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- Mise à jour le 26
Mars 2007
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- CONFÉRENCE
de MATHIEU LANGER
- Astrophysicien
à l'IAS (Institut d'Astrophysique Spatiale)
"LA FIN DES AGES SOMBRES"
- Organisée
par la SAF
- Dans
ses locaux, 3 rue Beethoven, Paris
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- Le Samedi 17 Mars
2007 à 15H00
à l'occasion de la réunion de la Commission Cosmologie.
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- Photos : JPM pour
l'ambiance. (les photos avec plus de résolution peuvent m'être
demandées directement)
- Les photos des slides
sont de la présentation de l'auteur. Voir les crédits des autres photos
- Comme d'habitude, la
présentation PPT complète est sur le site de la SAF quelques jours après.
- Un grand merci à
Mathieu Langer qui a eu la gentillesse de relire et de corriger et de compléter
mon texte.
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- BREF COMPTE RENDU
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- Beaucoup de monde un
samedi après midi malgré France-Écosse (on a gagné!)
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Mathieu Langer est un jeune chercheur de l'IAS
(Université d'Orsay), il est aussi Maître de conférences à cette
Université (MQ).
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- Il a passé sa thèse
il y a quelques années sur le sujet suivant : "l'origine
des champs magnétiques en cosmologie et formation des galaxies".
- Ses sujets de
recherches sont entre autres : les premières populations d'étoiles, la ré-ionisation,
le CMB, la cosmologie etc..
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- Il nous parle
aujourd'hui de cette période que l'on appelle "age sombre" (dark ages en anglais),
- Voici son introduction
:"Au cours de mon intervention, je discuterai la formation des premières
étoiles, appelées aussi Population III. Cet événement marque la fin de
ce que l'on appelle désormais "Les âges sombres cosmiques",
cette période de l'histoire de l'Univers qui s'étend de la recombinaison
à la ré-ionisation. Je replacerai cette problématique dans le cadre de la
théorie de la formation des structures. J'évoquerai les processus
physiques clefs, et je présenterai quelques prédictions des modèles
actuels, sans doute encore incomplets. Je tenterai de résumer les
possibilités observationnelles présentes et planifiées."
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- Afin de bien se préparer
à cet exposé, voici ce que disais à propos de ces ages sombres dans un
ancien astronews :
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- Plongeons nous dans
le passé de notre Univers tel qu'on le conçoit aujourd'hui : il y a 14
Milliards d'années, le Big Bang remplit l'Univers naissant de particules
telles que électrons, noyaux d'Hydrogène d'Hélium etc…
- L'Univers se dilate
et donc se refroidit; les électrons et les ions commencent à se combiner
pour former des atomes et la première lumière correspondant au bruit de
fond cosmologique vers les 300.000 ans. (période appelée improprement la
recombinaison)
- De cette lumière
il reste le bruit de fond cosmologique ou CMB (Cosmic Microwave Background).
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- Mais ces atomes de
plus en plus nombreux vont absorber cette lumière fossile comme un
brouillard, aucune étoile n'illumine encore
l'espace,(d'où l'adjectif sombre) et l'Univers va entrer dans une période
que l'on appelle les ages
sombres (dark ages); cette période va durer plusieurs centaines de
millions d'années, jusqu'à ce que les premières étoiles et galaxies
produisent d'intenses rayonnements UV.
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- Ces premières étoiles
et leurs radiations commencent à percer le brouillard, mais les UV ont la
propriété d'ioniser les atomes (les séparer en charges + et -) c'est la
raison pour laquelle cette phase est appelée ré-ionisation car la première ionisation était
primordiale au moment du BB.
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- En vérité, ces
atomes (pas vraiment de plus en plus nombreux) n’absorbent pas la lumière
fossile, mais la laissent passer, sans aucune interaction. Cependant, dans
cette soupe neutre, aucun événement énergétique n’a lieu : il
n’y a pas encore de sources lumineuses.
- C’est pour cela que
cette période s’appelle Ages Sombres.
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- C'est de cette période,
située entre le CMB (approx 300.000 ans) et la ré-ionisation (approx de
500 millions d'années) Notez que l’on ne sait pas encore quant la ré ionisation
commence ! On sait qu’elle s’est terminée aux alentours de z=6.5,
soit approx 857 millions d’années,
- que va nous parler
Mathieu Langer.
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- Remettons nous en tête
cette chronologie grâce à ces illustrations dues à nos amis Américains.
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- Illustration de cette
chronologie de l'évolution de l'Univers par NASA/WMAP.
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- La période des ages
sombres est située après le CMB (afterglow light) et avant les premières
étoiles.
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- En cliquant sur
l'image vous l'aurez en Haute Résolution.
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- Avec un peu plus de détails
des différentes époques.
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- Les points bleus du
CMB sont des zones froides, les rouges des zones chaudes.
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- Les zones chaudes sont des zones de surdensité, elles
seront les graines des futures galaxies.
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- Les relevés
de WMAP après trois années d'opérations, conduisent à la détermination
des différents paramètres cosmologiques.
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- Densité de matière
totale (par rapport à la densité critique) : 0,3 (oméga m)
- Densité mat. visible
(baryonique) : 0,04 (oméga b)
- Constante cosmologique
: 0,7 (oméga lambda)
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- On peut aussi consulter
ce graphe de l'ESO contraignant ces trois paramètres. La zone jaune
correspondant à un Univers plat euclidien, ce qui semble être notre cas
actuellement.
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- La matière (visible
et noire) forme des halos; celle ci interagit par gravité, les surdensités
les plus fortes s'effondrant plus rapidement que les autres.
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- Il y a formation hiérarchiques de structures
comme pour un arbre, l'épaisseur de la branche étant proportionnelle à sa
masse (cela s'appelle d'ailleurs "merger tree" en anglais), les
plus petites structures rencontrent des plus grandes .
- Les petits d'abord!
- Le temps se déroule
du haut vers le bas, to est le temps présent.
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- (dessin tiré de Lacey
& Cole 1993)
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- Ces formations ont été
testées avec des simulations dans des calculateurs puissants comme ceux de Kravtsov
et Klypin que l'on peut trouver sur Internet à
l'Université de Chicago.
- Et notamment le film
de 10MB en format mpeg qui va de z=28 à z=0.
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- Aussi trouvé sur
Internet :
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- Les filaments de matière
se créent, à l'intersection de ces filaments, naissent les premiers amas
de galaxies.
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- On peut voir une vidéo
en streaming (on ne peut donc pas la mémoriser) sur le site du magazine
Allemand Der
Spiegel.
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- À l'époque du début
de l'Univers, on peut décrire commodément ce milieu par la mécanique des
fluides, comme indiqué sur la diapo :
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- K est les nombre
d'onde (inverse de la longueur d'onde) et c la vitesse du son dans le
milieu, a le facteur d'échelle lié au temps.
- On aboutit à l'équation
ci dessus.
- C'est en fait une
compétition entre l'effet thermique de la pression (le premier terme de la
parenthèse) et l'effet gravitationnel (le deuxième terme).
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- Il y a donc une limite
qui sépare ces deux régimes, caractérisée par la longueur d'onde de
Jeans lJ :
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- Si la longueur d'onde
est > lJ la
gravité fait effondre l'ensemble, nous sommes à grande échelle;
- Si la longueur d'onde
est < lJ la
pression provoque un régime d'oscillations.
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- À cette longueur de
Jeans correspond une
masse de Jeans, qui est la masse d'une sphère de diamètre lJ :
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- Cette masse de Jeans
est proportionnelle à T
3/2 x r-1/2 donc
en fonction de l'expansion on a des structures différentes.
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- Ce qui nous amène au
graphe suivant.
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- Ce graphique représente
en ordonnée l'évolution de la masse de Jeans en fonction en abscisse du
temps.
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La courbe verticale pointillée bleue correspond à
la période où il y a eu égalité entre matière et rayonnement (au début).
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- La courbe horizontale
pointillée rouge représente la masse d'une galaxie typique (1012
masses solaires).
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- On remarque que la
densité d'énergie du rayonnement diminue plus vite que ne diminue la température,
et qu'à un moment se produit la recombinaison (courbe pointillée jaune) qui sépare
la courbe d'évolution de la masse de Jeans en deux, à gauche oscillation,
à droite effondrement gravitationnel.
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- La courbe rouge
correspond aux petites structures à l'amortissement de Silk (Silk damping
en anglais).
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- L’enveloppe de la
partie jaune délimite donc les structures suffisamment massives pour s’effondrer (« Instabilité »)
de celles qui en sont empêchées par la pression de radiation (« Oscillations »).
- Dès que le
rayonnement est découplé de la matière (i.e. à la recombinaison, pour
simplifier), la pression du fluide baryonique seul n’est plus suffisante,
les fluctuations de petites masses aussi peuvent s’effondrer (du moins,
celles qui n’ont pas été entièrement lavées par l’amortissement de
Silk).
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- LA FORMATION DES PREMIÈRES ÉTOILES.
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- Le disque proto
galactique, se forme à partir de cet ensemble de matière baryonique (en
bleu) et de matière noire (en noir), par condensation au cœur du halo en
perdant de l'énergie par rayonnement. Il se produit un phénomène de
virialisation (que je suis incapable d'expliquer correctement ici),
correspondant à la mise en œuvre du théorème
du viriel ce qui doit rappeler certains souvenirs à quelques uns
d'entre vous.
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- À haute température,
le refroidissement du gaz dans l'Univers est piloté par les recombinaisons
de Fe, C , H atomiques et à faible température par les transitions moléculaires
(notamment CO).
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- Le gaz doit perdre de
l'énergie pour se condenser en étoiles, donc refroidir.
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- En simplifiant :
- Pour T > 104
K refroidissement par H atomique et
- Pour T < 104
K refroidissement par H moléculaire.
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- Les capacités de refroidissement dépendent de la métallicité.
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- En effet et de façon
succincte: la perte d’énergie par rayonnement est fonction des
transitions disponibles entre les divers états quantiques des atomes. Plus
il y a d’éléments lourds (au delà de l’Hélium), plus nombreuses sont
ces transitions possibles.
- Du coup, on voit bien
que dans un milieu primordial, non encore enrichi en éléments lourds, les
seules transitions possibles sont celles de l’atome d’Hydrogène (+
celles de l’Hélium), et de ses composites, i.e. la molécule H2
(et marginalement la molécule HD).
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- Une chronologie de
l'Univers vue par les scientifiques de Spitzer qui n’hésitent pas à
attribuer les fluctuations du Fond Diffus Infrarouge à une contribution
des Premières Étoiles. Peut-être
ont-ils raison ? L’avenir nous le dira. .
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- L'œuf et la poule :
qui c'est formé en premier?
- On pense maintenant
que ce sont les étoiles
qui se sont d'abord formées et ensuite ont donné naissance aux
galaxies et amas de galaxies: c’est
en accord avec le scénario hiérarchique de formation des structures,
« les petits
d’abord ».
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- Comment se sont formées ces premières étoiles?
- La vision classique :
- ·
Effondrement
de gaz dans les premiers halos de matière noire
- ·
La masse
de ces halos est de l'ordre de 100.000 masses solaires
- ·
Absence d'éléments
lourds, refroidissement par H2 seulement.
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- Ensuite, au centre du
halo, le phénomène
d'accrétion sur un cœur dense (un millième de masse solaire) doit
prendre la relève, très probablement via la formation d’un disque (du fait de la conservation du
moment cinétique).
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- A cause de la température
relativement élevée au sein des nuages pré-stellaires (le refroidissement
par H2 ne permet pas de descendre sous ~200 K), ces premières étoiles
(appelée population
III) semblent devoir être beaucoup plus massives que le soleil : de
100 à 1000 fois plus et ont une durée de vie en conséquence très faible
: quelques millions d'années, c'est la raison pour laquelle on n'en trouve
plus dans le ciel.
- Cette vue de la
population III est quand même controversée par certains scientifiques.
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- Ces premières étoiles
étaient pauvres en métallicité (elles ne contenaient que H et He) mais
leur explosion a permis d’enrichir
le milieu intergalactique en ce que les astronomes appellent métaux
(les éléments lourds).
- C’est à partir de
ce milieu là que naissent ensuite des étoiles de plus en plus semblables
à ce que l’on connaît dans les galaxies aujourd’hui.
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- Ensuite : FRAGMENTATION
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- La présence de métaux
augmente l’efficacité de refroidissement.
- Par ailleurs, ce
refroidissement est d’autant plus efficace que les métaux sont assemblés
en agrégats: les poussières interstellaires.
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- On notera que
l’efficacité de refroidissement est plus grande dans les zones plus
denses.
- Ainsi, il arrive que
le refroidissement soit plus efficace à des échelles plus petites que la
taille du gros nuage pré-stellaire : dans ce cas, le milieu se fragmente en petits morceaux
qui ensuite s’effondrent en étoiles de masses plus faibles.
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C’est tout cela que traduit ce graphique.
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- A gauche de la courbe
jaune, la métallicité (lue sur l’axe horizontal en fraction de métallicité
solaire) est trop faible pour obtenir la fragmentation : on obtient des
étoiles massives.
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- A droite, c’est la
situation inverse.
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- Enfin, l’axe
vertical indique si les métaux sont entièrement sous forme dispersée (en
bas) ou bien entièrement sous forme de poussière (en haut).
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- La ligne jaune indique
donc l’existence d’une métallicité et d’une quantité de poussière
critiques pour obtenir la fragmentation du gaz, c'est-à-dire pour donner
naissance à des étoiles de masse faible.
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- Le problème tout de même
subsiste pour les étoiles vraiment primordiales : en principe, la
quantité de métaux dans le milieu où elles prennent naissance est nulle !
- Sans doute d’autres
effets physiques ont pu avoir leur importance et conduire à des étoiles de
population III de masses raisonnables…
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- Mathieu Langer nous
parle ensuite de ses premières amours : le magnétisme des étoiles de la
population III.
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- Ce champ est de
l'ordre de 10-12 Gauss, c'est à dire ridiculement faible (le
champ galactique est de l'ordre du micro-Gauss).
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- Il peut y avoir de
l'influence de ce champ magnétique sur l'accrétion.
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- Mathieu nous présente
ensuite une simulation (par P Hennebelle, Fromang et Teyssier) sur
l'influence du champ magnétique sur l'accrétion.
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- Différence entre les deux modes :
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- Ces simulations
montrent le phénomène d’effondrement gravitationnel dans le cadre du
milieu interstellaire (donc déjà bien enrichi en éléments lourds).
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À gauche
simulation en modèle hydrodynamique seul,
à droite en ajoutant
le champ magnétique.
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- Les simulations
montrent clairement qu’après un certain temps, en présence de champ magnétique,
il y diversion partielle du flux de matière. Ainsi, toute la matière
disponible ne s’effondre pas pour former l’étoile centrale. En conséquence
de quoi, la masse de l’étoile centrale peut être plus faible qu’en
l’absence de champ magnétique.
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En extrapolant, il est fort possible que des processus semblables aient été
à l’œuvre au moment de la formation des premières étoiles. Cela repose
bien entendu sur l’existence à cette époque de champs magnétiques
dynamiquement importants. Or, la génération de champs magnétiques, et
leur amplification, est quelque chose de concomitant à l’effondrement des
premières structures, mais ça, c’est un peu une autre histoire.
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- CONCLUSION.
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- Les enjeux de la
population III d'étoiles.
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- On le devine déjà désormais,
ce sont les propriétés des premières étoiles qui déterminent en grande
partie l’évolution ultérieure des structures dans l’univers.
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- Connaître leurs
propriétés, c’est donc compléter le tableau initial à partir duquel se
forment les galaxies, groupes et les amas de galaxies de notre environnement
local.
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- Enfin, l’histoire de
la sortie des âges sombres, c’est-à-dire la ré ionisation, est également
fortement liée aux caractéristiques de cette population III.
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- Ainsi donc, a
contrario, si l’on a accès par les observations aux détails de la ré
ionisation (par l’intermédiaire d’interféromètres radio comme LOFAR),
on pourra remonter au moins partiellement aux conditions physiques qui étaient
propres aux premières étoiles
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- Voici les principaux
projets en radio astronomie consacrés à ce sujet :