Univers observable

Représentation à l'échelle logarithmique de l'univers observable avec, au centre, le Système solaire, et au fur et à mesure qu'on s'éloigne du centre, les étoiles proches, le bras de Persée, la Voie lactée, les galaxies proches, le réseau des structures à grande échelle, le fond diffus cosmologique et, à la périphérie, le plasma invisible du Big Bang.

L'univers observable est un terme utilisé en cosmologie pour décrire la partie visible de notre Univers. Par définition, c'est une boule dont la limite est située à l'horizon cosmologique, et dont la Terre constitue le centre. C'est donc une notion relative, et d'autres observateurs situés ailleurs dans l'univers n'auront pas la même boule observable (mais son rayon sera le même).

Du fait que notre Univers a un âge fini, 13,819 milliards d'années, la lumière des objets célestes situés au-delà de l'horizon n'a pas eu le temps de parvenir jusqu'à nous et ces objets sont donc invisibles ; néanmoins, l'univers observable s'agrandit par nature au cours du temps : le rayon de l'univers visible est ainsi une seconde-lumière plus grand chaque seconde ou de manière équivalente une année-lumière plus grand chaque année, et même plus en tenant compte de l'expansion de l'Univers.

Les objets les plus éloignés de l'univers observable sont également les plus jeunes et les plus proches du Big Bang, car ce sont ceux dont la lumière a mis le plus de temps à parvenir à l'observateur. Ils sont également perçus avec un décalage vers le rouge d'autant plus grand que l'objet est éloigné.

Forme

L'univers observable est défini comme tout ce qui est observable et mesurable, et la vitesse de la lumière étant la vitesse limite, tout ce qui est situé au-delà de l'horizon cosmologique ne peut être observé ni ne peut influencer ce qui peut être observé. Le principe cosmologique, ainsi désigné à la suite d'Edward A. Milne (1896-1950), énonce que l'Univers observable est, à grande échelle, homogène et isotrope. L'Univers étant globalement identique dans toutes les directions, les rayons lumineux provenant de toutes les directions parcourent a priori la même distance dans le même temps. L'univers observable à un instant donné est donc une boule dont l'observateur est le centre et dont le rayon est la distance parcourue par un signal lumineux pendant le temps d'existence de l'univers à cet instant^[1].

En pratique, l'univers observable s'est longtemps réduit à l'univers visible à l'œil nu. Il est aujourd'hui limité par la surface de dernière diffusion qui peut être définie, en première approximation, comme la région de l'espace d'où a été émis, environ 380 000 ans après le Big Bang, le rayonnement électromagnétique observé aujourd'hui, le fond diffus cosmologique. Son anisotropie a été cartographiée par COBE, WMAP puis Planck. Le fond cosmologique de neutrinos, prédit dès 1953^[2] par Ralph Alpher, James Follin et Robert Herman^[3], n'a pas été détecté. Quant au fond cosmologique d'ondes gravitationnelles, sa détection par la collaboration BICEP2^[4], annoncée le 17 mars 2014^[5], est contestée^[6]^,^[7]^,^[8]. D'autre part, certaines régions de l'univers visible ne sont pas observables. Il s'agit des régions situées au-delà de l'horizon des trous noirs astrophysiques tels que les trous noirs stellaires, résultant de l'effondrement gravitationnel d'étoiles massives, ou les trous noirs supermassifs, situés au centre de galaxies.

Perception

Ce que l'on peut observer et mesurer de l'Univers est une image de l'Univers, et non l'Univers réel tel qu'il existe au moment où il est observé. Cette image de l'Univers est sensiblement différente de l'Univers réel, et cette distorsion prend son origine dans le fait que la lumière se propage à vitesse finie, et de surcroît dans un Univers en expansion, ce qui amène un certain nombre d'effets :

L'univers observable paraît fini alors que l'Univers est au moins beaucoup plus vaste et potentiellement infini.
La lumière reçue des objets les plus lointains est décalée vers le rouge et devient de moins en moins visible et énergétique à mesure que l'objet est lointain. C'est une autre raison de la finitude de l'univers observable.
Les objets astronomiques apparaissent d'autant plus jeunes (par rapport au Big Bang) qu'ils sont éloignés.
La distance de l'objet à l'observateur au moment où sa lumière a été émise, et sa distance au moment où la lumière est reçue par celui-ci, peut être très différente. De plus, du fait de l'expansion de l'Univers, certains objets qui se trouvaient plus proches de l'observateur que d'autres lors de l'émission de la lumière paraissent à la réception en ordre inversé et plus éloignés. A l'extrême, la position de la zone ayant émis le fond diffus cosmologique actuellement observable était relativement proche (environ 40 millions d'années-lumière), bien plus proche que d'autres objets observables actuellement, qui étaient plus éloignés au moment de l'émission de leur lumière.

Finitude et évolution du rayon

Étant une boule de rayon fini, l'univers observable occupe un volume fini^[9] dans le temps et dans l'espace. Sa finitude résulte de ce que l'Univers a un âge fini et la lumière se propage dans le vide à une vitesse finie. Ce volume ne représente qu'une fraction de l'Univers dans son ensemble, qui est potentiellement infini si sa courbure est nulle. Les mesures du fond diffus cosmologique montrent que la courbure spatiale de l'univers est très faible ou nulle et suggèrent que l'univers observable ne représente qu'au plus 2% de l'Univers^[10]. Le rayon de l'univers observable s'agrandit continûment, du fait conjugué de l'expansion de l'univers et de la vitesse de la lumière. Mais les distances aux objets s'accroissent également du fait de l'expansion. L'accroissement du rayon permet-il de voir plus d'objets avec le temps ?

Le taux d'accroissement du rayon de l'horizon cosmologique est de^[11]

$\frac{dH_p}{dt}=H_p(z)H(z)+c$

Avec $H_p(z)$ la distance de l'horizon cosmologique au temps de regard vers le passé défini par le décalage vers le rouge z, $H(z)$ la constante de Hubble à ce même temps, et c la vitesse de la lumière. La formule est une fonction de z et non de t étant donné les difficultés de connaitre le temps de regard vers le passé en fonction de z.

$H_p(z)H(z)$ étant la vitesse de récession des objets situés sur l'horizon cosmologique, on déduit de cette formule que chaque seconde de temps qui s'écoule nous fait découvrir une profondeur d'espace nouvelle de 300 000 kilomètres au-delà des objets s'éloignant le plus rapidement, et de nouveaux objets entrent donc constamment dans l'univers observable pour ne plus jamais en sortir^[11]. Aujourd'hui, les objets les plus lointains s'éloignent à une vitesse de $3.409c$ et le rayon de l'univers observable de $4.409c$ , et à la fin des temps les objets les plus lointains s'éloigneront à une vitesse tendant vers l'infini, mais le rayon de l'univers observable les devancera toujours avec une vitesse c.

Taux d'accroissement de l'univers observable, à différents temps^[11].
	$z$	$t$ Temps de regard vers le passé	$\Omega_m(z)$ Densité de matière	$\Omega_\Lambda(z)$ Densité d'énergie	$H_p(z)$ Rayon de l'univers observable	$\frac{dH_p}{dt}$ Taux d'accroissement du rayon
Origine de l'univers	$\infty$	0	1	0	0	$3c$
Présent	0	$t_0$	0.278	0.722	$\frac {2.672c}{H_0 \sqrt {\Omega_{\Lambda 0}}}$	$4.409 c$
Fin des temps	-1	$\infty$	0	1	$\infty$	$\infty (+c)$

Il serait scientifiquement inconséquent d'ignorer la partie non observable de l'Univers sous prétexte que nous ne pouvons pas la voir. C'est toute la force des modèles théoriques de pouvoir appréhender l'Univers dans son ensemble alors que nous ne pouvons en voir qu'une partie. En effet, d'une part la position de l'observateur dans l'Univers n'a pas de conséquence particulière sur l'observation. Le principe copernicien, ainsi désigné en l'honneur de Nicolas Copernic (1473-1543) et selon lequel la Terre n'occupe pas de position privilégiée dans le Système solaire, a été confirmé et étendu au Soleil, dès 1609, par Johannes Kepler (1571-1630) puis généralisé, dès 1697, par Isaac Newton (1643-1727). Le résultat est le principe de médiocrité, ainsi désigné à la suite d'Alexander Vilenkin^[12] et selon lequel il n'existe, dans l'Univers observable, aucun point d'observation privilégié. D'autre part, le principe cosmologique, ainsi désigné à la suite d'Edward A. Milne (1896-1950), qui énonce que l'Univers observable est, à grande échelle, homogène et isotrope assure que les parties non observées de l'Univers sont, au même temps cosmique, probablement semblables à l'univers observé.

Décalage vers le rouge

Article détaillé : Décalage vers le rouge.

Regard vers le passé

Article détaillé : Temps de regard vers le passé.

HUDF-JD2, galaxie primordiale mise en évidence dans le cercle situé sur les trois agrandissements à droite de l'image. Son décalage vers le rouge est d'environ z=6,5, donnant un temps de regard vers le passé de 850 millions d'années après le Big Bang

Les objets lointains de l'univers observable n'apparaissent pas comme ils sont, au même temps cosmique que le moment de l'observation, mais comme ils étaient, au moment de l'émission de leur lumière. Plus les objets sont lointains, plus ils sont observés à un temps cosmique jeune, et l'objet astronomique qui apparait aujourd’hui le plus lointain est le quasar ULAS J1120+0641 qui apparait tel qu'il était 700 millions d'années après le Big Bang. Toutefois, au moment où il avait les caractéristiques aujourd’hui observées, ce n'était pas l'objet aujourd'hui observable le plus lointain de nous, loin de là.

L'appréciation de l'âge des objets observés par rapport au Big Bang n'est pas une chose facile, et constitue la recherche du temps de regard vers le passé. Ce temps n'est pas directement observé, et doit être déduit du décalage vers le rouge directement mesuré par rapport au décalage des raies spectrales du spectre électro-magnétique de l'objet observé. La conversion de ce décalage en temps cosmologique dépend du modèle cosmologique employé, ainsi que de la valeur de ses paramètres qui sont souvent mal connus.

Distance à l'émission et à la réception

Les objets astronomiques observés à de grands décalages vers le rouge sont, au même temps cosmique que l'observation, d'autant plus éloignés que leur décalage vers le rouge est grand. C'est la distance à la réception de la lumière, qui est plus grande que la vitesse de la lumière multipliée par l'âge de l'objet, étant donné l'expansion de l'univers. Nous ne pouvons pas savoir à quoi ressemblent ces objets à ce moment et à cette distance.

En revanche, nous voyons ces objets tels qu'ils étaient au moment de l'émission de leur lumière, où ils étaient à une distance différente de l'observateur, c'est la distance à l'émission. La distance à l'émission augmente avec le décalage vers le rouge pour les petits décalages, mais diminue pour les grands décalages^[13]. Dans un univers modélisé selon une métrique FLRW, le décalage vers le rouge limite, après lequel la distance à l'émission diminue est de z = 5/4 =1,25, représentant une distance d'à peu près 5 milliards d'années-lumière^[13]. Autrement dit, nous ne pouvons pas observer des objets qui étaient à plus de 5 milliards d'années-lumière de nous, au moment où ils étaient tels qu'ils apparaissent aujourd'hui. Le fond diffus cosmologique étant à un décalage vers le rouge très élevé, la partie de l'espace qui a généré ces photons était particulièrement proche de nous au moment de l'émission : environ 40 millions d'années-lumière.

Taille

L'âge d'Univers est aujourd'hui (juin 2014) estimé à environ 13,8 milliards d'années [13,798 (± 0,037) x 10⁹ ans^[14]]. La lumière émise par un astre ne peut pas avoir voyagé plus de 13,8 milliards d'années. Par conséquent la lumière issue des objets les plus éloignés que nous puissions détecter, à la limite de la partie observable de notre Univers, aura mis 13,8 milliards d'années pour nous parvenir. Pendant ce temps la lumière aura parcouru exactement 13,8 milliards d'années-lumière et par conséquent ce nombre fixe commodément la taille de la partie observable de notre Univers.

C'est une autre question de savoir à quelle distance géométrique se situent actuellement les objets dont nous recevons la lumière, 13,8 milliards d'années après qu'ils l'ont émise. Pour déterminer cette distance, il faut adopter un modèle d'univers et connaissant la vitesse d'expansion de l'espace en déduire la distance dont se sera éloigné l'objet considéré depuis l'émission des photons. Dans le cadre du modèle standard de la cosmologie la distance actuelle de l'horizon cosmologique est de l'ordre de 45 milliards d'années-lumière^{[réf. souhaitée]}.

Nous ne pouvons donc pas observer les objets situés sur l'horizon cosmologique à sa distance actuelle. Nous ne pouvons théoriquement observer les objets que jusqu'à la distance du fond diffus cosmologique, 300 000 années après le Big Bang, quand l'Univers s'était assez refroidi pour permettre aux électrons de se joindre aux noyaux atomiques, ce qui amena un arrêt à l'effet Compton des photons ambiants en permettant ainsi aux photons de survivre assez longtemps pour atteindre la Terre. Toutefois, il serait (théoriquement) possible d'extraire des informations d'avant cette époque, grâce à la détection des ondes gravitationnelles ou des neutrinos « fossiles ». Ces derniers n'ont pas encore été détectés, et on cherche à mettre en évidence les ondes gravitationnelles du Big-Bang, notamment par l'expérience BICEP, mais qui n'a pas donné de résultats concluants^[15].

Masse

Visualisation de l'univers observable en trois dimensions sur 93 milliards d'années-lumière (28 milliards de parsecs). L'échelle est telle que les légers grains de lumière représentent des regroupements de grands nombres de superamas. Le superamas de la Vierge où se trouve notre galaxie, la Voie lactée, est situé au centre, mais est trop petit pour être visible sur l'image.

Voici trois façons d'estimer en ordre de grandeur l'équivalent, en quantité de matière, de l'énergie présente dans la partie observable de notre Univers. Elles conduisent à un nombre total d'atomes de l'ordre de 10⁸⁰ en chiffres ronds.

L'horizon de notre Univers est situé actuellement à environ 40 milliards d'années-lumière. Si l'on néglige les effets de courbure de l'espace, le volume de l'espace visible représente : 4/3.π.R³ = 2×10⁸⁰ m³. La densité critique de l'Univers, pour une constante de Hubble égale à 75 (km/s)/Mpc, est de : 3.H²/(8.π.G) = 10⁻²⁶ kg/m³ ; soit environ 5 atomes d'hydrogène par mètre cube. En multipliant ceci par le volume de la partie visible de l'Univers, on obtient 10⁸¹ atomes d'hydrogène.
Une étoile typique « pèse » environ 2×10³⁰ kg (c'est la masse du Soleil), ce qui fait environ 10⁵⁷ atomes d'hydrogène par étoile. Une galaxie typique contient environ 400 milliards d'étoiles ce qui fait que chaque galaxie aurait en moyenne environ 1×10⁵⁷ × 4×10¹¹ = 4×10⁶⁸ atomes d'hydrogène. Il y aurait peut-être 80 milliards de galaxies dans la partie observable de notre Univers, ce qui fait finalement 4×10⁶⁸ × 8×10¹⁰ = 3×10⁷⁹ atomes d'hydrogène dans l'Univers.
Enfin une façon simple, plus rigoureuse et moins arbitraire d'estimer l'ordre de grandeur des quantités cherchées est de faire les calculs à partir des équations de Friedmann. Une application numérique pouvant être considérée comme une bonne première approximation de la réalité donne une densité actuelle de 5×10^-27 kg/m³ pour un volume total de l'Univers de 10⁸¹ m³ dont nous ne verrions que 20 %. Ces nombres conduisent à 10⁵⁴ kg de matière, c'est-à-dire à 5×10⁸⁰ atomes, dans la partie observable de notre Univers.

Objets les plus distants

À ce jour (septembre 2014), la galaxie la plus distante jamais observée serait z8 GND 5296 dont la découverte a été annoncée le 23 octobre 2013. Formée environ 700 millions d'années après le Big Bang, elle serait située à une distance comobile d'environ 30 milliards d'années-lumière du Système solaire^[16]^,^[17].

Les autres galaxies les plus distantes observées à ce jour seraient :

la galaxie MACS0647-JD dont la découverte a été annoncée le 15 novembre 2012^[18] ;
la galaxie UDFy-38135539, découverte en 2010, dont l'âge est estimé à environ 13,692 milliards d'années ;
la galaxie UDFj-39546284, découverte en 2011, dont l'âge est estimé à environ 13,2 milliards d'années ;
les galaxies de l'amas galactique Abell 2218, découvert en 2001, dont l'âge est estimé à environ 13 milliards d'années.

Liens externes

Taille de l'univers — Astronoo

Notes et références

↑ Edgard Gunzig, Que faisiez-vous avant le Big Bang ?, Paris, Odile Jacob, coll. « Sciences »,‎ mars 2008, 22 cm, 327 p. (ISBN 978-2-7381-2057-1, OCLC 318824977, notice BnF n^o FRBNF41254893), p. 241 (lire en ligne)
↑ Julien Lesgourgues, « Invisible témoin du Big Bang », La Recherche, n^o 402,‎ novembre 2006, p. 43 (lire en ligne)
↑ (en) Ralph A. Alpher, James W. Follin Jr. et Robert C. Herman, « Physical Conditions in the Initial Stages of the Expanding Universe », Physical Review, 2^e série, vol. 92, n^o 6,‎ 15 décembre 1953, p. 1347-1361 (OCLC 179596566, DOI 10.1103/PhysRev.92.1347)
↑ (en) P. A. R. Ade et al. (collaboration BICEP2), « Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2 », Physical Review Letters, vol. 112, n^o 24,‎ juin 2014 (DOI 10.1103/PhysRevLett.112.241101, Bibcode 2014PhRvL.112x1101A, arXiv 1403.3985)
↑ (en) Ron Cowen, « Telescope captures view of gravitational waves », Nature, vol. 507, n^o 7492,‎ 20 mars 2014, p. 281-283 (lire en ligne [PDF])
↑ (en) Ron Cowen, « ‘No evidence for or against gravitational waves’ », Nature News,‎ 29 mai 2014 (lire en ligne)
↑ (en) Michael J. Mortonson et Uroš Seljak, « A joint analysis of Planck and BICEP2 B modes including dust polarization uncertainty », arXiv,‎ 22 mai 2014 (Bibcode 2014arXiv1405.5857M, arXiv 1405.5857, lire en ligne [PDF])
↑ (en) Raphael Flauger, J. Colin Hill et David N. Spergel, « Toward an understanding of foreground emission in the BICEP2 region », Journal of Cosmology and Astroparticle Physics (en), n^o 8,‎ août 2014 (DOI 10.1088/1475-7516/2014/08/039, Bibcode 2014JCAP...08..039F, arXiv 1405.7351, lire en ligne [PDF])
↑ Entrée « Univers », dans Richard Taillet, Pascal Febvre et Loïc Villain, Dictionnaire de physique, Bruxelles, De Boeck Université,‎ 2009 (2^e éd.), 24 cm, XII-741 p. (ISBN 978-2-8041-0248-7, OCLC 632092205, notice BnF n^o FRBNF42122945), p. 567 (lire en ligne)
↑ Gorbunov, Rubakov Introduction to the Theory of the Early Universe World Scientific, 2011, p. 71
1 2 3 Berta Margalef-Bentabol, Juan Margalef-Bentabol et Jordi Cepa, « Evolution of the cosmological horizons in a universe with countably infinitely many state equations », Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, vol. 2013, n^o 02,‎ 8 février 2013 (DOI 10.1088/1475-7516/2013/02/015, Bibcode 2013JCAP...02..015M, arXiv 1302.2186, lire en ligne)
↑ (en) Alexander Vilenkin, « Predictions from quantum cosmology », Physical Review Letters, vol. 74, n^o 6,‎ 6 février 1995, p. 846-849 (DOI 10.1103/PhysRevLett.74.846, Bibcode 1995PhRvL..74..846V)
1 2 Edward Harrison Cosmology - The Science of the Universe 2nd Edition. Cambridge University Press 2000. pp. 444-446
↑ (en) Peter A. R. Ade et al. (collaboration Planck), « Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results », arXiv,‎ 2014 (DOI 10.1051/0004, Bibcode 2013arXiv1303.5062P, lire en ligne [PDF])
↑ Les ondes du big-bang s’évaporent, Libération
↑ (en) Dominik A. Riechers, « Astronomy: New distance record for galaxies », Nature, vol. 502, n^o 7472,‎ 24 octobre 2013, p. 459-460 (DOI 10.1038/502459a)
↑ (en) S. L. Finkelstein et al., « A galaxy rapidly forming stars 700 million years after the Big Bang at redshift 7.51 », Nature, vol. 502, n^o 7472,‎ 24 octobre 2013, p. 524-527 (DOI 10.1038/nature12657, Bibcode 2013Natur.502..524F, arXiv 1310.6031, lire en ligne [PDF])
Les coateurs de l'article sont, outre S. L. Finkelstein : C. Papovich, M. Dickinson, M. Song, V. Tilvi, A. M. Koekemoer, K. D. Finkelstein, B. Mobasher, H. C. Ferguson, M. Giavalisco, N. Reddy, M. L. N. Ashby, A. Dekel, G. G. Fazio, A. Fontana, N. A. Grogin, J.-S. Huang, D. Kocevski, M. Rafelski, B. J. Weiner et S. P. Willner.
↑ (en) Dan Coe, « Three strongly lensed images of a candidate z ~ 11 galaxy », Astrophysical Journal, vol. 762, n^o 1,‎ janvier 2013, p. 32 (DOI 10.1088/0004-637X/762/1/32, Bibcode 2013ApJ...762...32C, arXiv 1211.3663, lire en ligne)
Les coauteurs de l'article sont, outre Dan Coe : Adi Zitrin, Mauricio Carrasco, Xinwen Shu, Wei Zheng, Marc Postman, Larry Bradley, Anton Koekemoer, Rychard Bouwens, Tom Broadhurst, Anna Monna, Ole Host, Leonidas A. Moustakas, Holland Ford, John Moustakas, Arjen van der Wel, Megan Donahue, Steven A. Rodney, Narciso Benitez, Stephanie Jouvel, Stella Seitz, Daniel D. Kelson et Piero Rosati.

(en) P. A. R. Ade et al. (Collaboration Planck), « Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters », arXiv,‎ mars 2013 (Bibcode 2013arXiv1303.5076P, arXiv 1303.5076, lire en ligne [PDF])
La version en ligne est la version révisée du 20 mars 2014.
(en) Tamara M. Davis et Charles H. Lineweaver, « Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the Universe », Publications of the Astronomical Society of Australia, vol. 21, n^o 1,‎ 2004, p. 97-109 (DOI 10.1071/AS03040, Bibcode 2004PASA...21...97D, arXiv astro-ph/0310808, lire en ligne [PDF])
La version en ligne est le version révisée du 13 novembre 2003.

Portail de la cosmologie
Portail de l’astronomie

This article is issued from Wikipédia - version of the Wednesday, September 09, 2015. The text is available under the Creative Commons Attribution/Share Alike but additional terms may apply for the media files.