Univers observable

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Représentation à l'échelle logarithmique de l'univers observable avec, au centre, le Système solaire, et au fur et à mesure que 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 sphère 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 située ailleurs dans l'univers n'auront pas la même sphère 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 éloignées 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 de l'univers observable[modifier | modifier le code]

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 sphère 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].

Étant une sphère de rayon fini, l'univers observable occupe un volume fini[2] 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. Des mesures récentes, interprétées dans le modèle ΛCDM, suggèrent que l'Univers observable ne représente qu'au plus 2% de l'Univers[réf. souhaitée].

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[3] par Ralph Alpher, James Follin et Robert Herman[4], n'a pas été détecté. Quant au fond cosmologique d'ondes gravitationnelles, sa détection par la collaboration BICEP2[5], annoncée le 17 mars 2014[6], est contestée[7],[8],[9].

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.

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. D'ailleurs la lumière voyageant à la vitesse de 300 000 kilomètres par seconde, chaque seconde de temps qui s'écoule nous fait découvrir une profondeur d'espace nouvelle de 300 000 kilomètres. Cependant, on ne pourra jamais voir la matière qui se trouve à plus de 45 milliards d'années-lumière (rayon de l'univers observable) de la Terre, car l'univers s'étend plus vite entre nous et cette matière que ne se déplace la lumière. En fait, toute la matière qui est en ce moment située à plus de 14 milliards d'années-lumière ne sera jamais observable depuis la Terre compte tenu de la vitesse d'expansion actuelle. Sachant que l'expansion accélère continuellement, même la matière plus près de nous finira par sortir de l'horizon cosmologique. Appréhender la seule partie observable de l'Univers n'est pas appréhender la réalité de l'Univers dans son ensemble.

Perception de l'univers observable[modifier | modifier le code]

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 vitesse de la lumière est finie, et que de plus elle se déplace 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.
  • 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, est 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 objet observables actuellement, qui étaient plus éloignés au moment de l'émission de leur lumière.
  • 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.

Taille de l'univers observable[modifier | modifier le code]

L'âge d'Univers est aujourd'hui (juin 2014) estimé à environ 13,8 milliards d'années [13,798 (± 0,037) x 109 ans[10]]. 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, mais les ondes gravitationnelles l'ont été le 17 mars 2014[11].

Masse de l'univers observable[modifier | modifier le code]

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.

  1. 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.
  2. 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.
  3. 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[modifier | modifier le code]

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[12],[13].

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[14] ;
  • 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.

Absence d'observateur privilégié[modifier | modifier le code]

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[15] et selon lequel il n'existe, dans l'Univers observable, aucun point d'observation privilégié. Ce principe est relié au 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. L'homogénéité et l'isotropie de l'Univers observable n'est que spatiale : le principe cosmologique parfait, hypothèse proposée par Fred Hoyle, Thomas Gold et Hermann Bondi et selon laquelle l'Univers observable serait stationnaire et, dès lors, homogène et isotrope dans le temps, a été abandonnée.

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. 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 no FRBNF41254893), p. 241 (lire en ligne)
  2. Entrée « Univers », dans Richard Taillet, Pascal Febvre et Loïc Villain, Dictionnaire de physique, Bruxelles, De Boeck Université,‎ 2009 (2e éd.), 24 cm, XII-741 p. (ISBN 978-2-8041-0248-7, OCLC 632092205, notice BnF no FRBNF42122945), p. 567 (lire en ligne)
  3. Julien Lesgourgues, « Invisible témoin du Big Bang », La Recherche, no 402,‎ novembre 2006, p. 43 (lire en ligne)
  4. (en) Ralph A. Alpher, James W. Follin Jr. et Robert C. Herman, « Physical Conditions in the Initial Stages of the Expanding Universe », Physical Review, 2e série, vol. 92, no 6,‎ 15 décembre 1953, p. 1347-1361 (OCLC 179596566, DOI 10.1103/PhysRev.92.1347)
  5. (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, no 24,‎ juin 2014 (DOI 10.1103/PhysRevLett.112.241101, Bibcode 2014PhRvL.112x1101A, arXiv 1403.3985)
  6. (en) Ron Cowen, « Telescope captures view of gravitational waves », Nature, vol. 507, no 7492,‎ 20 mars 2014, p. 281-283 (lire en ligne [PDF])
  7. (en) Ron Cowen, « ‘No evidence for or against gravitational waves’ », Nature News,‎ 29 mai 2014 (lire en ligne)
  8. (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])
  9. (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, no 8,‎ août 2014 (DOI 10.1088/1475-7516/2014/08/039, Bibcode 2014JCAP...08..039F, arXiv 1405.7351, lire en ligne [PDF])
  10. (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])
  11. http://www.scientificamerican.com/article/gravity-waves-cmb-b-mode-polarization/
  12. (en) Dominik A. Riechers, « Astronomy: New distance record for galaxies », Nature, vol. 502, no 7472,‎ 24 octobre 2013, p. 459-460 (DOI 10.1038/502459a)
  13. (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, no 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.
  14. (en) Dan Coe, « Three strongly lensed images of a candidate z ~ 11 galaxy », Astrophysical Journal, vol. 762, no 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.
  15. (en) Alexander Vilenkin, « Predictions from quantum cosmology », Physical Review Letters, vol. 74, no 6,‎ 6 février 1995, p. 846-849 (DOI 10.1103/PhysRevLett.74.846, Bibcode 1995PhRvL..74..846V)
  • (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, no 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.