Grandeur de l’univers Luc Rousse Mai 2017

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1 Grandeur de l’univers Luc Rousse Mai 2017
‘’Deux choses sont infinies : l’Univers et la bêtise humaine. Mais, en ce qui concerne l’Univers, je n’en ai pas encore acquis la certitude absolue.’’ Albert Einstein Luc Rousse Mai 2017

2 Big Bang - Modèle standard

3 Univers observable Sphère de Hubble diamètre 27,6 Mla Al
Horizon Cosmologique diamètre 92 Mla Al Terre 46 Mla Univers observable parait fini mais est plus vaste voire infini La lumière des objets lointains est décalées vers le rouge Plus ils sont éloignés plus ils sont jeunes 13,8 Mla Certains prétendent que l’univers observable ne représente que2 % de tout l’univers.

4 Que d’horizon ! Horizon cosmologique est défini par analogie à l‘horizon terrestre. De même que la courbure de la terre limite la vision de celle-ci depuis un point fixe sur sa surface, la taille de l'univers et la vitesse de déplacement de la lumière puis son affaiblissement progressif, (même avec la présence de "lentilles gravitationnelles"), font qu'il est impossible de voir certains objets trop éloignés. Il nous est donc possible de voir que les objets dont la lumière aura voyagé pendant moins de 13,7 milliards d'années. l'univers est ainsi partagé entre une partie visible (la plus proche) et une partie invisible (la plus éloignée), la limite entre les deux zones constituant l'horizon cosmologique. Horizon des particules concerne le passé. Il répond à la question : à quelle distance comobile se trouve la particule la plus lointaine ayant pu causalement affecter l'endroit où je me trouve aujourd'hui ? Dit autrement, quelle est la distance (actuelle) d'une source ayant envoyé un photon dans ma direction à l'instant zéro et que je reçois aujourd'hui ? Horizon des évènements concerne le futur : jusqu'à quelle distance comobile un événement situé à l'endroit où je me trouve pourra influer sur un événement dans l'univers ? Dit autrement, à quelle distance maximale (actuelle) se situe la cible qui recevra à l'infini des temps le photon que j'émets aujourd'hui dans sa direction ? On prend exactement la même expression que pour l'horizon des particules, en changeant simplement les borne d'intégrations. Au lieu d'intégrer du début de l'univers jusqu'à maintenant, on va intégrer de maintenant jusqu'à la fin de l'univers :

5 Que d’horizon ! Sphère de Hubble correspond à l'échelle de longueur caractéristique de la portion observable d'un univers en expansion. Autrement dit la taille de l’univers observable est du même ordre de grandeur que le rayon de Hubble. Le mur de Planck n 'est pas le moment du big bang , mais suit le big bang. Ce 'mur' ou cette 'ère' désigne la période de l'histoire de l'Univers au cours de laquelle les quatre interactions fondamentales (électromagnétisme, interaction faible, interaction forte et gravitation) étaient unifiées, c'est-à-dire qu’elles s'appliquaient en même temps, ce qui empêche de la décrire à l'aide de la relativité générale ou de la physique quantique, puisque ces théories sont incomplètes et ne sont valables que quand la gravitation et les effets quantiques peuvent être étudiés séparément.

6 Loi de Hubble – Vitesse de l’expansion
La loi de Hubble énonce que les galaxies s'éloignent les unes des autres à une vitesse approximativement proportionnelle à leur distance. Autrement dit, plus une galaxie est loin de nous, plus elle semble s'éloigner rapidement. Cette vitesse est dite constante de Hubble.  Estimation de la constante de Hubble -H0 = 71 km/s/Mpc signifie qu'une galaxie située à 1 Mpc de l'observateur s'éloigne à une vitesse de 71 km/s. Une galaxie située à 10 Mpc s'éloigne à une vitesse de 710 km/s, etc. Une galaxie située à plus de Mpc s'éloigne donc à une vitesse supérieure à la vitesse de la lumière. Ceci indique que l'interprétation en terme de mouvement des galaxies dans l'espace devient impropre à grande distance. La relativité générale explique qu'il faut considérer que l'on est en présence d'une expansion de l'espace lui-même.   L'inverse de H0 est appelé le « temps de Hubble »   Si l'on connaît la vitesse d'une voiture (par exemple 60 km/h), et si on peut mesurer sa distance (1 km), on sait calculer depuis combien de temps elle roule (1 mn). De même, connaissant la vitesse cosmologique et la distance d'une galaxie, on peut en déduire depuis combien de temps elle est en expansion, c'est-à-dire l'âge de l'univers. Cet âge est en fait le rapport de la distance sur la vitesse, soit l'inverse de la constante de Hubble (le « temps de Hubble »). Avec H0 = 71 km/s/Mpc, l'âge de l'univers ainsi calculé est de 13,7 milliards d'années    Note parsec = 3,26 al. 1 mpc = 1 milion de parsec soit al

7 Redshift cosmologique
La vitesse d’expansion émanent de la loi de Hubble n’est pas attribuable à un déplacement des objets dans l’espace mais bien à la dilatation de l’espace lui-même. C’est donc un phénomène de relativité générale et non un phénomène de relativité restreinte dans laquelle la vitesse de la lumière dans le vide est une limite infranchissable. C’est pour cette raison que deux points de l’espace peuvent s’éloigner l’un de l’autre plus vite que la lumière tel qu’en témoigne l’analyse spectrale et le décalage vers le rouge des objets lointains. Le décalage vers le rouge (Redshift en anglais) est donc un phénomène astronomique de décalage vers les grandes longueurs d’onde des raies spectrales et de l'ensemble du spectre, ce qui se traduit par un décalage vers le rouge pour le spectre visible observé parmi les objets astronomiques lointains. Il s’agit d’un phénomène bien documenté, considéré comme la preuve initiale de l’expansion de l’univers et du modèle cosmologique dominant. Le Redshift permet de calculer le temps de regard vers le passé (lookback time) soit une estimation du moment depuis lequel a été émise la lumière d'un objet astronomique lointain, calculé en fonction de son décalage cosmologique. C'est une estimation de l'âge de l'objet, exprimé en temps cosmique. Par simple conversion en années lumières cette valeur permet de connaitre la distance parcourue par la lumière entre cet objet et la Terre. Un décalage vers le rouge de Z signifie que la longueur de la lumière émise par l'objet a été multipliée par le facteur Z+1 , notamment par l’expansion de l’univers. Un objet très proche aura donc un décalage vers le rouge proche de 0. Le décalage vers le rouge est une valeur objective mesurée par spectroscopie.

8 Temps de regard vers le passé

9 Les distances dans l’univers
Posons le problème de la définition de la distance dans un univers en expansion : Deux galaxies se trouvent proches l'une de l'autre lorsque l'univers n'est âgé que d'un milliard d'années. La première galaxie émet une impulsion lumineuse. La seconde galaxie ne reçoit pas l'impulsion avant que l'univers n'ait 13,8 milliards d'années. Pendant ce temps, les galaxies se sont séparées de27,6 milliards d'années lumière ; l'impulsion lumineuse a voyagé pendant 13,8 milliards d'années les habitants de la seconde galaxie voient la première telle qu'elle était quand elle n'avait qu'un milliard d'années et qu'elle se trouvait à 2 milliards d'années lumière. Il y a donc quatre échelles de distance communément utilisées en cosmologie : (1) Distance de Luminosité - DL (2) Distance Angulaire - DA (3) Distance Comobile - DC (4) Distance Propre de Propagation des Photons - DLT

10 Explications types de distances
(1) Distance de Luminosité - DL Dans un univers en expansion, les galaxies lointaines sont beaucoup moins lumineuses que ce à quoi on pourrait s'attendre parce que la lumière émise se répartit sur une surface supérieure à celle d'une sphère (ce qui équivaut à une dilatation du temps). C'est pourquoi il faut d'énormes télescopes pour voir les galaxies les plus lointaines. Les galaxies les plus lointaines visibles au travers du télescope spatial Hubble sont si faibles qu'elles apparaissent comme si elles se trouvaient à 350 milliards d'années lumière, même si en réalité elles sont beaucoup plus près. La distance de luminosité n'est pas une échelle de distance réaliste mais elle est utile pour déterminer comment nous apparaissent les galaxies les plus distantes. (2) Distance Angulaire - DA Dans un univers en expansion, nous voyons les galaxies qui se trouvent près du bord de l'univers visible lorsqu'elles étaient très jeunes, il y a près de 14 milliards d'années, parce que c'est le temps qu'il a fallu à la lumière pour nous parvenir. Cependant, ces galaxies bien que très jeunes, se trouvaient également beaucoup plus proches de nous. Les plus lointaines galaxies visibles avec le télescope spatial Hubble ne se trouvaient qu'à quelques milliards d'années lumière de nous lorsqu'elles ont émis leur lumière. Ceci a pour conséquence que ces galaxies très lointaines apparaissent plus grandes que ce qu'on peut penser, comme si elles ne se trouvaient qu'à 3 milliards d'années lumière (mais elles sont aussi très peu lumineuses - voir la Distance de Luminosité). La distance angulaire est un indicateur de l'éloignement réel de la galaxie lorsqu'elle a émis la lumière que nous voyons maintenant.

11 Explications types de distances
(3) Distance Comobile – DC La distance comobile est l'échelle de distance qui s'étend avec l'univers. Elle nous dit où se trouvent maintenant les galaxies, même si nous voyons l'univers alors qu'il était beaucoup plus jeune et petit. Avec cette échelle, le bord extrème de l'univers visible se situe maintenant à 47 milliards d'années lumière. Les galaxies les plus lointaines visibles par le télescope spatial Hubble se trouvent actuellement à 32 milliards d'années lumière. La distance comobile est l'opposée de la distance angulaire - elle nous renseigne sur la position actuelle des galaxies plutôt qu'au moment où elles ont émis la lumière que nous voyons maintenant. (4) Distance Propre de Propagation des Photons – DLT La distance propre des photons représente le temps mis par la lumière des galaxies lointaines pour nous atteindre. Voilà ce que veut dire l'expression "l'univers a un rayon de 14 milliards d'années lumière" - c'est juste une façon de dire que notre univers est agé d'environ 14 milliards d'années, et que la lumière de sources plus lointaines n'a pas encore eu le temps de nous parvenir. La distance propre des photons est plus une mesure de temps qu'une mesure de distance. Elle est surtout utile parce qu'elle nous indique de combien de temps date la vue de la galaxie que nous regardons. Pour les petites distances (en dessous d'environ 2 milliards d'années lumière) les quatre échelles de distance convergent et deviennent identiques, il est donc plus facile de définir les distances des galaxies dans l'univers local proche de nous.

12 Dimension de l’univers
La théorie de la relativité générale d’Einstein nous apprend que l’espace-temps peut se déformer comme une membrane, et que l’espace est en expansion. Elle convient à l’idée que notre univers est une sorte de bulle de taille finie qui gonfle, aussi bien qu’avec l’idée que celui-ci était déjà de taille infinie au moment où a commencé son expansion. ‘’Deux choses sont infinies : l’Univers et la bêtise humaine. Mais, en ce qui concerne l’Univers, je n’en ai pas encore acquis la certitude absolue.’’ Albert Einstein - On estime aujourd’hui l’univers observable à 92 milliards d’années lumières de diamètre. On le croit certainement plus grand sans pouvoir le mesurer due à l’horizon cosmologique et des particules -Einstein n'aimait pas l'idée de l'univers infini et encore moins celle d'un univers en expansion (c'est d'ailleurs pour cela qu'il a inventé la « constante cosmologique » Les premiers modèles d'univers qu'Einstein a présentés se situent dans des espaces finis. Plus tard, informé des observations de Hubble et de l'expansion de l'univers, il est revenu sur ses choix initiaux. - L’infinité de l’espace ne pourra jamais être confirmée ni infirmée par une quelconque mesure Physique - Certains astrophysiciens contemporains le croit fini (Stephen Hawking, Jen-Pierre Luminet) d’autre tel que Roger Penrose le croit infini - On commence à avoir des théories qui permettent d'imaginer certains modèles dans lesquels l'espace est fini mais n'a pas de bords. Cette surface n'a pas de bord car lorsque le personnage atteint un des côtés, il réapparaît de l'autre.

13 Géométrie de l’univers
En ce début du XXI siècle nos observations montrent que la forme et environ plate tout comme la terre est plus ou moins plate sur les échelles de quelques milliers de kilomètres .À ce jour nous ne savons toujours pas quelle est la topologie de l’univers. Une analyse récente des données du satellite WMAP suggérerait un univers dont la forme Serait celui d’un espace dodécaédrique de Poincaré d’extension spatiale finie mais sans bord. On parle parfois d’un univers chiffonné. Trois formes possibles de l’univers en Le modèle le plus probable en 2016 était celui de l'Univers plat L'espace dodécaédrique de Poincaré. Chaque fois que l'on sort par une face de couleur, on rentre par la face opposée

14 Merci de votre attention !