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En supposant qu'aucune collision ne se produise, toutes les galaxies elliptiques finissent-elles par devenir spirales ? De plus, lorsqu'une galaxie devient spirale ou spirale barrée, peut-elle basculer entre ces formes ou est-elle définie pour toujours ?
Les galaxies évoluent de spirale à elliptique. Les spirales sont formées par des motifs de formation de nouvelles étoiles dans le disque entourant le renflement, qui contient principalement des étoiles anciennes.
Au fur et à mesure que les galaxies manquent de nuages de gaz d'hydrogène, qui est la matière première à partir de laquelle les étoiles sont formées, aucune nouvelle étoile ne se forme, et sans nouvelle formation d'étoile, les structures complexes des bras sont perdues. Les galaxies elliptiques sont constituées de vieilles étoiles et ont peu de nouvelles formations d'étoiles. Ils se sont formés lorsque des galaxies spirales ont fusionné, provoquant une explosion de formation d'étoiles et laissant un renflement de vieilles étoiles et peu de gaz pour en faire de nouvelles. Le destin ultime de la voie lactée et de la galaxie d'Andromède est de fusionner et de former une galaxie elliptique géante.
Vivez cent ans d'astronomie au Vieil Observatoire
Quelle est la taille de l'univers ? Comment se forment et évoluent les étoiles ? Et la vie existe-t-elle ailleurs dans l'Univers ? Ces principales questions en astronomie sont les thèmes de la nouvelle exposition Above & Beyond, qui a été créée en l'honneur du centième anniversaire de l'Union astronomique internationale (IAU). L'exposition de l'Ancien Observatoire emmène les visiteurs dans un voyage (spatial) à travers les jalons astronomiques du siècle dernier.
Comment les galaxies sont nées : des astronomes expliquent la séquence de Hubble
L'image montre certaines des galaxies générées par le modèle informatique. Les objets jaunes sont les plus éloignés et apparaissent donc tels qu'ils étaient il y a 13 milliards d'années, tandis que les plus proches sont vus tels qu'ils étaient plus récemment. Image : A. Benson (Université de Durham), NASA/STScI(PhysOrg.com) -- Pour la première fois, deux astronomes ont expliqué la diversité des formes de galaxies observées dans l'univers. Les scientifiques, le Dr Andrew Benson du California Institute of Technology (Caltech) et le Dr Nick Devereux de l'Université Embry-Riddle en Arizona, ont suivi l'évolution des galaxies sur treize milliards d'années, du début de l'Univers à nos jours. Leurs résultats paraissent dans la revue Avis mensuels de la Royal Astronomical Society.
Les galaxies sont les collections d'étoiles, de planètes, de gaz et de poussière qui constituent la majeure partie de la composante visible du cosmos. Les plus petites ont quelques millions et les plus grandes jusqu'à un million de millions (un billion) d'étoiles.
L'astronome américain Edwin Hubble a d'abord développé une taxonomie pour les galaxies dans les années 1930, connue depuis sous le nom de « séquence de Hubble ». Il existe trois formes de base : spirale, où les bras de matière s'enroulent dans un disque à partir d'un petit renflement central, spirales barrées, où les bras s'enroulent dans un disque à partir d'une plus grande barre de matière et elliptique, où les étoiles de la galaxie sont réparties plus uniformément dans un renflement sans bras ni disque. À titre de comparaison, la galaxie dans laquelle nous vivons, la Voie lactée, compte entre deux et quatre cent mille millions d'étoiles et est classée comme une spirale barrée.
Expliquer la séquence de Hubble est complexe. Les différents types résultent clairement de différents chemins évolutifs, mais jusqu'à présent, une explication détaillée a échappé aux scientifiques.
Une figure illustrant la séquence de Hubble. Sur la gauche se trouvent des galaxies elliptiques, avec leurs formes allant de sphérique (E0) à allongée (E7). Le type S0 est intermédiaire entre les galaxies elliptiques et spirales. La ligne supérieure droite des objets s'étend de Sa (spirale enroulée serrée) à Sc (spirale enroulée lâchement). La ligne inférieure droite montre les spirales barrées qui vont des types SBa à enroulement serré aux types SBc à enroulement lâche. Image : Ville KoistinenBenson et Devereux ont combiné les données de l'enquête infrarouge Two Micron All Sky Survey (2MASS) avec leur modèle informatique sophistiqué GALFORM pour reproduire l'histoire de l'évolution de l'Univers sur treize milliards d'années. À leur grande surprise, leurs calculs reproduisaient non seulement les différentes formes de galaxies mais aussi leurs nombres relatifs.
"Nous avons été complètement étonnés que notre modèle prédise à la fois l'abondance et la diversité des types de galaxies avec une telle précision", a déclaré Devereux. "Cela renforce vraiment ma confiance dans le modèle", a ajouté Benson.
Le modèle des astronomes est étayé par et approuve le modèle « Lambda Cold Dark Matter » de l'Univers. Ici, « Lambda » est le mystérieux composant « d'énergie noire » qui représenterait environ 72 % du cosmos, la matière noire froide représentant 23 % supplémentaires. Seulement 4% de l'Univers se compose de la matière visible ou «baryonique» familière qui compose les étoiles et les planètes dont les galaxies sont composées.
On pense que les galaxies sont incrustées dans de très grands halos de matière noire et Benson et Devereux pensent que ceux-ci sont cruciaux pour leur évolution. Leur modèle suggère que le nombre de fusions entre ces halos et leurs galaxies détermine le résultat final - les galaxies elliptiques résultent de fusions multiples alors que les galaxies à disques n'en ont vu aucune. La forme en spirale barrée de notre Voie lactée suggère qu'elle a connu une histoire évolutive complexe, avec seulement quelques collisions mineures et au moins un épisode où le disque interne s'est effondré pour former la grande barre centrale.
« Ces nouvelles découvertes établissent une orientation claire pour les recherches futures. Notre objectif est maintenant de comparer les prédictions du modèle avec les observations de galaxies plus éloignées vues dans les images obtenues avec Hubble et celles du télescope spatial James Webb (JWST) qui sera bientôt lancé », a déclaré Devereux.
Stargate SG-1 saisons 1 à 7
Une fois le film terminé, vous pourrez profiter d'une longue partie ininterrompue de l'émission de télévision Porte des étoiles SG-1. La série s'étend sur dix saisons au total, mais ne vous inquiétez pas, vous ne regardez que les sept premières saisons pour le moment. Un spin-off du film, Porte des étoiles SG-1 reprend environ un an après les événements décrits dans le film. Dans le pilote, le dispositif Stargate s'active et des extraterrestres traversent, tuant et kidnappant du personnel militaire américain. Naturellement, le gouvernement américain réagit en mettant en place une base secrète appelée Stargate Command pour surveiller l'appareil et monter une mission de sauvetage. La base est dirigée par le général Hammond (Don S. Davis), qui retire Jack O'Neill (maintenant joué par Richard Dean Anderson) de sa retraite. O'Neill mène une mission de sauvetage réussie à travers la porte des étoiles avec l'aide de Daniel Jackson (maintenant joué par Michael Shanks), Samantha Carter (Amanda Tapping) et Teal'c (Christopher Judge).
Il est clair après la mission que les Goa'uld sont une espèce extraterrestre agressive et avancée qui envisage de détruire et d'asservir l'humanité. Pour protéger la Terre, l'armée américaine rassemble des équipes, dont la première est SG-1, pour traverser la Porte des étoiles et explorer l'univers. Leur objectif est de se faire des alliés et d'acquérir de la technologie dans leur combat contre les Goa'uld, mais d'autres scénarios se développent au fur et à mesure que le spectacle progresse. Au cours des sept premières saisons, cette équipe de quatre personnes opère dans une base top secrète au Colorado, voyageant vers d'autres planètes et faisant face à toutes sortes de menaces extraterrestres.
Existe-t-il un ordre chronologique strict qui détermine la forme des galaxies ? - Astronomie
La représentation graphique des données est importante car il est facile de voir les relations entre la variable indépendante et la variable dépendante. Voici quelques exemples de relations : indirecte (), directe (/) et aucune relation (////). Lorsque les scientifiques représentent graphiquement leurs résultats à leur question sur tout ce qui les entoure, il est plus facile de voir les relations et la pente de la ligne. Les scientifiques peuvent décrire leurs graphiques de plusieurs manières différentes : pente, relations, linéaires ou non linéaires, et lorsque x augmente y _____. Il existe quatre types de pente : positive (/), négative (), zéro (--) et aucune pente (l). La relation indirecte est la même que la pente négative, la relation directe est la même que la pente positive, aucune relation signifie que les données sont partout, zéro est constant et ne change pas, et aucune pente n'est affectée. Vous pouvez décrire une pente positive comme « à mesure que x augmente, y augmente » et pour décrire une pente négative, vous dites « à mesure que x augmente, y diminue ». Pour décrire la pente nulle, vous dites « A mesure que x augmente, y est constant » et pour aucune pente, vous dites « à mesure que x augmente, y n'est pas affecté », cependant ces deux descriptions peuvent sembler similaires mais elles sont différentes l'une de l'autre. Vous pouvez décrivez également un graphique en disant qu'il est linéaire, lorsque vous pouvez tracer une ligne raisonnable à travers les points, ou non linéaire, lorsque vous ne pouvez pas tracer une ligne raisonnable à travers les points.La plupart des scientifiques lorsqu'ils interrogent leur monde trouvent qu'il est plus facile et plus simple de faire un graphique, car c'est l'un des moyens les plus simples de simplement regarder les données et de connaître déjà les relations sans même étudier les données aussi longtemps. Les graphiques globaux rendent les résultats plus clairs et montrent la réponse à une question d'expérience comme "Comment la quantité de papier affecte-t-elle combien de temps dure un avion en papier ?", beaucoup plus facile que d'écrire des dizaines de boîtes de données.
Les scientifiques analysent les mouvements d'un objet en calculant sa vitesse, son temps et sa distance. Lorsqu'un objet est en mouvement, cela signifie que par rapport à son point de référence, il change de position. Par exemple, vous pourriez vous déplacer à chaque seconde de la journée si votre point de référence est le soleil si vous êtes sur le soleil en train de regarder des gens sur Terre, vous diriez qu'ils bougent parce que dans votre perspective ils changent de position. Un autre exemple est si vous êtes assis sur une voiture et si votre point de référence est la voiture, du point de vue de la voiture, vous ne changez pas de position donc même si la voiture bouge, si votre point de référence est la voiture, vous ne bougez pas. Les trois équations de vitesse qui peuvent déterminer à quelle vitesse vous vous déplacez (vitesse/S), jusqu'où vous allez (distance/D) et combien de temps il vous a fallu pour voyager (temps/T) sont Vitesse=Distance/Temps, Temps =Distance/Vitesse et Distance=Vitesse x Temps. Par exemple, si vous parcourez 20 km/h et que vous parcourez 10 miles, vous trouvez le temps qu'il faut pour le faire en faisant T=D/S et dans ce cas T=10/20 qui est de 0,5 heure. Un autre exemple est que si vous faites la roue de 5 mètres et pendant 3 m/s, pour trouver la distance vous faites D=T x S qui est 15=5x3. Un dernier exemple de ces équations, si vous vous déplacez à 5 mètres et que votre temps est de 1 seconde, pour finir votre vitesse vous faites S=D/T qui est égal à 5=5/1. Si vous pouvez trouver chaque composant, le temps , la distance et la vitesse, vous pouvez analyser presque tout sur un objet et son mouvement. Pour trouver la pente d'une ligne, vous prenez le dernier point de la ligne sur votre graphique et prenez la valeur de votre axe des y et divisez-la par la valeur de votre axe des x pour obtenir votre pente mieux connue sous le nom de votre vitesse sur un graphique D vs. T, temps sur un graphique D vs. S et pour un graphique S vs. T pour trouver la distance que vous faites S x T (arrondir au centième le plus proche). Lorsque vous apprenez les facteurs de votre expérience, il devient beaucoup plus facile de calculer et d'analyser toutes vos données. La vitesse est un facteur de votre expérience que vous devez toujours connaître afin d'avoir une bonne expérience. La vitesse est la vitesse à laquelle un objet se déplace dans une direction SPÉCIFIQUE. La différence entre la vitesse et la vitesse est que la vitesse n'est pas seulement la vitesse à laquelle un objet se déplace, c'est aussi la direction spécifique dans laquelle l'objet se déplace.
Les scientifiques utilisent les graphiques Distance vs. Temps et Vitesse vs. Temps pour analyser le mouvement d'un objet. Les deux types de graphiques différents sont Distance vs. Temps (affiche la vitesse à travers la pente) et Vitesse vs. Temps (affiche la distance mais pas la pente) . La pente d'une ligne dans un graphique D vs. T peut indiquer le mouvement d'un objet car la pente est la vitesse. La pente est la vitesse car une distance en fonction du temps est la même que la distance divisée par le temps. La distance divisée par le temps est l'équation de la vitesse, donc la pente d'une ligne dans un graphique D vs. T est la vitesse de l'objet en mouvement. Vous pouvez déterminer si l'objet accélère, reste constant ou ralentit en regardant la pente de votre graphique D vs. T. Par exemple, si vous remarquez que la pente devient plus raide, cela signifie que l'objet accélère, si la pente devient moins raide, cela signifie que l'objet ralentit, et si la pente reste la même, cela signifie que l'objet se déplace à une vitesse constante. taux. Un graphique vitesse en fonction du temps vous montre la vitesse. Si votre graphique commence à accélérer mais s'incurve lentement vers le bas, cela signifie que votre objet en mouvement a commencé rapidement mais a lentement commencé à ralentir. Vous pouvez savoir exactement à quel point votre objet ralentit en faisant l'équation S=D/T. Si vous prenez un point par exemple, lorsque la distance était de 3 mètres et que le temps est de 1,5 seconde, tout ce que vous avez à faire est de 3/1,5 qui est de 2 donc la vitesse était de 2 m/s. Plus vous en savez sur vos données, mieux c'est, car si vous connaissez bien vos données, l'analyse de votre graphique/date sera beaucoup plus facile et savoir quel graphique utiliser dans des expériences spécifiques le rendra encore plus facile.
La gravité est la force qui a formé notre système solaire. Nous pouvons voir des objets à des millions voire à des milliards de kilomètres, mais la question est de savoir comment les voyons-nous ? Il n'y a pas d'ampoule au milieu de l'espace donc il doit y avoir quelque chose qui puisse éclairer ces objets dans notre système solaire puisque tout est sombre. La réponse à notre problème est la seule chose dans notre univers qui peut faire briller la lumière par elle-même sans avoir à réfléchir la lumière d'autre chose et c'est une étoile Nous avons une étoile au milieu de notre système solaire : le soleil. Le soleil éclaire tous les objets du système solaire afin que nous puissions voir d'autres planètes et lunes. Par exemple, la raison pour laquelle nous pouvons voir notre lune est que le soleil éclaire la lune et que la lune reflète les lumières comme un miroir et nous voyons la lumière réfléchie pour donner l'impression que la lune brille et émet de la lumière, seulement en réalité, la lune est incapable d'éclairer à elle seule. Cependant, nous ne voyons pas la lune 24 heures sur 24, 7 jours sur 7, car nous tournons et tournons constamment autour du soleil et la lune tourne autour de nous. Quelle est la différence entre une révolution et une rotation, c'est qu'une révolution, c'est lorsqu'un objet orbite autour d'un autre objet, par exemple, nous tournons autour du soleil et lorsque nous faisons une révolution complète, cela équivaut à un an ou à 365 jours (366 les années bissextiles). Lorsque la Terre fait une rotation complète, nous tournons simplement une fois tout en restant stationnaire à un endroit, une rotation équivaut à 1 jour ou 24 heures sur Terre. Nous ne sommes pas les seuls objets de notre système solaire à tourner autour d'un autre objet. Les satellites, ou mieux connus sous le nom de lunes, tournent autour d'autres planètes comme notre propre lune tourne autour de nous. Cependant, même si la lune tourne autour de nous, la Terre, elle ne tourne pas ou ne tourne pas aussi bien que la Terre le fait autour du soleil. De plus, les lunes tournent autour du soleil car elles tournent autour de planètes qui tournent autour du soleil. Les planètes sont classées en deux types de groupes différents afin que nous puissions les identifier facilement : les planètes terrestres et gazeuses. Les planètes terrestres sont également appelées planètes intérieures et les planètes gazeuses peuvent également être identifiées comme planètes extérieures. Notre premier groupe, les planètes intérieures/terrestres, se compose de quatre planètes : Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Notre deuxième groupe, les planètes extérieures/gazeuses, se compose de quatre planètes à l'exclusion de Pluton puisqu'elle est maintenant classée comme planète naine : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Pour mesurer les distances entre les planètes, les lunes, le soleil, les astéroïdes, les météores, etc., les astronomes doivent utiliser des unités astronomiques (UA) au lieu de miles ou de kilomètres car les distances sont parfois trop difficiles à comprendre et à utiliser. Une UA est égale à la distance entre la Terre et le soleil : 92 960 000 milles.
La gravité est la force qui a formé notre système solaire. Cependant, certaines choses dans notre système solaire ne sont pas exactement ce qu'elles semblent être. Pluton par exemple, vous pouvez le définir comme une planète de notre système solaire, tout comme Vénus, Jupiter ou toute autre planète d'ailleurs. Mais, selon les dernières études des astronomes, Pluton n'est pas considérée comme une planète de notre système solaire avant d'être désormais définie comme une planète naine. Pourquoi? Pluton est beaucoup plus petite que n'importe quelle autre planète, si petite qu'elle est plus petite que Mercure, qui est la plus petite planète et notre propre lune. Il n'a pas non plus son propre modèle orbital régulier comme le montre le diagramme ci-dessus. Enfin, Pluton est si petit qu'il n'a même pas un contrôle total sur ses propres lunes, il ne peut donc plus être appelé une planète dans ce système solaire. Bien qu'il y ait des choses plus petites que Pluton dans notre système solaire. Par exemple, il y a des boules de neige sales qui volent autour du système solaire probablement en ce moment reflétant la lumière du soleil quand il se rapproche suffisamment du soleil et de la Terre, ces boules de neige sales sont des comètes. La raison pour laquelle nous les appelons parfois "boules de neige sales" est qu'elles sont principalement composées de saleté et de glace de partout. Lorsque la comète se rapproche suffisamment du soleil, elle semble briller et lorsqu'elle passe près de la Terre au bon moment, vous pouvez les voir. Les comètes volent selon un schéma orbital afin que vous puissiez les voir tous les dix ans environ, comme la comète de Halley. Il y a plus de choses comme les comètes qui volent autour de notre système solaire, comme les astéroïdes. Les astéroïdes sont de gros morceaux de roche flottant dans l'espace et il y en a une énorme ceinture appelée, c'est vrai, vous l'avez deviné, la ceinture d'astéroïdes. La ceinture d'astéroïdes sépare les planètes intérieures/terrestres des planètes extérieures/gazeuses, c'est donc juste entre Mars et Jupiter. Cependant, vous ne voulez pas être confondu avec les astéroïdes et les météores. Les astéroïdes sont d'énormes morceaux de roche qui seraient les restes d'une planète explosée et qui forment d'énormes cratères sur la Terre. Les météores, cependant, sont de petits morceaux de roche qui pénètrent dans notre atmosphère et sont mieux connus sous leur surnom d'étoiles filantes.
Contenu
La cosmologie moderne s'est développée le long de voies parallèles de théorie et d'observation. En 1916, Albert Einstein publia sa théorie de la relativité générale, qui fournissait une description unifiée de la gravité en tant que propriété géométrique de l'espace et du temps. [4] À l'époque, Einstein croyait en un univers statique, mais a constaté que sa formulation originale de la théorie ne le permettait pas. [5] C'est parce que les masses réparties dans tout l'univers s'attirent gravitationnellement et se rapprochent les unes des autres au fil du temps. [6] Cependant, il s'est rendu compte que ses équations ont permis l'introduction d'un terme constant qui pourrait contrecarrer la force attractive de la gravité sur l'échelle cosmique. Einstein a publié son premier article sur la cosmologie relativiste en 1917, dans lequel il a ajouté cette constante cosmologique à ses équations de champ afin de les forcer à modéliser un univers statique. [7] Le modèle d'Einstein décrit qu'un espace universel statique est fini et illimité (analogue à la surface d'une sphère, qui a une aire finie mais pas de bords).Cependant, ce soi-disant modèle d'Einstein est instable aux petites perturbations - il finira par commencer à s'étendre ou à se contracter. [5] On s'est rendu compte plus tard que le modèle d'Einstein était juste l'un d'un plus grand ensemble de possibilités, qui étaient toutes cohérentes avec la relativité générale et le principe cosmologique. Les solutions cosmologiques de la relativité générale ont été trouvées par Alexander Friedmann au début des années 1920. [8] Ses équations décrivent l'univers Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker, qui peut s'étendre ou se contracter, et dont la géométrie peut être ouverte, plate ou fermée.
Dans les années 1910, Vesto Slipher (et plus tard Carl Wilhelm Wirtz) a interprété le décalage vers le rouge des nébuleuses spirales comme un décalage Doppler qui indiquait qu'elles s'éloignaient de la Terre. [12] [13] Cependant, il est difficile de déterminer la distance aux objets astronomiques. Une façon consiste à comparer la taille physique d'un objet à sa taille angulaire, mais une taille physique doit être supposée pour ce faire. Une autre méthode consiste à mesurer la luminosité d'un objet et à supposer une luminosité intrinsèque, à partir de laquelle la distance peut être déterminée en utilisant la loi de l'inverse des carrés. En raison de la difficulté d'utiliser ces méthodes, ils n'ont pas réalisé que les nébuleuses étaient en fait des galaxies situées en dehors de notre propre Voie lactée, et n'ont pas non plus spéculé sur les implications cosmologiques. En 1927, le prêtre catholique belge Georges Lemaître a dérivé indépendamment les équations de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker et a proposé, sur la base de la récession des nébuleuses spirales, que l'univers a commencé avec "l'explosion" d'un "atome primitif" [ 14] —qui fut plus tard appelé le Big Bang. En 1929, Edwin Hubble a fourni une base d'observation pour la théorie de Lemaître. Hubble a montré que les nébuleuses spirales étaient des galaxies en déterminant leurs distances à l'aide de mesures de la luminosité des étoiles variables céphéides. Il a découvert une relation entre le décalage vers le rouge d'une galaxie et sa distance. Il a interprété cela comme une preuve que les galaxies s'éloignent de la Terre dans toutes les directions à des vitesses proportionnelles à leur distance. [15] Ce fait est maintenant connu sous le nom de loi de Hubble, bien que le facteur numérique trouvé par Hubble reliant la vitesse de récession et la distance était d'un facteur dix, en raison de la méconnaissance des types de variables Céphéides.
Compte tenu du principe cosmologique, la loi de Hubble suggérait que l'univers était en expansion. Deux explications principales ont été proposées pour l'expansion. L'une était la théorie du Big Bang de Lemaître, préconisée et développée par George Gamow. L'autre explication était le modèle d'état stable de Fred Hoyle dans lequel une nouvelle matière est créée lorsque les galaxies s'éloignent les unes des autres. Dans ce modèle, l'univers est à peu près le même à tout moment. [16] [17]
Pendant un certain nombre d'années, le soutien à ces théories était également divisé. Cependant, les preuves d'observation ont commencé à soutenir l'idée que l'univers a évolué à partir d'un état dense et chaud. La découverte du fond diffus cosmologique en 1965 a fortement soutenu le modèle du Big Bang, [17] et depuis les mesures précises du fond diffus cosmologique par le Cosmic Background Explorer au début des années 1990, peu de cosmologues ont sérieusement proposé d'autres théories du Origine et évolution du cosmos. Une conséquence de ceci est que dans la relativité générale standard, l'univers a commencé avec une singularité, comme l'ont démontré Roger Penrose et Stephen Hawking dans les années 1960. [18]
Une vue alternative pour étendre le modèle du Big Bang, suggérant que l'univers n'avait ni commencement ni singularité et que l'âge de l'univers est infini, a été présenté. [19] [20] [21]
Les éléments chimiques les plus légers, principalement l'hydrogène et l'hélium, ont été créés pendant le Big Bang par le processus de nucléosynthèse. [22] Dans une séquence de réactions de nucléosynthèse stellaire, des noyaux atomiques plus petits sont ensuite combinés en noyaux atomiques plus grands, formant finalement des éléments du groupe du fer stables tels que le fer et le nickel, qui ont les énergies de liaison nucléaire les plus élevées. [23] Le processus net entraîne une libération d'énergie plus tard, c'est-à-dire après le Big Bang. [24] De telles réactions de particules nucléaires peuvent conduire à libérations soudaines d'énergie des étoiles variables cataclysmiques telles que les novae. L'effondrement gravitationnel de la matière dans les trous noirs alimente également les processus les plus énergétiques, généralement observés dans les régions nucléaires des galaxies, formant quasars et galaxies actives.
Les cosmologistes ne peuvent pas expliquer exactement tous les phénomènes cosmiques, tels que ceux liés à l'expansion accélérée de l'univers, en utilisant des formes conventionnelles d'énergie. Au lieu de cela, les cosmologistes proposent une nouvelle forme d'énergie appelée énergie noire qui imprègne tout l'espace. [25] Une hypothèse est que l'énergie noire n'est que l'énergie du vide, une composante de l'espace vide qui est associée aux particules virtuelles qui existent en raison du principe d'incertitude. [26]
Il n'y a pas de moyen clair de définir l'énergie totale dans l'univers en utilisant la théorie de la gravité la plus largement acceptée, la relativité générale. Par conséquent, il reste controversé de savoir si l'énergie totale est conservée dans un univers en expansion. Par exemple, chaque photon qui voyage dans l'espace intergalactique perd de l'énergie en raison de l'effet de décalage vers le rouge. Cette énergie n'est évidemment transférée à aucun autre système, elle semble donc être définitivement perdue. D'un autre côté, certains cosmologistes insistent sur le fait que l'énergie est conservée dans un certain sens, cela suit la loi de conservation de l'énergie. [27]
Différentes formes d'énergie peuvent dominer le cosmos - des particules relativistes appelées rayonnement, ou des particules non relativistes appelées matière. Les particules relativistes sont des particules dont la masse au repos est nulle ou négligeable par rapport à leur énergie cinétique, et se déplacent donc à la vitesse de la lumière ou très proche de celle-ci les particules non relativistes ont une masse au repos beaucoup plus élevée que leur énergie et se déplacent donc beaucoup plus lentement que la vitesse de la lumière.
À mesure que l'univers s'étend, la matière et le rayonnement se diluent. Cependant, les densités d'énergie du rayonnement et de la matière se diluent à des rythmes différents. Au fur et à mesure qu'un volume particulier augmente, la densité d'énergie massique n'est modifiée que par l'augmentation du volume, mais la densité d'énergie du rayonnement est modifiée à la fois par l'augmentation du volume et par l'augmentation de la longueur d'onde des photons qui le composent. Ainsi, l'énergie du rayonnement devient une plus petite partie de l'énergie totale de l'univers que celle de la matière à mesure qu'elle se dilate. Le tout premier univers aurait été « dominé par les radiations » et les radiations contrôlaient la décélération de l'expansion. Plus tard, alors que l'énergie moyenne par photon devient d'environ 10 eV et moins, la matière dicte le taux de décélération et l'univers est dit « dominé par la matière ». Le cas intermédiaire n'est pas bien traité analytiquement. Au fur et à mesure que l'expansion de l'univers se poursuit, la matière se dilue encore plus et la constante cosmologique devient dominante, entraînant une accélération de l'expansion de l'univers.
L'histoire de l'univers est une question centrale en cosmologie. L'histoire de l'univers est divisée en différentes périodes appelées époques, selon les forces et processus dominants de chaque période. Le modèle cosmologique standard est connu sous le nom de modèle Lambda-CDM.
Équations de mouvement Modifier
Dans le modèle cosmologique standard, les équations du mouvement régissant l'univers dans son ensemble sont dérivées de la relativité générale avec une petite constante cosmologique positive. [28] La solution est un univers en expansion en raison de cette expansion, le rayonnement et la matière dans l'univers se refroidissent et se diluent. Dans un premier temps, l'expansion est ralentie par la gravitation attirant le rayonnement et la matière dans l'univers. Cependant, au fur et à mesure que ceux-ci se diluent, la constante cosmologique devient plus dominante et l'expansion de l'univers commence à s'accélérer plutôt que de ralentir. Dans notre univers, cela s'est produit il y a des milliards d'années. [29]
Physique des particules en cosmologie Modifier
Pendant les premiers instants de l'univers, la densité énergétique moyenne était très élevée, rendant la connaissance de la physique des particules essentielle à la compréhension de cet environnement. Par conséquent, les processus de diffusion et la désintégration des particules élémentaires instables sont importants pour les modèles cosmologiques de cette période.
En règle générale, un processus de diffusion ou de désintégration est cosmologiquement important à une certaine époque si l'échelle de temps décrivant ce processus est inférieure ou comparable à l'échelle de temps de l'expansion de l'univers. [ éclaircissements nécessaires ] L'échelle de temps qui décrit l'expansion de l'univers est 1 / H
Chronologie du Big Bang Modifier
Les observations suggèrent que l'univers a commencé il y a environ 13,8 milliards d'années. [30] Depuis lors, l'évolution de l'univers est passée par trois phases. Le tout premier univers, qui est encore mal compris, était la fraction de seconde pendant laquelle l'univers était si chaud que les particules avaient des énergies plus élevées que celles actuellement accessibles dans les accélérateurs de particules sur Terre. Par conséquent, alors que les caractéristiques de base de cette époque ont été élaborées dans la théorie du Big Bang, les détails sont largement basés sur des suppositions éclairées. Suite à cela, dans l'univers primitif, l'évolution de l'univers s'est déroulée selon la physique des hautes énergies connue. C'est alors que se forment les premiers protons, électrons et neutrons, puis les noyaux et enfin les atomes. Avec la formation d'hydrogène neutre, le fond diffus cosmologique a été émis. Enfin, l'époque de la formation des structures a commencé, lorsque la matière a commencé à s'agréger dans les premières étoiles et quasars, et finalement les galaxies, les amas de galaxies et les superamas se sont formés. L'avenir de l'univers n'est pas encore clairement connu, mais selon le modèle ΛCDM, il continuera à s'étendre pour toujours.
Ci-dessous, certains des domaines de recherche les plus actifs en cosmologie sont décrits, dans un ordre approximativement chronologique. Cela n'inclut pas toute la cosmologie du Big Bang, qui est présentée dans Chronologie du Big Bang.
Univers très ancien Modifier
Le début de l'univers chaud semble être bien expliqué par le Big Bang à partir d'environ 10 à 33 secondes, mais il y a plusieurs problèmes. La première est qu'il n'y a aucune raison impérieuse, en utilisant la physique des particules actuelle, pour que l'univers soit plat, homogène et isotrope. (voir le principe cosmologique). De plus, les grandes théories unifiées de la physique des particules suggèrent qu'il devrait y avoir des monopôles magnétiques dans l'univers, qui n'ont pas été trouvés. Ces problèmes sont résolus par une brève période d'inflation cosmique, qui conduit l'univers à la platitude, lisse les anisotropies et les inhomogénéités au niveau observé, et dilue exponentiellement les monopôles. [31] Le modèle physique derrière l'inflation cosmique est extrêmement simple, mais il n'a pas encore été confirmé par la physique des particules, et il existe des problèmes difficiles pour concilier l'inflation et la théorie quantique des champs. [ vague ] Certains cosmologistes pensent que la théorie des cordes et la cosmologie des branes fourniront une alternative à l'inflation. [32]
Un autre problème majeur en cosmologie est ce qui a fait que l'univers contient beaucoup plus de matière que d'antimatière. Les cosmologistes peuvent déduire par observation que l'univers n'est pas divisé en régions de matière et d'antimatière. Si c'était le cas, il y aurait des rayons X et des rayons gamma produits à la suite de l'annihilation, mais cela n'est pas observé. Par conséquent, un processus dans l'univers primitif doit avoir créé un petit excès de matière par rapport à l'antimatière, et ce processus (actuellement non compris) est appelé baryogenèse. Trois conditions requises pour la baryogenèse ont été dérivées par Andrei Sakharov en 1967 et nécessitent une violation de la symétrie de la physique des particules, appelée symétrie CP, entre la matière et l'antimatière. [33] Cependant, les accélérateurs de particules mesurent une trop petite violation de la symétrie CP pour tenir compte de l'asymétrie baryonique. Les cosmologistes et les physiciens des particules recherchent des violations supplémentaires de la symétrie CP dans l'univers primitif qui pourraient expliquer l'asymétrie baryonique. [34]
Les problèmes de baryogenèse et d'inflation cosmique sont tous deux très étroitement liés à la physique des particules, et leur résolution pourrait provenir de la théorie et de l'expérience des hautes énergies, plutôt que des observations de l'univers. [ spéculation? ]
Théorie du Big Bang Modifier
La nucléosynthèse du Big Bang est la théorie de la formation des éléments dans l'univers primitif. Il s'est terminé lorsque l'univers avait environ trois minutes et que sa température est tombée en dessous de celle à laquelle la fusion nucléaire pourrait se produire. La nucléosynthèse du Big Bang a eu une brève période pendant laquelle elle pouvait fonctionner, de sorte que seuls les éléments les plus légers ont été produits. A partir d'ions hydrogène (protons), il produisait principalement du deutérium, de l'hélium 4 et du lithium. D'autres éléments n'ont été produits qu'en quantités infimes. La théorie de base de la nucléosynthèse a été développée en 1948 par George Gamow, Ralph Asher Alpher et Robert Herman. [35] Il a été utilisé pendant de nombreuses années comme sonde de physique à l'époque du Big Bang, car la théorie de la nucléosynthèse du Big Bang relie les abondances d'éléments légers primordiaux aux caractéristiques de l'univers primitif. [22] Plus précisément, il peut être utilisé pour tester le principe d'équivalence, [36] pour sonder la matière noire et tester la physique des neutrinos. [37] Certains cosmologistes ont proposé que la nucléosynthèse du Big Bang suggère qu'il existe une quatrième espèce "stérile" de neutrinos. [38]
Modèle standard de la cosmologie du Big Bang Modifier
le CDM (Matière noire froide lambda) ou alors Lambda-CDM est une paramétrisation du modèle cosmologique du Big Bang dans lequel l'univers contient une constante cosmologique, notée Lambda (grec Λ), associée à l'énergie noire et à la matière noire froide (en abrégé MDP). Il est souvent appelé le modèle standard de la cosmologie du Big Bang. [39] [40]
Fond de micro-ondes cosmique Modifier
Le fond diffus cosmologique est le rayonnement laissé par le découplage après l'époque de la recombinaison lorsque les atomes neutres se sont formés pour la première fois. À ce stade, le rayonnement produit dans le Big Bang a arrêté la diffusion Thomson des ions chargés. Le rayonnement, observé pour la première fois en 1965 par Arno Penzias et Robert Woodrow Wilson, a un spectre de corps noir thermique parfait. Il a une température de 2,7 kelvins aujourd'hui et est isotrope à une partie sur 10 5 . La théorie des perturbations cosmologiques, qui décrit l'évolution de légères inhomogénéités dans l'univers primitif, a permis aux cosmologistes de calculer précisément le spectre de puissance angulaire du rayonnement, et il a été mesuré par les récentes expériences satellitaires (COBE et WMAP) [41] et de nombreux expériences au sol et en ballon (telles que l'interféromètre à échelle angulaire de degré, l'imageur d'arrière-plan cosmique et Boomerang). [42] L'un des objectifs de ces efforts est de mesurer les paramètres de base du modèle Lambda-CDM avec une précision croissante, ainsi que de tester les prédictions du modèle du Big Bang et de rechercher une nouvelle physique. Les résultats des mesures effectuées par WMAP, par exemple, ont placé des limites sur les masses des neutrinos. [43]
Des expériences plus récentes, telles que QUIET et le télescope cosmologique d'Atacama, tentent de mesurer la polarisation du fond diffus cosmologique. [44] Ces mesures devraient fournir une confirmation supplémentaire de la théorie ainsi que des informations sur l'inflation cosmique et les anisotropies dites secondaires, [45] telles que l'effet Sunyaev-Zel'dovich et l'effet Sachs-Wolfe, qui sont causée par l'interaction entre les galaxies et les amas avec le fond diffus cosmologique. [46] [47]
Le 17 mars 2014, les astronomes de la Collaboration BICEP2 ont annoncé la détection apparente de B-la polarisation en mode du CMB, considérée comme la preuve des ondes gravitationnelles primordiales qui sont prédites par la théorie de l'inflation pour se produire pendant la première phase du Big Bang. [9] [10] [11] [48] Cependant, plus tard cette année-là, la collaboration Planck a fourni une mesure plus précise de la poussière cosmique, concluant que le signal en mode B de la poussière est de la même force que celui rapporté par BICEP2. [49] [50] Le 30 janvier 2015, une analyse conjointe des données BICEP2 et Planck a été publiée et l'Agence spatiale européenne a annoncé que le signal peut être entièrement attribué à la poussière interstellaire dans la Voie lactée. [51]
Formation et évolution de la structure à grande échelle Modifier
Comprendre la formation et l'évolution des structures les plus grandes et les plus anciennes (c'est-à-dire les quasars, les galaxies, les amas et les superamas) est l'un des plus grands efforts de la cosmologie. Les cosmologistes étudient un modèle de formation de la structure hiérarchique dans lesquelles les structures se forment de bas en haut, les objets plus petits se formant en premier, tandis que les objets les plus gros, tels que les superamas, s'assemblent toujours. [52] Une façon d'étudier la structure dans l'univers est d'étudier les galaxies visibles, afin de construire une image tridimensionnelle des galaxies dans l'univers et de mesurer le spectre de puissance de la matière. C'est l'approche du Sondage Sloan Digital Sky et le 2dF Galaxy Redshift Survey. [53] [54]
Les simulations sont un autre outil pour comprendre la formation des structures, que les cosmologistes utilisent pour étudier l'agrégation gravitationnelle de la matière dans l'univers, lorsqu'elle se regroupe en filaments, superamas et vides. La plupart des simulations ne contiennent que de la matière noire froide non baryonique, ce qui devrait suffire à comprendre l'univers aux plus grandes échelles, car il y a beaucoup plus de matière noire dans l'univers que de matière baryonique visible. Des simulations plus avancées commencent à inclure des baryons et à étudier la formation de galaxies individuelles. Les cosmologistes étudient ces simulations pour voir si elles concordent avec les relevés des galaxies et pour comprendre tout écart. [55]
D'autres observations complémentaires pour mesurer la distribution de la matière dans l'univers lointain et sonder la réionisation comprennent :
- La forêt Lyman-alpha, qui permet aux cosmologistes de mesurer la distribution du gaz hydrogène atomique neutre dans l'univers primitif, en mesurant l'absorption de la lumière des quasars distants par le gaz. [56]
- La raie d'absorption de 21 centimètres de l'hydrogène atomique neutre fournit également un test sensible de la cosmologie. [57] , la distorsion d'une image distante par lentille gravitationnelle due à la matière noire. [58]
Ceux-ci aideront les cosmologistes à régler la question de savoir quand et comment la structure s'est formée dans l'univers.
Matière noire Modifier
Les preuves de la nucléosynthèse du Big Bang, du fond diffus cosmologique, de la formation des structures et des courbes de rotation des galaxies suggèrent qu'environ 23 % de la masse de l'univers est constituée de matière noire non baryonique, alors que seulement 4 % est constituée de matière baryonique visible.Les effets gravitationnels de la matière noire sont bien compris, car elle se comporte comme un fluide froid et non radiatif qui forme des halos autour des galaxies. La matière noire n'a jamais été détectée en laboratoire, et la nature physique des particules de la matière noire reste totalement inconnue. Sans contraintes d'observation, il existe un certain nombre de candidats, tels qu'une particule supersymétrique stable, une particule massive à interaction faible, une particule massive à interaction gravitationnelle, un axion et un objet halo compact massif. Les alternatives à l'hypothèse de la matière noire incluent une modification de la gravité aux petites accélérations (MOND) ou un effet de la cosmologie brane. [59]
Énergie noire Modifier
Si l'univers est plat, il doit y avoir une composante supplémentaire représentant 73 % (en plus des 23 % de matière noire et 4 % de baryons) de la densité énergétique de l'univers. C'est ce qu'on appelle l'énergie noire. Afin de ne pas interférer avec la nucléosynthèse du Big Bang et le fond diffus cosmologique, il ne doit pas se regrouper dans des halos comme les baryons et la matière noire. Il existe de solides preuves d'observation de l'énergie noire, car la densité d'énergie totale de l'univers est connue grâce à des contraintes sur la planéité de l'univers, mais la quantité de matière de regroupement est étroitement mesurée et est bien inférieure à cela. Les arguments en faveur de l'énergie noire ont été renforcés en 1999, lorsque des mesures ont démontré que l'expansion de l'univers a commencé à s'accélérer progressivement. [60]
Hormis sa densité et ses propriétés de clustering, on ne sait rien de l'énergie noire. Théorie quantique des champs prédit une constante cosmologique (CC) un peu comme l'énergie noire, mais 120 ordres de grandeur plus grande que celle observée. [61] Steven Weinberg et un certain nombre de théoriciens des cordes (voir paysage de cordes) ont invoqué le "principe anthropique faible": c'est-à-dire que la raison pour laquelle les physiciens observent un univers avec une constante cosmologique si petite est qu'aucun physicien (ou aucune vie) ne pourrait exister dans un univers avec une constante cosmologique plus grande. De nombreux cosmologistes trouvent que c'est une explication insatisfaisante : peut-être parce que si le principe anthropique faible est évident (étant donné qu'il existe des observateurs vivants, il doit y avoir au moins un univers avec une constante cosmologique qui permet à la vie d'exister), il ne tente pas d'expliquer le contexte de cet univers. [62] Par exemple, le principe anthropique faible ne distingue pas à lui seul :
- Un seul univers existera jamais et il existe un principe sous-jacent qui contraint le CC à la valeur que nous observons.
- Un seul univers n'existera jamais et bien qu'il n'y ait pas de principe sous-jacent fixant le CC, nous avons eu de la chance.
- Il existe de nombreux univers (simultanément ou en série) avec une gamme de valeurs CC, et bien sûr le nôtre est l'un de ceux qui soutiennent la vie.
D'autres explications possibles de l'énergie noire incluent la quintessence [63] ou une modification de la gravité aux plus grandes échelles. [64] L'effet sur la cosmologie de l'énergie noire que ces modèles décrivent est donné par l'équation d'état de l'énergie noire, qui varie en fonction de la théorie. La nature de l'énergie noire est l'un des problèmes les plus difficiles en cosmologie.
Une meilleure compréhension de l'énergie noire est susceptible de résoudre le problème du destin ultime de l'univers. À l'époque cosmologique actuelle, l'expansion accélérée due à l'énergie noire empêche la formation de structures plus grandes que les superamas. On ne sait pas si l'accélération se poursuivra indéfiniment, peut-être même en augmentant jusqu'à une grosse déchirure, ou si elle finira par s'inverser, conduire à un gros gel ou suivre un autre scénario. [65]
Ondes gravitationnelles Modifier
Les ondes gravitationnelles sont des ondulations dans la courbure de l'espace-temps qui se propagent sous forme d'ondes à la vitesse de la lumière, générées dans certaines interactions gravitationnelles qui se propagent vers l'extérieur à partir de leur source. L'astronomie des ondes gravitationnelles est une branche émergente de l'astronomie d'observation qui vise à utiliser les ondes gravitationnelles pour collecter des données d'observation sur les sources d'ondes gravitationnelles détectables telles que les systèmes stellaires binaires composés de naines blanches, d'étoiles à neutrons et de trous noirs et d'événements tels que les supernovae, et la formation de l'univers primitif peu après le Big Bang. [66]
En 2016, les équipes LIGO Scientific Collaboration et Virgo Collaboration ont annoncé avoir réalisé la première observation d'ondes gravitationnelles, provenant d'une paire de trous noirs en fusion à l'aide des détecteurs Advanced LIGO. [67] [68] [69] Le 15 juin 2016, une deuxième détection d'ondes gravitationnelles provenant de trous noirs coalescents a été annoncée. [70] Outre LIGO, de nombreux autres observatoires d'ondes gravitationnelles (détecteurs) sont en construction. [71]
Conseils de pré-écriture de nos experts sur la façon de commencer
Après avoir parcouru les différents sujets et identifié celui qui est le plus approprié et le plus intéressant, il est maintenant temps de réfléchir à l'organisation du document et aux informations à inclure. Voici quelques-uns des principaux conseils de pré-écriture à prendre en compte lors de la rédaction d'un essai d'astronomie.
- Pensez à la bonne structure de votre essai d'astronomie. L'objectif de l'article détermine le type de structure que l'essai doit suivre. Se concentrer sur le sujet de l'astronomie détermine le type d'essai que vous écrivez. S'agit-il d'un essai informatif, descriptif ou persuasif ? C'est à vous de décider. Cela vous aidera à développer une structure appropriée pour l'essai et vous guidera par où commencer.
- Développez les idées principales et les points à inclure dans l'essai. Connaître les points principaux et les idées à incorporer dans l'essai rend la rédaction facile et agréable. Faites un remue-méninges sur ce que le sujet implique et notez les points sur lesquels vous pensez devoir vous concentrer pendant la rédaction. Faites une distinction entre les points faibles et les points forts pour vous assurer que l'essai n'est pas basé sur des idées qui ne peuvent pas être bien étayées ou prouvées. Aussi, gardez à l'esprit la structure de l'essai.
- Pensez à l'argument principal de l'essai. Pour qu'un essai soit considéré comme efficace, il doit comprendre un argument qu'il essaie de faire passer et fournir également de nombreuses preuves à l'appui de l'affirmation. Analysez les principaux points que vous avez identifiés et regardez le message qu'ils essaient de communiquer. Réfléchissez aux différents arguments que vous pouvez faire valoir et choisissez le plus convaincant. Encore plus, concentrez-vous sur l'affirmation que vous faites et essayez de déterminer s'il s'agit d'une affirmation qui a été faite par d'autres ou si elle est nouvelle.
- Formulez des questions sur votre sinistre majeur. Ayant acquis le droit de revendication, il est maintenant temps de rédiger quelques questions pour évaluer la validité et l'exactitude de l'argument. Demandez-vous si la demande a du sens et peut être soutenue. Pensez à la façon dont votre argument peut être contesté et à la façon dont vous pouvez le défendre. Notamment, évitez d'avancer des arguments biaisés ou ceux qui ont déjà été prouvés fallacieux et invalides par la recherche, à moins que vous n'ayez suffisamment de preuves qui prouvent le contraire.
- Recherchez votre sujet. Mener des recherches préliminaires sur le sujet est crucial dans la rédaction d'un essai. Effectuez une brève recherche sur le sujet choisi pour vous faire une idée de ce que d'autres ont écrit sur le sujet. Cela vous aidera à comprendre les arguments qui ont été avancés dans les études antérieures, vous aidant ainsi à décider si vous devez affiner ou élargir votre sujet. La recherche peut vous permettre d'acquérir des idées nouvelles et critiques que vous pourrez utiliser dans votre essai. De plus, grâce à la recherche, vous pouvez enfin déterminer la validité de votre affirmation et connaître les arguments qui ont été contestés au fil des ans et ceux que les chercheurs ont rendus totalement illogiques.
- Décrire. Une fois que vous avez suivi avec succès toutes les étapes ci-dessus, vous pouvez maintenant organiser vos idées dans un ordre logique et présentable à travers un plan. Construire un plan aidera à affiner les idées et les arguments les plus critiques de l'essai.
Informations de commande dans le corps de l'essai
Choisir un ordre logique pour les idées - Une fois que vous avez votre thèse et vos groupes d'informations à l'appui avec des idées de phrases de sujet, vous pouvez déterminer le meilleur ordre possible dans lequel les présenter dans l'essai. Pour déterminer la forme ou l'ordre le plus logique, posez-vous et répondez aux questions suivantes :
- Y a-t-il une idée de phrase de sujet de base que vous devriez présenter en premier, avant d'expliquer les autres, parce que le lecteur a besoin de ses informations comme arrière-plan et parce que les autres idées de phrases de sujet s'appuient dessus ?
- Y a-t-il des phrases thématiques et des groupes d'informations qui sont plus importants que d'autres ? Pouvez-vous discerner un modèle logique, par ordre d'importance ascendant ou descendant ?
- Y a-t-il des phrases thématiques et des groupes d'informations qui viennent normalement en premier dans une séquence temporelle ?
L'ordre de complexité, l'ordre d'importance et l'ordre temporel sont trois manières logiques et fondamentales de façonner des idées pour aider le lecteur à suivre le flux de la pensée.
Par exemple, considérez l'exemple de phrase sujet, Les adultes retournant à l'université font face à des problèmes de temps, d'étude, émotionnels et familiaux. En supposant que l'ordre des phrases thématiques dans le support suit l'ordre des idées dans la thèse, ces idées sont-elles disposées dans un ordre logique ? Il ne semble pas y avoir d'idée qui doive être expliquée d'abord. De plus, chacune des phrases thématiques qui pourraient être développées à partir de cette thèse semble également complexe. Et les idées n'existent dans aucun type d'ordre chronologique. Alors, comment déterminez-vous une forme logique et un ordre d'idées pour cet essai ? Une façon est de passer des problèmes qui affectent une seule personne, l'étudiant, aux problèmes qui affectent toute la famille (problèmes émotionnels, aptitudes à l'étude, jongler travail et famille, changer les rôles familiaux). Une autre façon est de passer des problèmes qui peuvent être traités plus directement à ceux qui sont plus complexes à traiter (aptitudes à étudier, jongler entre travail et famille, changer les rôles familiaux, problèmes émotionnels). Le point ici est qu'il doit y avoir un lien rationnel ou logique pour ordonner les idées dans l'essai afin que la forme de l'essai ait un sens pour les autres. Et, quel que soit le moyen choisi par l'écrivain, il doit ensuite aligner l'ordre des idées dans la thèse pour refléter l'ordre réel des idées dans le support afin de compléter la forme logique de l'essai.
L'accent comme moyen de commander des informations dans un essai
Selon l'American Heritage Dictionary, l'accent est mis sur « une importance ou une signification particulière accordée à... quelque chose ». Vous pouvez choisir de mettre l'accent sur différentes choses dans un essai en choisissant où placer les idées principales de l'essai (la thèse et les idées de phrases de sujet).
Vous mettez l'accent sur les idées principales lorsque vous les placez au début de l'essai ou de l'unité de support. Si vous placez la thèse vers le début de l'essai et les phrases du sujet vers le début de chaque unité de support, vous orientez tout le support vers la preuve de ces idées principales. Mettre l'accent sur les idées principales en les plaçant en premier s'appelle la déduction, qui crée une structure générale à spécifique dans l'essai en plaçant les informations principales en premier. La déduction vous aide à vous concentrer sur un argument et à créer un cas, car elle vous oblige à développer un soutien autour d'un point principal.
Les Impatient Silent Twitchers forment un groupe intéressant de line-standers en raison de leur variété. Les Wristwatch Checkers sont le sous-groupe le plus doux de ce groupe plus large. Leurs corps restent silencieux à l'exception du bras où se trouve cette puissante nécessité, la montre-bracelet. Peut-être que la pile électrique de la montre émet de minuscules impulsions électriques vers les nerfs, mais quoi qu'il en soit, quelque chose crée une réaction instinctive dans le bras pour que le coude du Wristwatch Checker défie la gravité toutes les minutes et demie. Les vérificateurs de montre-bracelet ne sont dangereux que dans les lignes occupées qui se replient sur elles-mêmes. Tant que vous êtes assez loin d'eux, ils peuvent faire de bons compagnons de ligne les jours chauds et sans vent.
Vous mettez l'accent sur la méthode de raisonnement et les particularités du support par opposition à l'idée principale lorsque vous placez les idées principales à la fin de l'essai ou de l'unité de support. Les idées principales restent importantes lorsque vous les placez à la fin, mais vous les proposez plus comme des résultats logiques que comme des arguments initiaux (donc l'accent a changé). Mettre l'idée principale à la fin s'appelle l'induction, qui passe d'informations spécifiques à des conclusions générales. L'induction peut vous aider à présenter une thèse controversée à votre auditoire. Par exemple, si vous étiez en faveur de l'interdiction de fumer dans les embrasures des portes à l'extérieur des bâtiments, vous vous alièneriez probablement de nombreux membres de votre public en plaçant cette idée principale en premier. Mais si vous présentiez votre soutien et meniez à l'idée principale, vos lecteurs (fumeurs inclus !) pourraient voir la logique de votre cas (même s'ils n'étaient pas d'accord).
Certaines personnes font la queue tranquillement, à l'exception d'un bras qu'elles bougent constamment de haut en bas. Ces personnes vérifient constamment leur montre-bracelet, généralement à de courts intervalles réguliers qui semblent se raccourcir à mesure que la file d'attente s'allonge. Leurs bras se soulèvent compulsivement, les coudes tendus sur le côté, tandis que leurs têtes descendent simultanément. Au fur et à mesure que les spasmes s'atténuent, ils accompagnent généralement le retour du bras en position en tapant du pied, en expirant de grandes respirations ou en s'agitant d'une autre manière. Les vérificateurs de montres-bracelets sont les membres les plus subtils et les plus doux du groupe des Impatient Silent Twitchers, ils prêtent de la variété à un groupe dont les mouvements sont généralement plus prononcés.
Vous mettez également l'accent sur les idées principales et la méthode lorsque vous placez les idées principales au milieu de l'essai ou de l'unité de support. Dans ce cas, l'idée principale n'existe ni comme point générateur de l'essai ni comme conclusion logique. Au lieu de cela, c'est un point d'appui qui à la fois surgit et génère un soutien plus particulier.
Imaginez une journée étouffante. Imaginez devoir faire la queue pour encaisser votre chèque de paie après les heures d'ouverture d'un guichet automatique. Imaginez, tout d'un coup, ressentir une brise légère mais constante. Les arbres ne sont pas affectés d'où vient la brise ? Après un certain temps, vous vous rendez compte que vous êtes attisé par les mouvements de bras des Wristwatch Checkers, le groupe le plus doux des Impatient Silent Twitchers, un groupe intéressant de personnes en ligne. Leurs corps restent silencieux à l'exception d'un bras où se trouve cette puissante nécessité, la montre-bracelet. Ce sont peut-être les impulsions de la batterie aux nerfs qui provoquent la contraction, mais quoi qu'il en soit, quelque chose crée cette envie de faire défier la gravité au bras toutes les minutes et demie. Par une journée chaude, cependant, vous serez reconnaissant de ce qui cause leur compulsion à faire bouger la ligne en vérifiant l'heure alors que cette légère brise flotte sur votre chemin.
Frontières et controverses en astrophysique
Chapitre 1. De l'accélération à la décélération de l'expansion de l'univers [00:00:00]
Professeur Charles Bailyn : Nous étions arrivés, à la fin de la dernière fois, au Big Rip. C'est là que la constante cosmologique en constante expansion est, bien sûr, une contradiction dans les termes. Si vous imaginez que l'énergie noire n'est pas une constante cosmologique, qu'elle augmente en fait dans le temps, déchire tout en lambeaux. L'Univers devient de taille infinie en un temps fini et tout se désagrège. Ce que je veux commencer par faire aujourd'hui, c'est revenir en arrière et recommencer lentement, d'accord ? Parce que je pense que ce n'est pas un simple raisonnement qui vous amène à cela.
Revenons donc à ce que nous savons de l'Univers en observant les galaxies, les supernovas, des choses comme ça. Nous savons que l'Univers est en expansion et cela, nous le savons. Hubble l'a déjà compris. Nous le savons grâce à la loi de Hubble et à d'autres, en général, grâce à l'étude des bougies standard à redshift relativement faible. Donc, les distances à, je ne sais pas, Z de moins de 0,2, ou plus. Vous ne pouvez pas faire la différence entre un univers en accélération ou en décélération. Tout ce que vous savez, c'est qu'il se développe et vous pouvez déterminer à quelle vitesse il se développe.
Maintenant, la question suivante devient alors le taux d'expansion. Le taux d'expansion change-t-il? Est-ce que ça s'accélère ? Est-ce que ça ralentit ? Que se passe-t-il là-bas ? Et donc, vous voulez comparer l'accélération à la décélération, ce qui est un mot sophistiqué, comme vous le savez, pour ralentir. Et la décélération : c'est relativement facile à appréhender. C'est ce qui arrive à cause de la matière. La matière existe. Il a une force gravitationnelle, et la force gravitationnelle a tendance à maintenir les choses ensemble. Donc, si vous avez quelque chose qui s'éloigne et qu'il y a une force gravitationnelle, il aura tendance à le maintenir ensemble, et donc à le ralentir.
Il s'avère que la plus grande partie de la question est cette étrange matière noire, que nous ne comprenons pas, mais c'est ce qui est responsable de la décélération. Si vous voulez le faire aller plus vite, vous avez besoin de quelque chose de beaucoup plus étrange qui pousse vers l'extérieur, qui a une force répulsive. Cela, croyons-nous, existe réellement. Ceci, nous étiquetons l'énergie noire. Et donc, la question « est-ce qu'elle accélère ou est-elle en train de décélérer » est essentiellement une question de combien d'énergie noire il y a par rapport à combien de matière il y a, parce que plus vous en avez plus que cela, alors il va s'accélérer et vice versa.
Et ce que nous avons découvert par des observations de supernovae avec des décalages vers le rouge supérieurs à 0,3, et maintenant, jusqu'à environ un décalage vers le rouge de 1, ou plus, démontre que, qu'est-ce que cela dit exactement ? Allons-y doucement. Dans le passé, l'Univers s'étendait plus lentement qu'il ne l'est maintenant, et ces trois points en sont donc le symbole mathématique. Par conséquent, l'Univers accélère et, par conséquent, il y a plus d'énergie noire qu'il n'y a de matière.
Et vous vous en souviendrez, nous avons fait le petit diagramme circulaire de l'Univers, et il s'avère que c'est de l'énergie noire et de la matière. Et ces proportions sont déterminées par la vitesse à laquelle l'Univers accélère. Pas la vitesse à laquelle elle s'étend, mais la vitesse à laquelle elle accélère, car c'est le changement dans l'expansion. Bien, jusqu'à présent, ou peut-être que ce n'est pas bien. Je devrais poser ça comme une question. Amende? C'est la prémisse de base d'où nous étions arrivés il y a environ une semaine. Oui Monsieur?
Élève: Comment l'énergie noire provoque-t-elle l'accélération ?
Professeur Charles Bailyn : Hein?
Élève: Comment l'énergie noire [inaudible]
Professeur Charles Bailyn : Comment l'énergie noire provoque l'accélération ? Excellente question. Je n'en ai aucune idée, car nous n'avons aucune idée de ce que c'est. Et cela montre que la raison pour laquelle nous avons même un nom pour cela, vous savez, c'est qu'il est apparu dans les équations d'Einstein comme une contribution potentielle à l'Univers que vous pouviez ajouter, mais que vous n'aviez pas à le faire.Une constante d'intégration, pour ceux d'entre vous qui aiment ce genre de choses.
Qu'est-ce que c'est, physiquement ? Très difficile à comprendre. La seule explication physique qui a été proposée, eh bien, beaucoup ont été proposées. Mais le seul qui se connecte à tout ce que nous savons est l'idée qu'il s'agit de l'énergie du vide prédite par la mécanique quantique. Et il s'avère que si cela est vrai, cela devrait être 10 120 fois plus fort. Et donc, ce n'est pas une bonne prédiction.
Et donc, comment cela fonctionne exactement, quel est le mécanisme, quelle est la nature de ce truc ? Complètement inconnu. Et la seule raison pour laquelle nous pensons qu'il existe, c'est que nous voyons son effet. Nous voyons l'Univers s'accélérer. Et donc, c'est juste un nom qui est attaché à tout ce qui cause cet effet. D'accord. Oui?
Élève: Comment savez-vous que l'Univers s'étend plus lentement ?
Professeur Charles Bailyn : Était en expansion plus lentement qu'elle ne l'est maintenant, n'est-ce pas. C'est donc cette transformation entre ces deux types de graphiques différents, dont l'un est le graphique observé et l'autre est le tracé du facteur d'échelle en fonction du temps.
Voici maintenant. Voici 1. Nous sommes à 1 et maintenant. Et donc, s'il n'accélérait pas, s'il ne faisait que rouler, ce serait une ligne droite. Et ce qui se passe, c'est que nous pouvons regarder dans le passé et ce que nous voyons, c'est ceci. Donc, à ce stade, si vous y réfléchissez, croyez-moi, pendant une seconde, que c'est vrai. Supposons que vous soyez assis ici. Le taux d'expansion est la pente de cette droite. C'est à quel point vous vous développez. Et donc, à ce stade, la pente est moins profonde qu'elle ne l'est ici. Et donc, une interprétation de cette ligne est que dans le passé, elle s'étendait, vous savez, comme ça, et maintenant, elle s'étend comme ça.
Élève: [Inaudible]
Professeur Charles Bailyn : Ah, comment savez-vous qu'il fait cette forme particulière ? Eh bien, vous, bien sûr, observez des points tout au long du chemin, ici. Maintenant, nous sommes sur le point d'arriver à la question de savoir si cette forme continue réellement. Si vous demandiez, comment savez-vous que cela continuerait de cette façon, que, bien sûr, vous n'êtes pas sûr. Si vous inventez un morceau de magie par lequel tout change en ce moment pour une raison obscure, cela pourrait partir dans une autre direction. Mais l'hypothèse est que quoi que ce soit que nous ne vivons pas à un moment spécial, et que, par conséquent, quoi que ce soit qui fait l'accélération va continuer. Et en effet, l'ensemble du Big Rip, où je vais avec ça, vient en posant la question, en supposant que le taux d'accélération change d'une manière différente de ce que nous pensions qu'il allait évoluer.
Juste pour compléter la pensée ici, la façon dont cela fonctionne dans le plan d'observation, vous vous en souviendrez, ressemble à ceci. Voici l'univers vide dans cet ensemble d'unités. Et vous observez un tas de supernovae et elles semblent faire ça. Et cette ligne, si vous transformez ensuite le décalage vers le rouge et la distance, c'est une sorte de mesure étrange de la distance en facteur d'échelle et en temps. Permettez-moi de rendre cette ligne solide, de sorte que les deux graphiques correspondent. Cette ligne et cette ligne correspondent. Et donc, comme vous observez de nombreux points ici, cela consiste essentiellement à observer de nombreux points ici. D'accord, oui ?
Élève: Compte tenu des données empiriques que nous connaissons maintenant, si nous devions nous améliorer davantage pour extrapoler cette courbe, serait-elle réellement en intersection avec le t-axe ou aurions-nous besoin d'[Inaudible] ?
Professeur Charles Bailyn : Ah, permettez-moi d'y revenir. Permettez-moi d'y revenir. La réponse est, oui, il va à zéro. Ça ne monte pas comme ça, mais permettez-moi d'y revenir dans une seconde, et vous verrez pourquoi. D'accord.
Donc, tout est un équilibre entre l'énergie noire et la matière noire, ou la matière en général, mais la matière noire prédomine. Et, en ce moment, c'est vrai que l'énergie noire est plus présente. Il exerce plus, plus d'influence sur l'Univers donc, l'Univers n'est pas seulement en expansion, mais aussi en accélération. Nous le savons parce que ces points sont au-dessus de la ligne, pas en dessous de la ligne. Mais cela ne devait pas toujours être vrai. Cet équilibre évolue avec le temps.
Chapitre 2. L'équilibre entre l'énergie noire et la matière noire [00:10:20]
Donc, actuellement, DE souffle le DM, mais cela peut changer. Cela change. En fait, il est presque certain que cela changera avec le temps. Et la raison en est que la densité d'énergie de l'énergie noire et la densité de matière de la matière noire se comportent différemment lorsque vous changez la taille de l'Univers. Ici, tout tourne autour de la densité, donc de la densité de la matière dans le passé. Vous avez la même quantité de matière, mais l'Univers était plus petit.
La densité est égale à la masse sur le volume. Donc, si vous avez le même M, mais plus petit V, cela aurait dû être plus important dans le passé. Et, en fait, cela va comme le facteur d'échelle au cube, ou 1 sur le facteur d'échelle au cube. Juste parce que le volume va comme une échelle linéaire au cube.
Ainsi, dans le passé, la densité de matière était beaucoup plus grande qu'elle ne l'est actuellement, et par conséquent, la force gravitationnelle essayant de maintenir l'Univers ensemble était plus grande qu'elle ne l'est actuellement. Mais la Constante Cosmologique est constante, et cela signifie que sa densité est constante. Et ce que cela signifie, c'est que, dans le passé, la densité d'énergie noire était la même qu'aujourd'hui. C'est ainsi que fonctionne cette partie particulière des équations d'Einstein. C'est une constante.
Maintenant, si vous êtes sur le point de poser la question, eh bien, comment quelque chose se comporte-t-il de cette façon, je vais vous donner la même réponse. Vous savez, ils ont cette chose merveilleuse au Parlement britannique où ils posent des questions au Premier ministre et des questions odieuses. Et quand ils commencent à avoir trop de questions odieuses d'affilée, ce qu'il fait, c'est qu'il regarde la caméra et dit: "Je renvoie l'Honorable Gentleman à la réponse que j'ai donnée il y a quelques instants." Donc, si vous voulez demander ce que c'est et pourquoi cela se comporte de cette façon, je vous renvoie à la réponse que j'ai donnée à l'honorable gentleman il y a quelques instants, à savoir que je n'en ai pas la moindre idée. Quelque chose qu'ils ne disent généralement pas dans les situations politiques. Très bien.
Donc, c'est la même chose qu'aujourd'hui. Mais regardez l'implication de cela. Si la densité de matière devient de plus en plus grande au fur et à mesure que vous avancez dans le passé et que la densité d'énergie noire ne le fait pas, alors à un moment donné dans le passé, il a dû être vrai que la densité de matière submerge l'énergie noire. Et puis, à un moment donné dans le passé, l'énergie noire et la matière noire exercent des effets comparables sur l'Univers. Et avant cela, la matière noire l'emporte, c'est-à-dire que l'Univers ralentissait.
Maintenant, retournez-le et allez dans l'ordre chronologique. Depuis le début de l'Univers jusqu'à un certain moment, l'Univers a décéléré. Il s'étendait, mais il continuait à ralentir. Puis, au bout d'un moment & on sait que ce moment était dans notre passé, car après ce moment, ça commence à s'accélérer. Et nous savons que cela s'accélère maintenant. Et donc, à un moment donné dans le passé, il y a eu un moment magique où tout s'est équilibré, et puis, ça a commencé à s'accélérer.
Alors, maintenant, à quoi cela ressemble-t-il sur nos graphiques ? À quoi cela ressemble-t-il sur les graphiques, ici ? Eh bien, faisons le une contret chose, encore. Nous voilà. Voici notre Univers vide de référence. Et ainsi, récemment, cela s'est accéléré. Donc, vous savez, si nous regardons dans le passé. Et puis, la prédiction est que l'extrapolation à zéro ressemble à ceci. Et rappelez-vous, si cela ressemble à ceci, il décélère. Si ça ressemble à ça, ça accélère. Et donc, les lignes pointillées sont des extrapolations basées sur l'idée que l'énergie noire est la constante cosmologique et que la matière noire se comporte comme la matière devrait se comporter.
Et donc, si vous faites ces deux hypothèses, c'est la courbe que vous obtenez. Et donc, c'est ce que vous attendez pour Ωmatière = 0,25λ= 0,75 actuellement.
Et donc, vous pouvez prédire, étant donné ces deux quantités, et une mesure de H0 équivaut à environ 70. Cela vous donne un âge de l'univers. C'est-à-dire le moment à partir duquel une = 0 à maintenant de l'Univers, de quelque chose comme 13 points, je pense que cela fait en fait, pour le moment, 13,4 milliards d'années, plus ou moins, je ne sais pas .4, ou quelque chose comme ça. En supposant que équivaut à ce que la constante cosmologique soit vraiment constante, que vous ayez ce genre de proportions et ce genre de constante de Hubble actuelle. Et puis, vous pouvez simplement extrapoler toutes ces lignes dans la direction que vous voulez et déterminer où elles se croisent une = 0. Oui ?
Élève: Pouvons-nous voir [Inaudible] voir cela comme une décélération ou est-ce [Inaudible] ?
Professeur Charles Bailyn : Excellente question. La question est : « Pouvons-nous voir loin dans le passé pour voir cette décélération ? La réponse est à peu près oui, et je vais vous montrer quelques données dans une seconde. Car c'est une prédiction très forte du modèle, c'est-à-dire qu'il devrait se retourner. Si vous imaginez qu'il y a quelque chose de farfelu à propos des supernovae et que, au fur et à mesure que vous avancez dans le passé, elles semblent plus faibles ou quelque chose du genre, comme vous le supposiez sur le problème posé, alors vous ne prédiriez pas nécessairement que cela tournerait autour et faire l'autre chose en remontant plus loin dans le passé. Donc, c'est une prédiction très forte de ce qui devrait se passer d'un point de vue cosmologique, et donc, bien sûr, les gens ont essayé de le tester. Oui?
Élève: Si la densité de l'Univers change, cela n'indiquerait-il pas que nous vivons actuellement une période spéciale, étant donné que la densité actuelle de l'Univers est vraiment proche de la densité critique ?
Professeur Charles Bailyn : Oui. Donc, la question est de savoir si la densité change, pourquoi les choses sont-elles si inhabituelles maintenant, que nous sommes proches de la densité critique ? La chose dont vous devez vous souvenir est que la densité critique change également avec le temps. Il est basé sur la densité critique. C'est 3H 2 sur quelque chose ou autre. Bien, H change avec le temps, car la vitesse est plus ou moins la même, mais les distances changent toutes.
Élève: Donc, ça a toujours été assez proche de la densité critique ?
Professeur Charles Bailyn : Eh bien, ce qui est vrai, c'est que la façon dont cela fonctionne, mathématiquement, ce qui est vrai, c'est que la somme de ces deux quantités a toujours été proche de 1. Le rapport change, mais la somme de ces deux est le total Ω commence par 1, il reste à 1. Mais, il s'avère que c'est le total Ω que vous pouvez conserver. Et nous y reviendrons un peu plus tard.
Chapitre 3. Complications de la luminosité des supernovae et des effets de lentille gravitationnelle [00:18:59]
D'accord, voyons voir. Droite. D'accord. Donc oui. Allons-y. Allons-y pour les preuves d'observation. Qu'attendriez-vous qu'il soit ? Nous y voilà. Celui-ci, encore. On fait des allers-retours entre ces deux intrigues. C'est de cela qu'il s'agit.
Donc, voici un univers vide, comme toujours. Et puis, dans ce tracé, l'accélération signifie une pente positive. Donc, si vous progressez dans cette intrigue, l'Univers s'est accéléré et accélère à ce décalage vers le rouge particulier, à ce moment particulier dans le passé. Donc, vous savez, les données que nous avons examinées jusqu'à présent ressemblent à des points le long d'une ligne comme celle-ci. C'est la démonstration que l'Univers accélère maintenant.
Alors, voici la prédiction. Et, vous savez, voici un moment magique où, à ce moment-là, cette pente est plate, et donc, de ce côté, ça décélère, et de ce côté, ça accélère. Et la question est, est-ce qu'il s'éloigne de plus en plus ? Est-ce qu'il monte par rapport à l'Univers vide, ou est-ce qu'il descend par rapport à l'Univers vide ? Parce que l'Univers vide n'accélère ni ne décélère. C'est la définition d'un univers vide. Il n'a pas de masse. Il n'a pas d'énergie. Le taux d'expansion est constant pour toujours. Donc, si vous allez dans cette direction par rapport à cette ligne, ou dans cette direction par rapport à cette ligne, vous accélérez, et si vous revenez dans l'autre sens, vous décélérez.
Alors, voici un univers fermé, n'est-ce pas ? C'est un univers Big Crunch, qui va s'effondrer à nouveau, car il décélère tout le temps.
Maintenant, fait intéressant, ce point de retournement, où vous vous retournez entre accélération et décélération, n'est pas si loin dans le passé. Si vous croyez à cet ensemble de paramètres, le modèle standard, il tourne autour de 0,8. On peut voir des trucs à 0.8. Et on pouvait espérer aller voir les choses encore plus loin. Il s'avère que c'est en quelque sorte maintenant, si vous n'allez qu'à environ 0,8, ce qui est à peu près aussi loin qu'ils l'ont fait pour la première fois, vous ne verrez pas le revirement, parce que, vous savez, c'est juste plus ou moins plat. Vous avez quelques points là-bas, et vous allez avoir du mal à faire la différence entre cela et cela à ce stade ici. Mais si vous sortez un peu plus loin, vous pourrez peut-être vraiment voir ce revirement se produire.
Malheureusement, cela s'avère difficile, d'un point de vue observationnel. Il est difficile de voir des supernovae avec des décalages vers le rouge supérieurs à 1, pour un certain nombre de raisons différentes. Tout d'abord, ils sont faibles. Plus ils sont éloignés, plus ils sont faibles. Deuxièmement, ils apparaissent au-dessus des galaxies. Évidemment, ils vivent dans des galaxies. Plus vous regardez loin, les galaxies semblent plus petites, et donc, la supernova semble être – plus vous regardez loin, plus la lumière de la galaxie sur laquelle la supernova est superposée est lumineuse. Et il devient plus difficile de séparer la lumière de la supernova et la lumière de la galaxie dans laquelle elle vit.
Et la troisième partie est que la lumière est décalée vers le rouge. Très décalé vers le rouge. Décalé vers le rouge par un facteur de deux. Ainsi, les supernovae émettent la majeure partie de leur lumière en lumière optique, que nous pouvons observer. Mais au moment où ils sont à un décalage vers le rouge de 1, toutes les longueurs d'onde sont doublées. Et donc, la majeure partie du rayonnement est dans l'infrarouge, ce qui est beaucoup plus difficile à voir depuis le sol, car tout brille dans l'infrarouge. Et, comme je l'ai déjà dit, c'est comme regarder le jour. Tout le ciel brille. Votre télescope brille. C'est vraiment difficile de faire ce genre d'observations.
Il est cependant possible de le faire beaucoup plus facilement depuis l'espace. Maintenant, faible est faible. Peu importe que vous soyez en orbite ou non. Mais les deux autres choses sont grandement facilitées en regardant de l'espace.
Point deux. Vous obtenez de bien meilleures images de l'espace. Et vous vous souvenez peut-être, la dernière fois, je vous ai montré une photo d'une supernova, et depuis le sol, vous savez, c'était un peu plus de lumière au-dessus d'une galaxie. Et puis, quand vous avez regardé depuis l'espace, la galaxie était clairement délimitée. Et puis, la supernova était un tout petit point à la périphérie de cette galaxie. Ainsi, il est beaucoup, beaucoup plus facile de séparer la galaxie de la supernova.
Et il est également vrai que la lumière de fond infrarouge est beaucoup plus faible, car vous pouvez garder les choses au froid. La lumière de fond infrarouge est beaucoup plus faible et il n'y a pas d'absorption atmosphérique. L'atmosphère absorbe en fait une grande partie de la lumière infrarouge qui nous frappe. C'est en fait la raison pour laquelle l'effet de serre fonctionne, car la lumière entre sous forme de lumière optique et la traverse jusqu'au bout. Ensuite, il réchauffe la surface de la Terre. La Terre émet de la chaleur, qui ne traverse pas l'atmosphère et est piégée. Donc, il n'y a pas d'absorption atmosphérique là-bas, et donc, vous avez beaucoup plus de facilité à le faire depuis l'espace.
Ainsi, ce qu'ils ont fait récemment, c'est que des gens, et en particulier un gars nommé Adam Riess, ont utilisé le télescope spatial, le télescope spatial Hubble, pour trouver des supernovae à décalage vers le rouge élevé.
Il y a un défaut dans la façon dont le télescope spatial est conçu du point de vue de la tentative de faire cette expérience. Et le défaut est qu'il ne regarde pas une grande partie du ciel à la fois. Il ne regarde qu'un petit champ de vision. Donc, vous n'en trouvez pas beaucoup, parce que vous ne regardez tout simplement pas une si grande partie du ciel. Et ainsi, vous ne regardez qu'un tout petit morceau de ciel à la fois. Cependant, ils ont passé des centaines d'heures d'observation avec le télescope spatial à essayer de localiser quelques supernovae à un décalage vers le rouge supérieur à 1. Et ils ont maintenant réussi à Ce faisant. Alors, voici à quoi ressemblent les données.
Ceci est tiré du récent article d'Adam, 2004. Je suppose que ce n'est plus aussi récent. Et c'est l'intrigue. Laisse-moi voir si je peux me concentrer là-dessus. C'est en fait la qualité Xerox. Nous avons une blague en astronomie selon laquelle de nombreux objets importants s'avèrent être LSXTS, qui signifie source transitoire Xerox faible significative. Cela signifie que vous avez fait un Xerox et qu'un petit point apparaît sur votre graphique et que quelqu'un dit, qu'est-ce que ce point dans le coin supérieur droit ? Et vous dites, oh, c'est la machine Xerox.
Très bien. Alors, je m'en excuse. Mais regardez ce qui se passe. C'est le décalage vers le rouge. C'est le tracé que nous avons examiné auparavant, 0, .5, 1.0, 1.5 et 2. Et c'est le Delta (m ‒ M) axe. Donc, 0 est ce que vous attendez de l'Univers vide. Et il a marqué ici un ensemble de lignes différent de l'ensemble de lignes que j'ai tracé. Mais, néanmoins, vous pouvez voir ce qui se passe.
Voici & #8211ce sont toutes les supernovae & toutes les supernovae qu'ils connaissent. Ces types de points gris flous sont ceux qu'ils ont trouvés avec le télescope spatial. Ceux ici sont ceux au sol connus à l'époque. Et ce qu'ils ont fait, c'est qu'ils les ont moyennés ensemble en groupes de redshift, en les regroupant par redshift. C'est la dernière chose. Ainsi, chacun de ces points est une moyenne de plusieurs supernovae. Ce point est une moyenne de ces deux. Et puis, au fur et à mesure que vous descendez vers des redshifts inférieurs où ils en ont beaucoup, la précision s'améliore bien.
Mais vous pouvez certainement voir ce qui se passe. Ici, jusqu'à environ, vous savez, .5, .8, ça augmente. Et puis, il semble vraiment que ça baisse.Et donc, il y a vraiment, maintenant, des preuves de ce revirement.
Maintenant, tout dépend de ces deux points. J'ai une règle de base. Ma règle d'or est que vous pouvez mettre votre pouce sur n'importe quel point, car vous ne savez jamais quelle erreur aurait pu se produire dans une mesure donnée. Donc, je ne peux pas vraiment faire ça en haut. Mais si je fais ça et que je fais disparaître ce point, vous pouvez toujours tracer une ligne qui continue de monter. Il manquerait un peu ce point, mais pas beaucoup. C'est vraiment ça qui le fait. Ce sont ces deux dernières supernovas individuelles là-bas, ce qui prouve vraiment que la chose se retourne et redescend.
Maintenant, vous devez vous inquiéter un peu et il y a en fait une bonne raison de vous inquiéter de la luminosité des supernovae à décalage vers le rouge élevé. Et permettez-moi de vous donner une raison particulière de vous inquiéter, à savoir la lentille gravitationnelle. Vous vous souvenez des lentilles gravitationnelles ? Vous collez une masse au milieu, entre vous et l'objet que vous regardez. Il focalise la lumière. La lentille gravitationnelle rend les choses plus lumineuses. Plus vous regardez quelque chose de loin, plus il est probable qu'il y ait quelque chose entre les deux qui fera l'objectif.
Alors, tout d'abord, point un : des objets plus éloignés, plus susceptibles d'être objectifs. Deuxième point : si vous êtes à la recherche d'objets très éloignés et très faibles, quels sont ceux que vous allez voir en premier ?
Élève: Les brillants.
Professeur Charles Bailyn : Les brillants, oui. À la limite, en quelque sorte, faible, vous voyez d'abord des choses anormalement lumineuses. Je ne peux même pas épeler ces choses anormalement brillantes, de préférence. Donc, vous pouvez imaginer, si vous basez toute votre cosmologie sur une ou deux supernovae à grand décalage vers le rouge, vous devez vous poser la question : supposons qu'elles soient lentilles ?
Alors, permettez-moi maintenant de revenir à cette intrigue. Voici l'intrigue. Donc, s'ils ont un objectif, alors ils sont plus brillants, alors ils semblent être plus brillants qu'ils ne le sont en réalité. Ils sont en fait plus pâles qu'ils n'en ont l'air. Cela aurait pour effet que celui-ci devrait en fait être ici, et celui-ci devrait en fait être ici, s'ils étaient lustré d'un certain montant. Donc, si ces choses sont des lentilles, alors la position vraie et correcte de ces points serait plus haut dans le graphique qu'elle ne l'est réellement. C'est donc l'effet de la lentille.
Maintenant, quand ce n'était qu'un de ces points, les gens étaient très inquiets à ce sujet. Maintenant qu'il y en a deux, les gens sont beaucoup moins inquiets, parce que, vous savez, ce serait plutôt malchanceux que les deux supernovae que vous connaissez à un redshift élevé se révèlent être des lentilles. S'ils en avaient vingt, tout ce problème disparaîtrait, car il n'y aurait aucun moyen possible que vous soyez si malchanceux, vous pourriez calculer la probabilité que vous ayez la chance d'avoir les vingt premières supernovae à redshift élevé que vous connaissez s'aligner juste derrière un objet massif, et ce serait une probabilité incroyablement faible. Donc, chaque fois que vous observez une autre de ces choses là-bas et que c'est bas, vous contournez ce problème d'objectif.
Je dois dire que ce n'est qu'un problème parmi tant d'autres. Ces choses sont très difficiles à observer. Ce sont des objets très faibles. Mais, néanmoins, je pense qu'à l'heure actuelle, les preuves de ce revirement sont très suggestives, mais pas encore totalement concluantes. Très bien.
Mais maintenant, supposons que vous vouliez réellement obtenir une plus grande précision que de simplement voir le retournement de la chose. Parce que, supposons que l'énergie noire ne soit pas constante. Supposons que le Big Rip va vraiment se produire. Ensuite, la densité DE augmente avec le temps. Cela conduit au Big Rip, comme nous en avons discuté la dernière fois. Et par conséquent, la densité d'énergie noire était moindre dans le passé qu'aujourd'hui. Et donc, la décélération, le moment d'équilibre entre décélération et accélération était plus récent.
Parce que, à mesure que vous retournez dans le passé dans ce nouveau scénario où la densité d'énergie noire augmente avec le temps, elle diminue donc à mesure que vous entrez dans le passé. Ainsi, au fur et à mesure que vous avancez dans le passé, deux choses se produisent : la densité de la matière augmente et la densité de l'énergie noire diminue. Donc, il y a un effet supplémentaire qui fera que ce croisement se produira plus tôt.
Et donc, pour résumer sur ces intrigues, désormais, presque ennuyeuses et omniprésentes, ici. Très bien. Donc, voici le, genre de modèle cosmologique standard, et si ça va être un oh, et alors, cela prédit à l'avenir que ça va aller quelque chose comme, si c'est un grand Rip, alors ce qui se passe, c'est que ça fait ceci, et ça va faire ça. Parce que la matière noire prend le relais de l'énergie noire plus récemment dans le passé. Parce que vous avez également perdu du punch dans votre énergie noire, mais l'énergie noire devient de plus en plus grande avec le temps.
Ceci, alors, se traduit sur cette intrigue. Et voici ce à quoi nous nous attendons, et voici le genre de prédiction pour l'avenir. Avenir des observations. Plus loin dans le passé dans le temps. Et ce à quoi vous vous attendez, c'est que cela s'effondrerait en quelque sorte plus tôt.
C'est donc une cosmologie Big Rip. La cosmologie Big Rip a le même taux d'expansion que Big Rip aurait maintenant, la même accélération maintenant, mais plus d'accélération à l'avenir que prévu et plus de décélération dans le passé.
Et donc, il est important, non seulement de voir ce revirement, mais de tracer, en détail, où va cette ligne. Parce que, s'il s'avère que vos supernovae sont en quelque sorte alignées comme ça, ou qu'elles sont en quelque sorte alignées comme ça, vous savez déjà qu'il y en a un tas comme ça ou qu'elles sont en quelque sorte alignées comme ça, fait une énorme différence dans la façon dont vous comprenez l'énergie noire et vous dit quelque chose de nouveau sur l'énergie noire. En fait, cela vous dit la première chose que vous savez sur l'énergie noire autre que son existence, à savoir qu'elle deviendrait plus grande ou moins grande, ou peut-être resterait constante en fonction du temps. Oui?
Élève: Eh bien, si la décélération était plus précoce que prévu suite à la cosmologie du Big Bip, ne l'aurions-nous pas déjà vue depuis que nous [Inaudible] ?
Professeur Charles Bailyn : Donc, ces trois lignes, à environ, vous savez, 0,8, sont très, très proches les unes des autres. Ils ne divergent pas tant que ça jusqu'à un décalage vers le rouge jusqu'au retournement, à environ un décalage vers le rouge de 0,8 à 1. Maintenant, en principe, vous pouvez sortir et faire tout un tas de - vous savez, mesurer 10 000 de ces choses à un décalage vers le rouge de 0,5, et essayez de distinguer de cette façon.
Chapitre 4. La mission conjointe de l'énergie noire (JDEM) et le grand télescope d'enquête synoptique (LSST) [00:37:33]
D'accord. Alors, comment allons-nous comprendre cela? Le télescope spatial, en quelque sorte, trouve ces choses une à la fois. Il va être très difficile de faire cette distinction. Mais permettez-moi de vous présenter deux projets actuellement en cours, dont le but est de comprendre cela. Ils font exactement les deux choses dont nous venons de parler. L'un est conçu pour passer du redshift profond à élevé, et l'autre est conçu pour en faire beaucoup, beaucoup, beaucoup, à un redshift intermédiaire.
Donc, il y a quelque chose qui s'appelle le & #8211donc, il y a une mission spatiale, un télescope spatial. C'est ce qu'on appelle JDEM, signifie Joint Dark Energy Mission. Et le joint signifie joint entre la NASA et le ministère de l'Énergie. Celui qui a nommé ce truc énergie noire reçoit un petit prix, car maintenant nous recevons de l'argent du ministère de l'Énergie pour l'étudier. Voyons voir. Et l'idée dont un exemple est quelque chose appelé Snap 1 Proposal. C'est la sonde d'accélération de la supernova.
Élève: Cela fait-il partie du JDEM?
Professeur Charles Bailyn : Ceci est un exemple d'une mission proposée pour être JDEM. Ceci est un exemple. Et c'est un exemple que je connais bien, car nous avons des gens ici à Yale qui y travaillent. Et il y a des concurrents. Ils n'ont pas encore choisi la chose.
Et ce que cela va être, c'est un télescope spatial qui diffère du télescope spatial actuel de deux manières principales. L'un est qu'il a un large champ de vision, des dizaines de fois plus grand que le télescope spatial actuel. Donc, ça peut faire vingt & 8211 laissez-moi voir si je peux m'en souvenir. C'est comme vingt fois plus de champ de vision 100 fois plus grand que le télescope spatial actuel. Ainsi, le taux de découverte de supernovae sera beaucoup, beaucoup plus élevé. Et il est optimisé pour l'infrarouge.
Et donc, son objectif est de trouver de nombreuses supernovae avec un décalage vers le rouge supérieur à 1, peut-être jusqu'à un décalage vers le rouge de 2. C'est son but dans la vie. Et des propositions sont actuellement en cours d'évaluation pour cela. L'heure du lancement est censée être bien, les optimistes disent 2013, mais cela signifie un financement du Congrès cette année, ce qui est en fait peu probable. Plus probablement 2016 ou 2017, et puis, nous le saurons. Oui?
Élève: Y a-t-il une optimisation pour l'infrarouge ou y a-t-il d'autres avantages prévus d'avoir [Inaudible]
Professeur Charles Bailyn : Oh, c'est très agréable de regarder l'infrarouge, car tout ce qui a un décalage vers le rouge élevé brille dans l'infrarouge. Et donc, si vous regardez des galaxies à fort décalage vers le rouge, comment les galaxies évoluent, etc., cela est également utile. Il y a en fait un grand débat pour savoir si vous configurez totalement la chose pour ne faire que des supernovae, ou si vous la généralisez en quelque sorte et passez la moitié de votre temps à faire autre chose.
Et il y a au moins un autre projet, que je décrirai la semaine prochaine, que ces gars-là sont intéressés à faire, mais il y a un vrai compromis entre en faire un télescope à usage général comme le Hubble, ou faire cette seule chose particulièrement bien. Et c'est, vous savez, le genre de chose qui est actuellement en discussion.
Ainsi, SNAP est un exemple d'endroit où les gens pourraient aller à l'avenir. Un autre est un projet au sol appelé Large Synoptic Survey Telescope. Ceci est également connu sous le nom de LSST. LSST. Le plan est le suivant. Et cela a beaucoup d'autres sciences en plus de cela. Il va faire une étude complète du ciel tous les trois jours. Donc, ça va toutes les trois nuits, ça marche dans tout le ciel, ça prend une image vraiment profonde du ciel.
Et donc, la conséquence pour la cosmologie est que vous trouvez toutes les supernovas à redshift faible et intermédiaire. Cela fait des dizaines à des centaines de milliers, des dizaines de peut-être 10 000 par an, environ. Donc, vous trouvez beaucoup de ces choses. Donc, tout d'abord, vous accumulez des statistiques incroyables jusqu'à un décalage vers le rouge d'environ ½. Donc, d'énormes statistiques à Z d'environ ½. C'est un peu là où sa limite va entrer en jeu. Et vous pouvez également étudier les détails des sous-classes de supernovae.
Donc, c'est important, parce que vous savez si vous vous trompez, parce que les supernovae distantes sont différentes, d'une manière ou d'une autre, des supernovae locales. Ils sont plus faibles pour une raison quelconque. Mais dans l'échantillon local, seul un sur 100 est de type faible. Si vous en avez 10 000, cela signifie que vous avez, vous savez, un échantillon de 100 de la sous-classe étrange qui vous cause des problèmes. Donc, cela sera extrêmement utile, non seulement pour battre les statistiques afin que vous puissiez faire la différence entre des lignes qui sont vraiment assez proches les unes des autres, des prédictions théoriques proches les unes des autres, mais cela testera également les problèmes systématiques que vous pourriez avoir différents types de supernovae et améliorer généralement votre confiance globale en ce que vous savez de quoi vous parlez.
En outre, ces types de relevés du ciel profitent à de nombreux autres domaines de l'astronomie. Le problème avec ceci est la statistique suivante. Trente téraoctets de données par nuit, n'est-ce pas ? C'est 30 000 concerts par nuit. Trente millions de mégaoctets chaque nuit.
Et donc, ce n'est pas quelque chose que nous, les astronomes normaux, pouvons gérer, et donc, les récentes nouvelles du projet LSST sont que Google a rejoint le projet. Et donc, nous apportons le–ouais, n'est-ce pas. Nous faisons venir les grands pour ça. Et je pense que c'est un peu l'univers de Google, non ? Parce que c'est un peu comme vous le savez, vous prenez tout ce que vous faites pendant quelques années et vous avez fait 100 relevés du ciel. Vous pouvez ensuite les ajouter tous et obtenir des données incroyablement profondes. Et donc, je suppose que Google s'est dit, vous savez, que si quelqu'un accumule un catalogue de l'ensemble de l'univers connu, il ferait mieux d'en faire partie. Et c'est une chance pour nous, car ils sont probablement les seuls au monde à pouvoir créer une base de données de données entrant à ce rythme.
Et, je devrais dire, gardez à l'esprit que vous devez en fait, pas seulement acquérir ces données, vous devez les regarder chaque nuit. Parce que vous devez réellement découvrir ces supernovae en temps réel, car elles seront parties dans trois semaines ou trois mois maintenant. Et ainsi, vous devez non seulement accumuler 30 téraoctets de données chaque nuit, mais vous devez également les regarder et trouver tous les objets intéressants. Donc -
Élève: [Inaudible] peuvent-ils le faire ?
Professeur Charles Bailyn : Le plan, actuellement, est de fonctionner pendant au moins cinq et probablement dix ans. Ils ont un site choisi. Ils vont le poser au Chili, en fait, sur la montagne où se trouve notre petit télescope. Et donc, nous aimons vraiment cela, car ils paieront une partie des coûts d'infrastructure là-bas, espérons-le, pour tous les coûts d'infrastructure. Mais les négociations sont toujours en cours.
Et ils ont tout un design prévu pour cela. Tout est prêt à démarrer, mais sa construction va coûter pas mal d'argent. Et ce qui est encore plus important : cela va coûter énormément d'argent à faire fonctionner, juste de nuit en nuit. Donc, en fait, les coûts de construction du télescope ne sont pas le coût dominant. Les coûts dominants sont la construction du logiciel et l'exécution du programme. Et il s'avère qu'il est plus difficile d'obtenir un gars riche pour vous donner 100 000 000 $. Et il est basé au sol, il n'entre donc pas dans la catégorie de la NASA. Et donc, on ne sait pas d'où viendra l'argent. En fait, ils ont déjà accumulé une bonne quantité d'argent privé. Et, comme je l'ai dit, ils ont des plans détaillés et élaborés pour cette chose. Vous pouvez consulter leur site Web. En fait, vous devrez consulter leur site Web, car cela fera partie du problème.
Et donc, ce sont deux des projets, qui sont actuellement en cours de conception et, espérons-le, seront bientôt construits, qui vont essayer de pousser cela un peu plus loin et d'essayer d'en savoir plus sur l'énergie noire que simplement le fait qu'elle existe. .
D'accord, permettez-moi de remettre ce morceau de papier avec les détails. Rappelez-vous, pas de sections le lundi. Pas de sections le lundi.
Pourquoi devriez-vous envisager de lire la Bible par ordre chronologique
Il y a quelques semaines, j'ai recommandé divers plans de lecture de la Bible et exposé les forces et les faiblesses de chacun.
Une approche de plus en plus populaire est chronologique. Ce plan vous guide à travers le grand récit de la Bible, afin que vous suiviez le scénario chronologiquement, vous aidant à voir comment la Bible s'articule pour raconter une grande histoire qui pointe vers Jésus-Christ.
Je suis actuellement en train de parcourir le Bible chronologique au jour le jour du CSB, qui propose des lectures guidées quotidiennes de George Guthrie, professeur de Nouveau Testament au Regent College de Vancouver, en Colombie-Britannique. J'adore l'aspect et la convivialité de cette Bible, et j'ai déjà bénéficié de la conception à colonne unique et de l'espace de marge expansif pour la prise de notes. Il existe deux versions de cette Bible, une édition de poche (idéale pour une campagne d'église) et un simili cuir.
Guthrie est depuis longtemps un champion des outils qui aident les gens à entrer dans la Bible pour lire et découvrir la Parole de Dieu pour eux-mêmes et dans leurs communautés. Aujourd'hui, j'ai invité Guthrie à répondre à quelques questions sur cette nouvelle version.
Cire de Trévin : Quand avez-vous lu la Bible chronologiquement pour la première fois ?
George Guthrie : Je ne me souviens pas vraiment exactement, mais j'ai trouvé que c'était une partie importante de ma propre croissance continue en tant que disciple du Christ. Je continue d'être émerveillé par la beauté du fait que Dieu veut communiquer avec nous, et je suis constamment émerveillé par la beauté de l'étonnante histoire de la Bible.
Cire de Trévin : Quelles sont les raisons pour lesquelles les gens devraient envisager cette approche de la Bible ?
George Guthrie : Une Bible chronologique est à la fois un merveilleux outil de dévotion et un outil d'apprentissage, et non un remplacement pour la Bible principale. Sa grande force est qu'elle nous aide à lire l'Histoire des Écritures pas à pas, d'une manière qui a du sens, tout en nous aidant à lire le ensemble des Écritures, pas seulement des morceaux ici et là. Dévotionnellement, cela peut nous aider à nous mettre dans un rythme pour faire de l'espace au jour le jour, pour rencontrer Dieu dans sa bonne Parole. Ainsi, il aide avec une bonne habitude.
Cire de Trévin : Qu'est-ce qui distingue la Bible chronologique au jour le jour, et comment espérez-vous que les gens l'utiliseront ?
George Guthrie : La principale caractéristique de la Bible que vous ne trouverez normalement pas dans d'autres Bibles chronologiques est le "Guide du lecteur" qui commence chaque jour de lecture. Essentiellement, j'aide le lecteur à lire la partie de la journée en lui rappelant brièvement où nous en sommes dans l'histoire et les principes clés pour bien lire la partie de la journée. Je propose également de brèves suggestions ou questions destinées à aider à l'application de ce que nous lisons.
Pendant que nous travaillions sur cette Bible, je voulais qu'elle soit lisible, et l'équipe de B&H a fait un excellent travail avec des caractères clairs et des marges généreuses. La mise en page est belle.
je voulais que ce soit souple. Ainsi, les lectures quotidiennes, plutôt que d'être datées (1er janvier, 2 janvier, et ainsi de suite), sont divisées par semaines et jours, d'une part, et Actes, Scènes et Lectures d'autre part. Une personne peut lire la Bible en un an, ou peut vouloir aller plus lentement. Par exemple, si une personne lisait trois jours par semaine au lieu de six, elle couvrirait toute la Bible en deux ans. À la fin de chaque journée de lecture, des cases à cocher indiquent que vous avez terminé la lecture pour ce jour-là.
Il y a cinq cases à cocher à la fin de chaque journée, car je suppose que les gens voudront lire les Écritures plusieurs fois. Nous voulions donc aussi que cette Bible soit durable. Je suis tellement enthousiasmé par l'édition en cuir simulé, que j'utilise actuellement. C'est un plaisir à utiliser, et ça va durer ! Je suis enthousiaste à ce sujet.
Cire de Trévin : Les évangiles ont parfois des chronologies différentes.J'ai remarqué parfois que vous intercalez certains des psaumes dans toute la Bible de manière thématique, pas seulement lorsqu'ils ont été composés. Comment avez-vous pris des décisions sur l'endroit où placer les affaires ?
George Guthrie : La Bible chronologique au jour le jour est unique en ce que le contenu de la lecture détermine où il atterrit dans l'organisation chronologique, plutôt que quand un livre particulier a été écrit. Ainsi, par exemple, le Psaume 8 et le Psaume 104, ainsi que Jean 1:1-3, sont tous au Jour 2 de la Semaine 1 parce qu'ils racontent la création du monde. Je trouve cela merveilleusement édifiant car diverses réflexions sur un sujet sont entendues de manière symphonique.
En ce qui concerne la chronologie en général, de nombreuses personnes nous ont précédés en essayant de comprendre le déroulement général du scénario de développement de la Bible, et nous avons appris de ce que d'autres avaient fait, mais il y a des parties délicates (comme Job !), des livres qui sont difficile à placer dans l'histoire en développement. Pourtant, l'essentiel est de parcourir les grandes époques de l'histoire biblique, de comprendre comment elles se développent. J'ai vu des croyants qui ont été à l'église toute leur vie me dire : "Jusqu'à présent, je n'ai jamais compris comment la Bible s'intègre dans une histoire en développement."
J'espère que nous serons tous entraînés dans cette histoire, réalisant que cette histoire devrait façonner nos histoires personnelles dans le monde ! J'espère que chacun d'entre nous se réveillera un jour et réalisera : “Ceci est MON histoire !”
Cire de Trévin est rédacteur en chef général de The Gospel Project, conseiller en théologie à LifeWay Christian Resources et professeur invité au Wheaton College. Il est l'auteur de plusieurs livres, dont Le leader multidirectionnel, Repensez-vous, C'est notre temps, Discipulat eschatologique, et Enseignement centré sur l'Évangile. Vous pouvez le suivre sur Twitter, Facebook ou recevoir ses chroniques par e-mail.