Mesure des distances en cosmologie

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En cosmologie physique, la mesure des distances cosmologiques consiste à fournir la valeur d'une distance - ou un équivalent - entre deux objets ou évènements de l'Univers. On utilise souvent les mesures pour lier des quantités observables telles que la luminosité d'un quasar éloigné, le décalage vers le rouge d'une galaxie ou encore la dimension angulaire des pics acoustiques du spectre du fond diffus cosmologique, à une autre quantité qui n'est pas directement observable, mais est plus facile à calculer telles que les coordonnées comobiles des quasars, des galaxies, etc. La mesure des distances ainsi considérée se réduit finalement à la notion commune de distance euclidienne, donc à faible décalage vers le rouge.

Conformément à l'avancement de la cosmologie, on calcule ces mesures dans le contexte de la Relativité générale, dans lequel c'est la métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker qui décrit l'Univers.

Types de mesures des distances[modifier | modifier le code]

  • Distance en diamètre angulaire : la distance en diamètre angulaire constitue une bonne indication (spécialement dans un univers plat) de la proximité à laquelle se trouvait un objet astronomique lorsqu'il a émis la lumière vue par un observateur terrestre.
  • Distance comobile : la distance entre deux points mesurée le long d'un chemin défini selon le temps cosmologique présent.
  • La distance de voyage de la lumière : distance égale au temps de voyage de la lumière multiplié par la vitesse de la lumière. Pour des valeurs supérieures à deux milliards d' années-lumière, cette valeur n'est plus égale à la distance comobile ou à la distance de diamètre angulaire du fait de l'expansion de l'univers[1].
  • La loi de Hubble "naïve", qui pose z = H_0 \frac d c, où H0 représente la constante de Hubble actuelle, z, le décalage vers le rouge de l'objet, c, la vitesse de la lumière, et d la "distance".

Comparaison des mesures de distances[modifier | modifier le code]

Comparaison des mesures de distances cosmologiques, du décalage vers rouge z=0 jusqu'à z=0,5. La cosmologie sous-jacente retient les paramètres suivants : * le paramètre de Hubble H = 72/km.s-1.Mpc-1 ; * Ωlambda = 0.732, * Ωmatière = 0.266, * Ωradiation = 0.266/3454, * et Ωk choisi en sorte que la somme des paramètres Omega soit égale à 1.
  • la distance de voyage de la lumière est égale à la vitesse de la lumière multipliée par l'intervalle de temps cosmologique, c'est-à-dire l'intégrale de c dt alors que la distance comobile est égale à l'intégrale de c dt /a( t ).
  • dL distance de luminosité ;
  • dpm distance de mouvement propre :
    • appelée distance de dimension angulaire par James Peebles en 1993, mais ne doit pas être confondue avec la distance de diamètre angulaire[2]
    • parfois appelée distance coordonnée  ;
    • parfois dpm est appelée distance de diamètre angulaire;

Les trois dernières mesures sont liées par la relation :
da = dpm / (1 + z) = dL /(1 + z)2,
- où z correspond au décalage vers le rouge.

  • Si et seulement si la courbure est nulle, la distance de mouvement propre et la distance comobile sont identiques, c'est-à-dire  :d_{\mbox{pm}} =\chi.
  • Pour une courbure négative :

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

  • alors que pour une courbure positive :

d_{\mbox{pm}} = R_C \sin {\chi \over R_C},
R_C est la valeur absolue du rayon de courbure.

Une formule pratique d'intégration numérique de d_{p} à un décalage vers le rouge z pour des valeurs arbitraire de paramètre de densité de matière \Omega_m, la constante cosmologique \Omega_\Lambda, et le paramètre de la quintessence w est :
 d_p \equiv \chi(z) = {c \over H_0} \int^{a'=1}_{a'=1/(1+z)} {\mbox{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 la constante de Hubble.

Comparaison des mesures de distance cosmologiques, depuis un décalage vers le rouge de zéro jusqu'à 10000 correspondant à l'époque de l'équivalence matière/rayonnement. La cosmologie sous-jacente retient les paramètres suivants : * le paramètre de Hubble égal à 72/km/s/Mpc, * Omega lambda = 0.732, * Omega matière = 0.266, * Omega radiation = 0.266/3454, * et Omega_k choisi en sorte que la somme des paramètres Omega soit égale à 1.

L'utilisation des fonctions sinus et sinh permet d'obtenir la distance de mouvement propre dpm à partir de dp.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. Sur la taille de l'unvivers visible, voir également l'article de l'encyclopédie anglaise traitant erreurs conceptuelles (en)
  2. (en)SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service, sur le site u-strasbg.fr

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Bibiligrpahie[modifier | modifier le code]

  • P. J. E. Peebles, Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press (1993)
  • Scott Dodelson, Modern Cosmology. Academic Press (2003).

Liens externes[modifier | modifier le code]