Cours de Cosmologie

Leçon 1 • Preuves observationnelles du Big Bang

Présente les trois piliers des preuves du Big Bang : l'expansion cosmique, l'abondance des éléments légers et le fond diffus cosmologique. Fait le lien entre les observations et les prédictions théoriques.

Leçon 2 • Ce qu'étudie la cosmologie

Définit le champ d'application de la cosmologie, en la distinguant de l'astronomie et de l'astrophysique. Initie les apprenants aux questions fondamentales auxquelles la cosmologie cherche à répondre concernant l'origine, la structure et le destin.

Leçon 3 • Histoire de la pensée cosmologique

Retrace les idées des cosmologies anciennes à travers la révolution copernicienne jusqu'aux percées du XXe siècle. Montre comment les changements de paradigme ont façonné le cadre scientifique moderne.

Leçon 1 • Décalage vers le rouge relativiste et propagation de la lumière

Distingue le décalage vers le rouge gravitationnel du décalage vers le rouge cosmologique et de l'effet Doppler. Prépare les apprenants à interpréter correctement les observations spectroscopiques.

Leçon 2 • Espace-temps courbe et gravité

Introduit la relativité générale comme une théorie géométrique de la gravité. Les apprenants comprennent comment la masse-énergie courbe l'espace-temps et comment cela détermine la dynamique cosmique.

Leçon 3 • Aperçu des équations du champ d'Einstein

Présente la structure et la signification physique des équations du champ d'Einstein sans dérivation tensorielle complète. Relie le contenu en énergie-impulsion à la géométrie de l'espace-temps.

Leçon 1 • Équations de Friedmann et équation du fluide

Présente les équations de Friedmann régissant le taux d'expansion et l'équation du fluide régissant l'évolution de la densité d'énergie. Les apprenants identifient comment chaque composante entraîne ou résiste à l'expansion.

Leçon 2 • Histoires d'expansion cosmique

Résout les équations de Friedmann pour des univers dominés par la matière, le rayonnement et le vide. Les apprenants comparent les taux d'expansion et identifient le modèle de concordance actuel.

Leçon 3 • Paramètres cosmologiques et mesures

Définit les paramètres clés décrivant notre univers et passe en revue les méthodes utilisées pour les mesurer. Relie les grandeurs théoriques aux campagnes d'observation.

Leçon 4 • La métrique FLRW

Dérive la métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker comme solution unique compatible avec la symétrie cosmique. Introduit le facteur d'échelle comme variable dynamique clé.

Leçon 1 • Nucléosynthèse primordiale

Explique la formation des noyaux légers dans les premières minutes et les abondances primordiales prédites. Montre comment la nucléosynthèse primordiale fournit un test de précision du modèle standard.

Leçon 2 • Rayonnement du fond diffus cosmologique

Caractérise le spectre, la température et les anisotropies du CMB comme un instantané de l'univers primordial. Introduit le spectre de puissance comme principal produit de données.

Leçon 3 • Physique des particules dans l'univers primordial

Passe en revue le contenu en particules de l'univers à haute température et la séquence des événements d'annihilation. Relie le modèle standard de la physique des particules à l'évolution cosmologique.

Leçon 4 • Thermodynamique de l'univers primordial

Établit la relation entre la température, la densité d'énergie et le facteur d'échelle dans l'univers primordial. Introduit le concept d'équilibre thermique et sa rupture.

Leçon 1 • Fluctuations quantiques et spectres primordiaux

Explique comment les fluctuations quantiques du vide de l'inflaton sont étirées à des échelles macroscopiques. Dérive le spectre de puissance presque invariant d'échelle des perturbations primordiales.

Leçon 2 • Au-delà de l'inflation à un seul champ

Passe en revue l'inflation multi-champs, le curvaton et les alternatives ekpyrotiques. Met en évidence comment différents modèles produisent des signatures observationnelles distinctes.

Leçon 3 • Tests observationnels de l'inflation

Relie les prédictions inflationnaires aux mesures d'anisotropie du CMB et aux relevés de la structure à grande échelle. Évalue quels modèles d'inflation restent viables après les données actuelles.

Leçon 4 • Problèmes motivant l'inflation

Identifie les problèmes de l'horizon, de la platitude et des monopôles magnétiques que la cosmologie standard du Big Bang ne peut pas résoudre. Motive la nécessité d'une période d'expansion accélérée précoce.

Leçon 1 • Théories alternatives de la gravité

Introduit les approches de gravité modifiée comme MOND en alternative à la matière noire particulaire. Évalue leurs succès et leurs échecs face aux données cosmologiques.

Leçon 2 • Candidats particulaires à la matière noire

Passe en revue les WIMPs, les axions, les neutrinos stériles et d'autres candidats particulaires. Évalue la motivation théorique et les perspectives de détection de chaque candidat.

Leçon 3 • Stratégies de détection de la matière noire

Couvre la détection directe, la détection indirecte et les recherches de matière noire dans les collisionneurs. Évalue les limites expérimentales actuelles et les perspectives futures.

Leçon 4 • Propriétés requises de la matière noire

Dérive les propriétés physiques que la matière noire doit avoir pour correspondre aux observations. Distingue la matière noire chaude, tiède et froide et leurs conséquences structurelles.

Leçon 1 • Sondes de l'énergie noire

Couvre les oscillations acoustiques des baryons, le cisaillement gravitationnel faible et le regroupement des galaxies comme sondes de l'énergie noire. Explique comment chacune contraint l'histoire de l'expansion et la croissance des structures.

Leçon 2 • Découverte de l'accélération cosmique

Relate les observations de supernovae qui ont révélé l'expansion accélérée et leurs implications. Établit la nécessité d'une nouvelle composante énergétique dominant l'univers aujourd'hui.

Leçon 3 • Modèles d'énergie noire dynamique

Passe en revue la quintessence, les champs fantômes et d'autres modèles de champ scalaire dynamique. Compare leurs prédictions pour l'évolution de w(z) avec les données observationnelles.

Leçon 4 • Gravité modifiée comme alternative à l'énergie noire

Examine la gravité f(R) et d'autres théories de gravité modifiée qui imitent l'énergie noire. Distingue leurs prédictions de celles de la constante cosmologique.

Leçon 1 • Spectre de puissance de la matière

Définit le spectre de puissance de la matière et explique comment il encode la distribution statistique des fluctuations de densité. Le relie au spectre primordial via la fonction de transfert.

Leçon 2 • Relevés observationnels et inférence cosmologique

Passe en revue les principaux relevés de décalage vers le rouge des galaxies et leur rôle dans la mesure des paramètres cosmologiques. Explique les outils statistiques utilisés pour extraire des informations cosmologiques des données de relevés.

Leçon 3 • Formation des galaxies et rétroaction

Décrit comment les baryons refroidissent et se condensent à l'intérieur des halos de matière noire pour former des galaxies. Couvre la rétroaction stellaire et des noyaux actifs de galaxies en tant que régulateurs de la formation d'étoiles.

Leçon 4 • Effondrement non linéaire et formation des halos

Présente le modèle d'effondrement sphérique et le formalisme de Press-Schechter pour l'abondance des halos. Introduit les simulations N-corps comme outil pour la formation non linéaire des structures.

Leçon 5 • La toile cosmique

Décrit la structure filamentaire à grande échelle de l'univers et sa formation par la dynamique gravitationnelle. Relie les simulations aux relevés de galaxies observés.