Distance comobile

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La distance comobile est une caractérisation de la distance séparant deux objets astronomiques en faisant abstraction de l'expansion de l'univers, c'est-à-dire en utilisant une unité de longueur qui suit l'expansion de l'univers.

Explications[modifier | modifier le code]

La relativité générale est une théorie locale, qui modélise la gravitation, ce qui manque dans la relativité restreinte. L'espace y est une variété riemannienne dont la courbure locale est reliée à la gravitation. La variété elle-même est globale.

Dans le contexte de la relativité générale, le postulat de Weyl est qu'un cadre de référence favorisé de l'espace-temps peut être défini et avoir un sens physique. La notion la plus courante qui permet d'implémenter cette notion est celle de coordonnées comobiles, où le référentiel spatial est attaché aux positions (spatiales) moyennes des galaxies (ou de n'importe quel gros morceau de matière qui se déplace plutôt lentement).

Dans ce choix de coordonnées, l'on peut ignorer à la fois le temps et l'expansion de l'Univers pour se concentrer sur la forme de l'espace (ou plus formellement, d'une hypersurface spatiale à temps cosmologique constant).

L'espace dans les coordonnées comobiles est (en moyenne) statique. Ceci est parfaitement cohérent avec le fait que l'Univers s'étend. Un choix de coordonnées n'est qu'un choix d'étiquettes numériques. Il arrive que, selon le modèle standard du Big Bang, un certain choix pour coller ces étiquettes existe tel qu'il est très pratique et pour les calculs formels, et pour penser de l'Univers comme objet statique. Pour revenir à l'expansion très réelle de celui-ci, il suffit de se rappeler le facteur d'échelle.

Ainsi, il y a aussi le temps cosmique qui, pour l'observateur sur un point spatial fixe en coordonnées comobiles est identique à sa mesure locale du temps.

La distance comobile est donc la distance en coordonnées comobiles entre deux points dans l'espace, au même point du temps cosmique :

 \chi = \int_{t}^{t_0} { c \; \mbox{d} t' \over a(t')}

a(t') est le facteur d'échelle. Il faudrait éviter ici un mot comme simultanément, parce que tout en ayant un sens global, le temps cosmologique n'est pas identique au temps.

Mots équivalents[modifier | modifier le code]

  • Certains livres utilisent le symbole \chi pour la distance comobile.
  • Weinberg (1972) utilise le terme distance propre [1] pour la distance comobile.

La distance comobile existe-t-elle réellement ?[modifier | modifier le code]

La distance comobile et le temps cosmique existent en tant que composante du modèle standard du Big Bang.

Pourtant, tandis que le temps cosmique est égal au temps mesuré localement pour un observateur dans un lieu spatial fixe, la distance comobile n'est pas, en général, égale à une distance physiquement subie par une particule se déplaçant plus lentement ou à une vitesse égale à celle de la lumière.

Si on divise une distance comobile par le temps cosmologique actuel (l'âge de l'Univers) et on appelle le résultat « la vitesse », alors les « vitesses » des « galaxies » proches de l'horizon des particules ou au-delà de l'horizon peuvent être plus grandes que la vitesse de la lumière.

Cela est le paradoxe de la phrase ambiguë l'espace s'étend plus rapidement que la vitesse de la lumière. Une reécriture de la phrase de façon plus claire est celle-ci :

Pour une « galaxie » proche de ou au-delà de l'horizon, sa « vitesse », définie comme la distance comobile entre celle-ci et l'observateur divisée par le temps cosmologique actuel, peut être plus grande que la vitesse de la lumière.


Cette phrase, d'un point de vue strictement empirique (dans le sens où un objet caché dans une boîte n'existe pas, cf. Bertrand Russell), soulève nombreux problèmes :

  • Une « galaxie » distante vers l'horizon est vue lointaine dans le passé, lorsqu'elle n'a été qu'un tas d'hydrogène, mélangé avec un peu d'hélium, légèrement plus dense que dans les alentours, et il est peu probable que les étoiles soient déjà formées ; cette galaxie est alors, empiriquement, impossible à observer.
  • De plus, une « galaxie » au-delà de l'horizon ne pourra être observée que dans le futur (par exemple, dans 5 milliards d'années au futur), ce qui est encore incohérent avec un point de vue strictement empirique.
  • Si on pense à la distance à la « galaxie » qui est définie en suivant le chemin des photons entre la galaxie et l'observateur, on ne peut pas le faire pour une « galaxie » au-delà de l'horizon, parce que le chemin n'arrive pas à l'observateur : c'est la définition de l'horizon. Par contre, pour une « galaxie » à l'intérieur de l'horizon, quoique très proche de celui-ci, l'usage de la même définition de distance suivant-le-voyage-du-photon peut se faire, mais la vitesse ainsi obtenue est toujours moindre que la vitesse de la lumière.

Pour des raisons semblables à celles du paradoxe des vitesses supraluminaires, certains voient la distance comobile comme une construction uniquement théorique dénuée de sens physique. Néanmoins, ce point de vue revient à affirmer que le modèle standard du Big Bang est également dénué de sens, car les coordonnées comobiles en sont un élément fondamental.

Autres distances utiles dans la cosmologie[modifier | modifier le code]

Les trois dernières sont liées par :

da = dpm / (1 + z) = dL /(1 + z)2

z est le décalage vers le rouge.

Si et seulement si la courbure est nulle, alors la distance de mouvement propre et la distance comobiles sont identiques, c.a.d. d_\mathrm{pm} =\chi.

Pour une courbure négative,

d_\mathrm{pm} = R_C \sinh {\chi \over R_C},

tandis que pour une courbure positive,

d_\mathrm{pm} = R_C \sin {\chi \over R_C},

R_C est la (valeur absolue) du rayon de courbure.

Pour numériquement intégrer d_p de l'observateur jusqu'à un décalage vers le rouge z pour des valeurs arbitraires du paramètre de densité de la matière \Omega_m, de la constante cosmologique \Omega_\Lambda, et du paramètre de la quintessence w est

 d_p \equiv \chi(z) = {c \over H_0} \int^{a'=1}_{a'=1/(1+z)} {\mathrm{d}a \over a \sqrt{ \Omega_m /a - (\Omega_m + \Omega_\Lambda -1) + \Omega_\Lambda a^{-(1+3w)} } },

c est la vitesse de la lumière et H0 est la constante de Hubble.

En utilisant des fonctions sin et sinh, la distance de mouvement propre dpm peut être obtenue de dp.

Distances utiles sur petites échelles — galaxie ou amas de galaxies[modifier | modifier le code]

La distance ordinaire, telle que subie par des particules se déplaçant moins vite que ou à la vitesse de la lumière, est la distance comobile multipliée par la valeur du facteur d'échelle à l'époque cosmologique étudiée.

Parmi d'autres noms pour celle-ci sont :

  • distance physique - mais une faiblesse de ce terme est qu'il suggère que la distance comobile est moins physique que la distance ordinaire.
  • distance propre - ce qui pourrait induire pas mal de confusion (voir au-dessus), mais le terme est correct si le calcul est fait à l'époque correspondant à l'objet étudié.

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Article connexe[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]