raison qui demeure inconnue, l'expansion de l'Univers subit une accélération quelque 7 milliards d'années après le Big Bang. A grande échelle, une forme d'énergie répulsive et invisible accélère l'expansion de l'Univers tandis qu'une matière noire à peine détectable indirectement en rayonnement X maintient la cohésion des galaxies. On y reviendra à propos de la nouvelle constante cosmologique.

7 à 8 milliards d'années se sont écoulées depuis la création de l'Univers et les premières molécules complexes présageant la vie apparaissent ci et là et notamment à la surface des comètes. La température est proche de 3 K.

Le milieu interstellaire s'enrichit en éléments lourds grâce aux gaz expulsés dans l'espace par les étoiles de la première génération ou les plus massives de la deuxième génération qui ont brûlé leur vingt ans.

Localement des atomes lourds rassemblés en nappes denses et compactes rendent le milieu plus opaque. L'attraction gravitationnelle étant directement proportionnelle au produit des masses, ces atomes plus lourds rendent la contraction des nuages protostellaires plus aisée que par le passé, lorsque les gaz étaient encore légers. La contraction des nuages s'accélère d'elle-même, ils entrent en rotation, les étoiles de la deuxième ou troisième génération naissent.

La Voie Lactée s'est formée environ 1 milliard d'années après le Big Bang à partir d'un nuage protogalactique, probablement en même temps que la galaxie d'Andromède M31. Notre Galaxie présentait déjà des bras spiralés 1.8 à 2 milliards d'années après la formation de son disque et présentait une forme assez semblable à aujourd'hui 8 à 9 milliards d'années après le Big Bang.

Toutefois, comme l'explique très bien l'article de Cristina Chiappini sur la formation et l'évolution de la Voie Lactée (en anglais), le transfert du gaz du halo dans les parties extérieures du disque est un processus extrêmement lent. Il faudra patienter plus de 10 milliards d'années et donc l'époque qui vit la naissance du Soleil, pour que le disque de la Voie Lactée prenne l'apparence actuelle. Il continue de s'étendre et sa dimension horizontale a doublé en 7 ou 8 milliards d'années.

A gauche, schéma du profil de la Voie Lactée avec son bulbe en forme de X ou de cacahuète et son halo stellaire. A droite, aspect général de la bulle de gaz chaud qui fut probablement émise il y a 6 millions d'années par le trou noir supermassif situé au coeur de la Voie Lactée. Documents T.Lombry.

A présent, la Voie Lactée présente au moins six bras spiralés et une barre nucléaire et est escortée par les deux Nuages de Magellan et des dizaines de galaxies naines. Comme celui de la plupart des galaxies, le coeur plus dense de la Voie Lactée (appelé pseudo-bulbe) attire les vieilles étoiles et passe d'une couleur terne et froide à une teinte chaude jaune-orangée. Un trou noir supermassif d'environ 4.3 millions de masses solaires s'y est formé et a récemment libéré deux immenses bulles de plasma.

Enfin, les amas globulaires composés principalement de vieilles étoiles se sont rassemblés dans le halo galactique où la matière et l'énergie sombres représentent encore les deux-tiers de la masse totale.

Durant ces milliards d'années, la Voie Lactée a capturé des dizaines de petites galaxies et vu sa taille ainsi que sa masse augmenter. Elle mesure à présent près de 130000 années-lumière de diamètre et regroupe entre 200 et 400 milliards d'étoiles pour une masse totale comprise entre 700 et 850 milliards de masses solaires dont à peine un quart est distribué dans le disque. Le reste est en grande partie invisible, constitué de matière sombre. Ceci explique que son attraction est encore sensible à 260000 années-lumière du centre bien que son champ de gravité soit bien plus étendu.

Partout dans l'Univers, les galaxies se rassemblent pour former des amas de galaxies qui eux-mêmes se rassemblent dans des superamas, formant localement de véritables murs sur des centaines de millions d'années-lumière. Le plus vaste fut découvert en 2016, c'est le "Grand Mur BOSS" qui se situe à plus de 4.5 milliards d'années-lumière et s'étend sur 1 milliard d'années-lumière ! Il rassemble 830 galaxies.

A petite échelle, la Voie Lactée n'a pas échappé à cette attraction qui est également entretenue par l'influence, certes discrète mais continue, de l'énergie sombre. Accompagnée d'au moins 35 galaxies naines, la Voie Lactée et ses deux Nuages de Magellan se sont regroupés dans le Groupe Local avec la galaxie d'Andromède M31 et ses 26 satellites et M33. A terme, ce groupe fusionnera pour former une nouvelle galaxie géante mais cette fois elliptique, déjà surnommée "Milkomeda" ou "Andromilka" (cf. les interactions entre galaxies).

Document T.Lombry.

Aujourd'hui, les astronomes doivent affiner ce scénario. Ils doivent notamment déterminer si les fréquences des collisions et des fusions de galaxies se sont toujours produites ou si elles furent plus nombreuses à certaines époques, et comprendre pourquoi la forme et la luminosité des galaxies les plus lointaines ne ressemblent pas à celles des galaxies spirales ou elliptiques qu'on trouve dans notre voisinage, autant de paramètres qu'on peut déterminer par l'observation.

Le futur télescope JWST de 6.5 m qui sera lancé en 2018 pour remplacer le Télescope Spatial Hubble permettra de sonder l'Univers jusqu'à plus de 13.5 milliards d'années-lumière soit z > 20 et d'observer des objets qui se sont formés à peine 200 millions d'années après le Big Bang. Nous pénétrons là dans un univers très différent d'aujourd'hui, beaucoup plus dense et en pleine réionisation, à l'ère des protogalaxies et des protoétoiles, bref une nouvelle grande aventure pour la science.

Du Soleil et des hommes

Il y a 5 milliards d'années, plus de 8.5 milliards d'années après le Big Bang, en périphérie de la Voie Lactée, dans le bras intérieur d'Orion situé à environ 25000 années-lumière du centre galactique, la matière éjectée des étoiles de la première et deuxième génération permit à un petit nuage protostellaire de se condenser et de donner naissance au Soleil et son cortège de planètes et de petits corps.

Il faudra encore attendre environ 1.1 milliard d'années pour voir la vie émerger sur la Terre primitive sous forme d'organismes unicellulaires.

Le développement d'une vie complexe est un très long processus. La transition de la cellule eucaryote autonome vers les métazoaires serait apparue au moins 2.5 milliards d'années après la naissance des premiers organismes, soit entre 1 milliard et 600 millions d'années avant notre ère. Il faudra encore patienter près d'un milliard d'années, jusqu'à environ 10 millions d'années avant notre ère, pour que l'ancêtre de l'homme apparaisse en Afrique.

Aujourd'hui l'Univers contient 85 % d'hydrogène et entre 7 et 10 % d'hélium. L'Univers continue son expansion accélérée comme t2/3 et sa température se dilue toujours pour atteindre environ 2.7 K.

A lire sur ce site : Résumé des grandes étapes de l'évolution de la vie

L'origine et l'avenir de l'homme

La métamorphose de Gaïa. Documents T.Lombry et METEOSAT/ESA.

Voilà semble-t-il une histoire complète et cohérente qui résume le passé de notre Univers. Cette théorie est approuvée par la majorité des cosmologistes. Seuls les détails restent sous caution, mais dans l'ensemble elle explique très bien l'évolution de l'Univers jusqu'à aujourd'hui. Toutefois il reste beaucoup d'inconnues et de questions ouvertes : pourquoi y a-t-il eu un Big Bang, pourquoi l'inflation, pourquoi une expansion accélérée, et bien d'autres questions d'astrophysique mais également du ressort de la métaphysique qui n'auront probablement pas de réponse avant longtemps.

A présent que nous avons décrit le passé, pour ne pas surcharger cet article, nous décrirons séparément ce que nous pouvons présager du futur, à savoir un "Big Freeze" ou un "Big Crunch", y compris le concept d'univers oscillant et la survie dans ces conditions selon Freeman Dyson.

Pour plus d'informations

Sur ce site

L'Univers inflationnaire

Le Big Freeze

Le Big Crunch

Les problèmes du modèle Standard

La matière et l'énergie sombres dans l'univers

Download (articles historiques)

Ressources sur Internet

L'invention du Big Bang, Jean-Pierre Luminet, CNRS/LAM

La mission Planck, ESA

Un peu de lumière sur la matière noire (PDF), F.Combes, 2007

Les publications d'Andrei Linde, U.Stanford

Les publications d'Alan Guth, MIT

L’infiniment grand - L’Univers de la cosmologie moderne, Y.Mellier, IAP, 2011

La magie du cosmos - Univers ou multivers, YouTube (reportage sur les travaux d'A.Guth, A.Linde, B.Greene, etc)

LATTICEEASY(logiciel), G.Felder et I.Tkachev

Vidéos sur YouTube

La théorie du Big Bang

L'Univers - Les mystères du Big Bang

A propos de la constante cosmologique

Nature et valeur de la constante cosmologique, L.Nottale, CNRS, 2009

La constante cosmologique, F.Bernardeau et J.-P. Uzan, CNRS, 2008

The Acceleration of the Expansion of the Universe, G.Goldhaber, 2009

Supernovae, Dark Energy, and the Accelerating Universe, S.Perlmutter, 1999

Revues

Espace & Astrophysique

Ciel & Espace

Pour la Science

La Recherche

Sky & Telescope

Formation, cours, thèses et articles

ArXiv (articles scientifiques)

Cours de cosmologie, Podcast de l'Université de Grenoble (F)

Cours de cosmologie, SAF/IAP

Cours de cosmologie (PDF, niveau Master), F.-X. Désert, Obs. Grenoble, 2004

Cours d'astronomie et de cosmologie (PDF, Cours C4, niveau Master), F.Combes, Obs.de Paris-Meudon, 1983

Cosmology Tutorial (partiellement en français), Ned Wright, UCLA, 2015

Historical Introduction to ΛCDM, Joel Primack, U.Californie UCSC, 2013

Standard Cosmology (support de cours)

Condensé cosmologique (évènements et dates clés, .doc), Félix Pharand, 2003

Dynamique non-linéaire et anisotropie primordiale en cosmologie (thèse), Cyril Pitrou, 2008

Explaining Why the Universe Can Be Transparent, UCR Today, 2016

Inflation cosmologique et théorie des cordes (thèse), Sébastien Renaux-Petel, 2010

Prospects of Inflation, A.Linde, 2004 (ArXiv)

The inflationary Universe - birth, death and transfiguration (Nuffield Workshop), J.Barrow et M.Turner, 1982

Quelques livres (cf. détails dans ma bibliothèque dont la rubrique Cosmologie)

Niveau vulgarisation

Le Futur du cosmos: Matière noire et énergie, Joseph Silk, Odile Jacob, 2015

L'invention du Big Bang, Jean-Pierre Luminet, Le Seuil/Points Sciences, 2004/2014

Dernières nouvelles du cosmos (2 tomes), Hubert Reeves, Le Seuil, 1994/2014

A la recherche de la matière noire : histoire d'une découverte fondamentale, Robert Sanders, De Boeck, 2012

Initiation à la cosmologie, Marc Lachièze-Rey, Dunod, 1999/2013

Le roman du Big-Bang, Simon Singh, Editions JC.Lattès, 2005; Fayard/Pluriel, 2011

L'Univers dans une coquille de noix, Stephen Hawking, Odile Jacob, 2002/2009

Matière sombre et énergie noire, Alain Bouquet et Emmanuel Monnier, Dunod, 2008

L'univers chiffonné, Jean-Pierre Luminet, Fayard, 2001; Gallimard/Folio Essais 449, 2005

Matière noire et autres cachotteries de l'Univers, Alain Bouquet et al., Dunod, 2003

The Inflationary Universe, Alan H.Guth, Jonathan Cape, 1997 (relié); Perseus Books, 1998; Vintage, 1998

Essais de Cosmologie. L'invention du Big Bang, A. Friedmann et G. Lemaître, Seuil-Sources du Savoir, 1997

Le Big Bang, Joseph Silk, W.H.Freeman, 1988; Odile Jacob, 1997

Les rides du temps, George Smoot et Keay Davidson, Flammarion, 1994; Flammarion-Champs, 1997

La naissance de l'univers, Fang Lizhi/Li Shuxian, Dunod InterEditions, 1990/1997

A la poursuite du Big Bang, John Gribbin, Ed.du Rocher, 1991/1993

Une brève histoire du temps, Stephen Hawking, Flammarion, 1989; J'ai Lu, 2007; Flammarion-Champs, 2008

L'expansion de l'univers, Evry Schatzman, Hachette, 1989

300 years of gravitation, Stephen Hawking et Werner Israel, Cambridge University Press, 1989

Les trois premières minutes de l'Univers, Steven Weinberg, Le Seuil-Points Sciences, 20, 1978/1988

La création de l'univers, George Gamow, Dunod, 1954/1961

Niveau avancé ou universitaire

The Science of The Big Bang Theory (1 ou 2 tomes), Paul F.Kisak, CreateSpace Independent Publishing Platform, 2015

Dark Matter. Theories on its Origin & Substance, Paul F.Kisak, CreateSpace Independent Publishing Platform, 2015

The First Galaxies in the Universe, Abraham Loeb et Steven R. Furlanetto, Princeton University Press, 2013

Cosmologie primordiale, Patrick Peter et Jean-Philippe Uzan, Belin coll.Echelles, 2005/ 2012

Cosmologie. Cours & exercices corrigés d’astrophysique, James.A.Rich, Vuibert, 2010

Cosmologie. Des fondements théoriques aux observations, Francis Bernardeau, EDP Sciences, 2007

Dark Matter In The Universe, John Bahcall, Tsvi Piran et Steven Weinberg, World Scientific Publishing Co Pte Ltd, 2004

Cosmological Inflation and Large-Scale Structure, Andrew R. Liddle et David H. Lyth, Cambridge University Press, 2000.

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[18] P.J.Peebles, “Principles of physical cosmology”, Princeton University Press, 1993.


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