Astronomie

Clarifications sur les distances en cosmologie

Clarifications sur les distances en cosmologie


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J'aimerais avoir des précisions sur certaines notions usuelles de distances en cosmologie.

  1. D'abord,la distance à parcourirest la distance actuelle des objets dont la lumière a été atteinte par nous maintenant, c'est-à-dire par rapport au temps cosmique ? OU est-ce la même chose avec le redshift dépendant ? si oui,cette distance à venirest simplement ledistance de diamètre angulaire, n'est-ce pas ?

  2. La distance de diamètre angulaire$D_A$ la distance entre l'observateur et un objet commence-t-elle à émettre et la lumière nous parvient-elle maintenant ?

  3. La distance de déplacement transversaled'un objet est la taille de l'objet dans le plan 2D. A partir du lien suivant : distances en cosmologie

Il est écrit :

5) Distance de déplacement (transversal) La distance de déplacement entre deux événements au même décalage vers le rouge ou distance mais séparés sur le ciel par un certain angle $delta heta$ est $D_{mathrm{M}} delta heta$ et la distance de déplacement transversal $D_{mathrm{M}}$ (ainsi désigné pour une raison expliquée ci-dessous) est simplement lié à la distance de déplacement de la ligne de visée $D_{mathrm{C}}$ : $$ D_{mathrm{M}}=left{egin{array}{ll} D_{mathrm{H}} frac{1}{sqrt{Omega_{k}}} sinh left[sqrt{Omega_{k}} D_{mathrm{C}} / D_{mathrm{H}} ight] & ext { for } Omega_{k}>0 D_{mathrm {C}} & ext { for } Omega_{k}=0 D_{mathrm{H}} frac{1}{sqrt{left|Omega_{k} ight|}} sin left[sqrt{left|Omega_{k} ight|} D_{mathrm{C}} / D_{mathrm{H}} ight] & ext { for } Omega_{k} <0 end{array} ight. $$

avec $D_H=dfrac{c}{H_0}$

  1. 6 Distance de diamètre angulaire La distance de diamètre angulaire $D_{mathrm{A}}$ est défini comme le rapport entre la taille transversale physique d'un objet et sa taille angulaire (en radians). Il est utilisé pour convertir les séparations angulaires dans les images du télescope en séparations appropriées à la source. Il est réputé pour ne pas augmenter indéfiniment car $z ightarrow infty ;$ il retourne à $z sim 1$ et par la suite, des objets plus éloignés apparaissent en fait de plus grande taille angulaire. La distance de diamètre angulaire est liée à la distance de déplacement transversal par $$ D_{mathrm{A}}=frac{D_{mathrm{M}}}{1+z} $$

Question 1) dans la partie 1) ils définissent la distance de comoving par :

$$D_{mathrm{C}}=D_{mathrm{H}} int_{0}^{z} frac{dz^{prime}}{Eleft(z^{prime} à droite)}$$

Mais ce n'est pas la distance physique. En effet, il faut multiplier $D_{mathrm{C}}$ par $R(t=0)=R_0$ pour obtenir la distance physique entre nous et l'objet, n'est-ce pas ?

Question 2) Je ne comprends pas dans le texte ci-dessus pourquoi ils disent que "mais séparés sur le ciel par un certain angle $delta heta$ est $D_Mdelta heta$ et la distance de déplacement transversal $D_M$ est simplement lié à la distance de déplacement de la ligne de visée $D_{mathrm{C}}$.

Faut-il plutôt que la taille actuelle de l'objet soit égale à $D_C,delta heta$, c'est-à-dire la distance de déplacement multipliée par le $delta heta$ ?, comme on le fait en trigonométrie pour calculer une portion $delta heta$ du périmètre du cercle.

Question 3) Concernant la distance de diamètre angulaire, pourquoi pourrait-on plutôt prendre le rapporthorizon_cosmologique/1+zau lieu du rapport $dfrac{D_{mathrm{M}}}{1+z}$ ? En effet, la distance de diamètre angulaire est la distance en z donnée entre l'observateur et l'objet émetteur.

Je fais des confusions entre distance de comoving distance transversale et diamètre angulaire ainsi que distance de comoving (coordonnées ou distance physique avec le facteur $R(t)$ ?)

J'espère avoir été clair. Toute aide est la bienvenue.


Quelques précisions du CMB

Salut,
J'essaie d'obtenir une confirmation de quelques faits sur la façon dont le CMB sous-tend le modèle cosmologique actuel. J'ai en fait quelques questions sur ce sujet, mais je vais d'abord tenter ma chance avec un problème que je crois décrit en termes de radiateur à corps noir, qui est ensuite censé expliquer comment la température chute en fonction de l'expansion. Donc, pour résumer ma compréhension de ce problème spécifique jusqu'à présent:

La température de départ du CMB de 3000K est liée au niveau d'énergie auquel le rayonnement photonique cesserait d'ioniser les atomes d'hydrogène, ce qui permettrait alors aux photons de devenir « »découplé' de la matière. Cette température est supposée être la température maximale d'une distribution spectrale du corps noir, qui s'est déplacée vers des longueurs d'onde de plus en plus longues, alors que sa température associée tombait vers la valeur actuelle de 2,7K. Ces 2 températures semblent être fixées le long de la chronologie de l'univers à 380 000 ans et l'âge actuel de l'univers, que je suppose être de 13,7 milliards d'années. Cependant, il est clair que la température du CMB est vraiment une fonction du taux d'expansion de l'univers plutôt que de son âge, j'ai donc voulu mieux comprendre cet aspect.

Sur la base que la température du CMB est proportionnelle à son énergie de rayonnement, c'est-à-dire la fréquence des photons via E = hf, la chute de la température du CMB doit également être corrélée à un décalage de longueur d'onde du spectre de crête associé au modèle de radiateur de corps noir. Je comprends que ce redshift est estimé à

1100. Cependant, il n'est pas clair pour moi comment utiliser ce facteur pour calculer l'expansion correspondante de l'univers pour correspondre à sa taille actuelle et pour corréler cela à la chronologie mentionnée ci-dessus. Par conséquent, j'apprécierais beaucoup les éclaircissements proposés. Merci


La cosmologie est l'étude de la nature de l'univers dans son ensemble. Le mot cosmologie vient du grec cosmos signifiant harmonie ou ordre. Les cosmologistes s'intéressent à la formation, à l'évolution et à l'avenir de l'univers et de ses constituants.

La plupart des objets que nous pouvons voir avec les télescopes sont grands ou existent à des distances extrêmes (par exemple, les planètes, les étoiles, les galaxies, les amas de galaxies et même les superamas). L'opinion majoritaire des cosmologistes est que tous ces objets ont été formés après un événement de formation initial, extrêmement chaud et dense, il y a environ 14 gigaannées, qui a créé (et continue de créer) l'espace que nous voyons autour de nous. Cet événement s'appelle le Big Bang.

Alors que le modèle chaud du Big Bang semble expliquer une grande partie de ce que nous observons autour de nous, de nombreuses questions fondamentales subsistent. De quoi est constituée la majorité de la matière dans l'univers ? Quelle est la fréquence des planètes autour des étoiles ? Qu'est-ce qui fait que certaines galaxies sont de forme elliptique, spirale ou irrégulière ? Quelle est la géométrie de l'univers ? Quelle est la mystérieuse énergie noire ? Existe-t-il une constante cosmologique ? Est-ce une variable ? Existe-t-il d'autres univers ?

En plus des propriétés des plus gros objets (par exemple les galaxies et les structures à grande échelle), la cosmologie s'intéresse de plus en plus aux propriétés des le plus petit objets.

Pour aider à déterminer ce qui s'est passé au début de l'univers, les cosmologistes ont besoin de l'aide de physiciens des particules. Le modèle du Big Bang décrit un début très chaud et dense de l'univers dans lequel se produisent de nombreux phénomènes intéressants de physique des particules. Ces phénomènes ont influencé le type d'univers dans lequel nous vivons.

Dans les premiers stades, l'univers était extrêmement chaud et la matière ne pouvait pas exister. L'univers était dominé par le rayonnement. Au fur et à mesure que l'univers se dilatait et se refroidissait, des particules élémentaires pouvaient être créées, qui formaient plus tard les éléments les plus légers tels que l'hydrogène, l'hélium et le lithium. Les éléments plus lourds ont dû attendre la formation des étoiles pour pouvoir être fabriqués par nucléosynthèse dans les centres de température, de pression et de densité élevés des étoiles massives.

Le modèle standard de la physique des particules est une description mathématique des 12 particules fondamentales (6 leptons et 6 quarks) et 3 forces (électromagnétique, faible et forte). On pense qu'à

10 à 11 secondes après le Big Bang, les 4 forces (de l'époque actuelle) (les trois mentionnées ci-dessus plus la gravité) sont devenues des forces séparées. Cependant à environ

10 à 43 secondes après le Big Bang (le temps de Planck), les 4 forces ont été unifiées en une seule force. Le processus de séparation des forces est appelé brisure spontanée de la symétrie.

Les premiers cosmologistes étaient des Babyloniens et des Egyptiens qui observaient le ciel et pouvaient prédire les mouvements apparents du Soleil, de la Lune, des étoiles les plus brillantes et des planètes.

Au IVe siècle av. J.-C., les philosophes grecs en déduisaient que les étoiles étaient fixées sur une sphère céleste qui tournait autour de la Terre sphérique. Les planètes, le Soleil et la Lune se sont déplacés dans une substance fluide appelée éther entre la Terre et les étoiles.

Au 2ème siècle après JC, Ptolémée a basé son travail sur la conviction que tout mouvement était circulaire. Pour expliquer le mouvement de certaines planètes, qui semblent se replier sur elles-mêmes, Ptolémée a introduit des épicycles de sorte que les planètes se déplacent en cercles sur cercles.

De nouvelles observations entraînent des avancées en théorie, et de nouvelles théories peuvent stimuler de nouvelles observations. Cependant, de nombreux siècles ont passé jusqu'à ce qu'un nouveau développement significatif en cosmologie se produise.

Au XVIe siècle, Nicolas Copernic a proposé un système héliocentrique dans lequel la Terre tournait sur son axe et, avec les autres planètes, tournait autour du Soleil. Mais les preuves d'observation de l'époque favorisaient le système ptolémaïque basé sur l'épicycle. Le système copernicien a été promu par certains mais c'est la découverte de l'aberration de la lumière des étoiles en 1728 qui a prouvé sans aucun doute que la Terre est en orbite autour du Soleil !

Au début du XVIIe siècle, Galileo Galilei a découvert des lunes en orbite autour de la planète Jupiter. Cela montrait clairement que la Terre n'était pas spéciale et faisait croire à beaucoup de gens au modèle héliocentrique copernicien des planètes en orbite autour du Soleil. Isaac Newton a alors découvert la loi de l'inverse du carré de la force gravitationnelle qui pourrait expliquer les orbites elliptiques des planètes et des comètes du système solaire. Un cadre physique pour les mouvements célestes avait été trouvé.

Si la Terre tournait autour du Soleil, la position des étoiles proches, par rapport à l'arrière-plan, devrait changer. Cependant, les observations initiales n'ont pas détecté un tel mouvement. L'absence de tout décalage ou parallaxe observable dans les positions des étoiles lorsque la Terre tournait autour du Soleil impliquait que les étoiles devaient être à de grandes distances du Soleil. Newton a conclu que l'univers doit être une mer infinie et éternelle d'étoiles, chacune très semblable à notre propre Soleil.

Au 18ème siècle, deux philosophes notables ont émergé avec des idées similaires. En 1750, Thomas Wright suggéra que la Voie Lactée, la Galaxie, était un vaste disque en rotation composé d'étoiles et de planètes. Immanuel Kant a écrit « Histoire naturelle générale et théorie des cieux » en 1755 dans laquelle il a suggéré que les nébuleuses spirales, de faibles objets nébuleux observés dans le ciel, étaient des galaxies externes ou des univers insulaires indépendants de la Voie lactée.

La cosmologie physique, la version quantitative de la cosmologie, a commencé avec Albert Einstein en 1915 lorsqu'il a développé les premiers modèles substantiels de l'univers via les solutions de sa théorie de la relativité générale. Ces solutions ont été complétées et améliorées par Alexander Freidmann, Willem de Sitter, Georges Lemaitre, H. P. Robertson et Arthur Geoffrey Walker. À ce stade, les astronomes n'étaient pas conscients de l'expansion de l'univers, et Einstein avait introduit un terme mathématique, une constante cosmologique, pour s'assurer que son univers était statique.

En 1912, Henrietta Leavitt découvrit les étoiles variables céphéides dans les nuages ​​de Magellan et confirma que les variables avec des périodes plus longues avaient des luminosités plus importantes. À partir de 1912, Vesto Slipher à l'observatoire Lowell a commencé à accumuler les vitesses des nébuleuses en spirale. Au milieu des années 1920, la grande majorité de ces nébuleuses avaient des vitesses de récession, certaines atteignant des milliers de km/s. Il était difficile de ne pas attribuer des vitesses aussi extrêmes à des galaxies externes.

Au milieu des années 1920, J. C. Duncan et Edwin Hubble avaient également détecté des étoiles variables céphéides dans Messier 33, Messier 31 et NGC 6822. Ces étoiles obéissaient à une relation Période-Luminosité dans laquelle la période de leur variabilité était liée à leur luminosité intrinsèque. Une fois qu'un étalonnage des Céphéides à proximité avec des distances connues avait été établi, une distance à chaque variable pouvait être attribuée en se basant uniquement sur sa période de variabilité. Sur la base de ces étoiles variables, les distances déduites étaient bien trop grandes pour permettre à ces nébuleuses spirales de faire partie de notre Galaxie. C'étaient des galaxies à part entière. Wright et Kant avaient raison.

En 1929, Hubble publia un article marquant qui décrivait une relation entre la distance à une galaxie et sa vitesse radiale observée. Les galaxies plus éloignées ont des vitesses de récession plus importantes (comme cela avait été vu avec un échantillon plus petit par Vesto Slipher). On peut faire valoir que Lundmark et Lemaitre avaient battu Hubble à cette découverte. De plus, H.P. Robertson a été le premier à décrire les résultats comme une expansion cosmique. Einstein a alors jeté sa constante cosmologique. L'univers n'était pas statique, mais en expansion.

Dans les années 1950, Hermann Bondi, Thomas Gold et Fred Hoyle ont proposé le modèle de l'état stable de l'univers. Dans ce modèle, la matière était constituée du vide de l'espace et l'univers se ressemblait dans n'importe quelle direction et à n'importe quel moment. Philosophiquement élégant, il évitait un début et une fin à l'univers. C'était pourtant testable. L'évolution observée des radiosources, puis le pic observé de densité numérique de quasars, distants de plusieurs milliards d'années-lumière, ont remis en cause le modèle de l'état d'équilibre. Au début des années 1960, Arno Penzias et Robert Wilson ont détecté un signal très faible dans la région des micro-ondes correspondant au rayonnement de tout le ciel à

3 degrés K qui culmine en intensité à une longueur d'onde de 2 mm. Robert Dicke et ses collaborateurs avaient prédit un tel signal, le fond cosmique, si l'univers avait commencé dans un état chaud et dense.

Le rayonnement de 3 degrés K que nous détectons maintenant a été émis environ 300 000 ans après le Big Bang, lorsque l'univers s'était suffisamment refroidi pour que le plasma forme un gaz d'atomes neutres. Après cela, les photons du rayonnement de fond cosmique ont voyagé sur des lignes droites (jusqu'à nous) sans interagir avec la matière depuis lors. D'autres observations ont montré que le rayonnement était de la forme de corps noir attendue pour une origine très chaude et le modèle chaud du Big Bang a été réactivé en tant que modèle cosmologique préféré. Outre le fond cosmique, deux autres observations sous-tendent le modèle du Big Bang. La première est que la nucléosynthèse dans un univers chaud primitif explique correctement l'abondance cosmique des isotopes nucléaires légers tels que l'hydrogène, le deutérium, l'hélium-3, l'hélium-4 et le lithium-7. La seconde était l'expansion observée de l'univers telle qu'elle est impliquée par les mouvements de galaxies lointaines.

Cependant, le modèle du Big Bang n'a pas pu expliquer certaines observations de l'univers. Si nous divisons l'espace en cubes de plusieurs centaines de millions d'années-lumière, chacun de ces cubes se ressemblerait en termes de densité de masse, de densité de galaxie et de quantité de structure cohérente. Cette uniformité à grande échelle est observée dans les relevés de galaxies lointaines. Cependant, dans le modèle standard du Big Bang, l'univers évolue si rapidement qu'il n'y a pas de temps pour établir une telle similitude. Ce problème est connu sous le nom de problème d'horizon où horizon est utilisé pour indiquer la plus grande distance que l'information ou l'énergie aurait pu parcourir depuis l'instant du Big Bang, étant donné la restriction de la constance de la vitesse de la lumière. En termes simples, l'univers est presque homogène et isotrope à très grande échelle.

Le deuxième problème est le problème de planéité. La densité de masse de l'univers régit son évolution et son destin. Si la densité de masse dépasse une densité critique, alors la gravité sera suffisamment forte pour inverser l'expansion actuelle et l'univers a une géométrie dite fermée. Si la densité de masse est inférieure à la valeur critique, l'univers continuera à s'étendre pour toujours et l'univers a une géométrie ouverte. Le rapport de la masse volumique réelle à la valeur critique est connu sous le nom d'oméga. La théorie de la relativité générale implique que la géométrie de l'univers n'est euclidienne que si Omega est exactement de 1,0, donc un univers Omega = 1 est appelé plat. À l'heure actuelle, nous pensons que la valeur d'Omega est bien dans un facteur de 10 sur 1,0. Pour que la valeur d'Omega soit aussi proche de 1,0 à cette époque, il est remarquable que si elle n'était initialement qu'une très petite quantité de 1,0, quelque 14 milliards d'années d'évolution l'auraient éloigné de cette valeur à cette époque. époque actuelle. À toutes fins utiles, l'univers semble plat.

Pour expliquer ces "problèmes" observés, en 1980, Alan Guth a déterminé qu'une période d'expansion exponentielle extrêmement rapide, "l'inflation" s'est produite environ 10 à 34 secondes après le Big Bang. Immédiatement après cette période d'inflation, l'univers actuellement visible pour nous avait un rayon de

1 mètre L'univers est alors revenu à son mode d'expansion normal (linéaire). Un réglage fin ultérieur de l'inflation a été effectué par Andrei Linde, Andreas Albrecht et Paul Steinhardt, et les versions actuelles incluent des multi-univers subissant tous un certain type d'inflation (par exemple, chaotique, éternel). L'inflation peut être liée à la théorie des cordes et à la cosmologie des branes dans lesquelles notre brane à 4 dimensions (3 dimension spatiale, une dimension temporelle) peut être considérée comme un sous-ensemble d'un volume de dimension beaucoup plus élevé.

La toute première période d'inflation de l'univers, et ses causes physiques, peuvent être liées à une observation récente de l'univers. Les supernovae lointaines à décalage vers le rouge semblent légèrement moins lumineuses que prévu, ce qui peut être interprété comme un univers en phase d'expansion accélérée. L'énergie noire a été postulée comme une sorte d'anti-gravité qui entraîne cette accélération.

Les domaines d'actualité actuels de la recherche cosmologique comprennent la nature de la matière noire et de l'énergie noire, la recherche des premières étoiles et galaxies, les propriétés du fond cosmique et les simulations numériques de la structure à grande échelle.

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Les astronomes améliorent leur échelle de distance pour l'univers. Malheureusement, cela ne résout pas la crise de la cosmologie

Mesurer l'expansion de l'univers est difficile. D'une part, parce que l'univers est expansion, l'échelle de vos mesures de distance affecte l'échelle de l'expansion. Et comme la lumière des galaxies lointaines met du temps à nous atteindre, vous ne pouvez pas mesurer ce que l'univers est, mais plutôt ce qu'il a été. Ensuite, il y a le défi de l'échelle de distance cosmique.

L'échelle de distance vient du fait que bien que nous ayons de nombreuses façons de mesurer la distance cosmique, aucune d'entre elles ne fonctionne à toutes les échelles. Par exemple, les plus grandes distances sont déterminées en mesurant la luminosité apparente des supernovae dans les galaxies lointaines. Cela fonctionne très bien sur des milliards d'années-lumière, mais il n'y a pas assez de supernovae dans la Voie lactée pour mesurer les distances à proximité. La mesure de distance la plus précise utilise peut-être la parallaxe, qui mesure le décalage apparent de la position d'une étoile lorsque la Terre tourne autour du Soleil. La parallaxe est une question de géométrie simple, mais elle n'est précise qu'à quelques milliers d'années-lumière.

Certaines des méthodes utilisées pour mesurer les distances cosmiques. Crédit : Tabitha Dillinger

Pour cette raison, les astronomes mesurent souvent l'échelle en construisant une méthode sur l'autre. Utilisez la parallaxe pour les étoiles les plus proches, y compris un type d'étoile variable connu sous le nom de variables céphéides. Les céphéides varient en luminosité proportionnellement à leur luminosité moyenne, vous pouvez donc les utiliser pour mesurer des distances allant jusqu'à 100 millions d'années-lumière environ. Les supernovae se produisent tout le temps dans cette plage, vous pouvez donc utiliser les mesures de supernova pour déterminer les distances sur des milliards d'années-lumière. Ce ne sont pas les seules méthodes utilisées dans l'échelle de distance cosmique, mais chaque méthode a une portée et une précision limitées.

Étant donné qu'il existe une incertitude quant à toute mesure que vous effectuez, des erreurs peuvent s'accumuler dans l'échelle de distance. Si vos mesures de parallaxe sont un peu fausses, alors vos mesures de Céphéides seront plus fausses dès le départ et vos mesures de supernova sont encore moins précises. Pour cette raison, lorsque nous mesurons l'expansion cosmique à l'aide de différentes méthodes, nous obtenons des résultats légèrement en désaccord. C'est ce qu'on appelle la tension cosmique. Dans le passé, ce n'était pas un gros problème. Alors que différentes méthodes ont donné des résultats différents, l'incertitude de mesure était suffisamment grande pour que les résultats se chevauchent. Mais à mesure que nos mesures deviennent plus précises, elles ne se chevauchent plus. Ils sont carrément en désaccord.

La nouvelle mesure de l'échelle de distance est en désaccord avec la mesure de Planck. Crédit : Riess, et al

Pour résoudre ce problème, une équipe d'astronomes s'est récemment attachée à rendre l'échelle de distance cosmique plus précise. Ils se concentrent sur les mesures de parallaxe, qui est le sol sur lequel se trouve l'échelle de distance. Dans ce cas, ils utilisent les données du vaisseau spatial Gaia. Gaia a mesuré la parallaxe et le mouvement de plus d'un milliard d'étoiles, y compris les étoiles variables céphéides. À partir de là, l'équipe a réduit l'incertitude de la méthode de distance des Céphéides à seulement 1%. En utilisant ce nouveau résultat dans l'échelle de distance cosmique, ils obtiennent une mesure de la constante de Hubble (le taux d'expansion cosmique) comprise entre 71,6 et 74,4 km/sec/Mpc. C'est très bien, mais cela entre en conflit avec d'autres méthodes, en particulier les données de la mesure par satellite Planck du fond diffus cosmologique, qui donne une valeur comprise entre 67,2 et 68,1 km/sec/Mpc.

Il semble que plus nos mesures sont précises, plus le problème de tension s'aggrave. Il y a quelque chose à propos de l'expansion cosmique que nous ne comprenons clairement pas, et nous ne pouvons qu'espérer que des données plus nombreuses et de meilleure qualité nous mèneront à une solution.


1 réponse 1

Vous avez raison de dire que les distances et les temps sont relatifs, mais tous ceux qui écrivent des manuels et des articles de recherche en astronomie et en cosmologie le savent, vous pouvez donc être sûr qu'en dehors des erreurs et des oublis, les gens utilisent des quantités bien définies, et c'est à vous de vous pour découvrir quelles sont les définitions standard. Je ne vais pas tous les énumérer mais je vais donner quelques indications.

Si la discussion concerne la cosmologie, alors si nous adoptons d'abord des coordonnées comobiles, alors on peut définir une distance entre les observateurs fondamentaux (en gros, les galaxies ou les amas de galaxies) à n'importe quel instant donné du temps cosmique. C'est ce qu'on appelle souvent la bonne distance. Vous considérez la surface semblable à l'espace à un certain instant du temps cosmique et trouvez la ligne de longueur minimale appropriée, dans cette surface, entre les galaxies données $A$ et $B$ . La bonne distance entre eux est alors $ int_<(A)>^ <(B)>( g_ dx^i dx^j )^ <1/2>$ où $g_$ est la métrique dans l'hypersurface et l'intégrale est le long de la ligne de longueur minimale. Il peut sembler étonnant que vous obteniez ainsi une mesure de distance invariante, mais c'est parce qu'en spécifiant une hypersurface spatiale vous avez adopté un cadre de référence dans un certain sens, parce que vous avez spécifié quel ensemble d'événements vous considérez comme "simultanés". Ce n'est pas un référentiel inertiel local à la galaxie $A$ ou à la galaxie $B$ , c'est le référentiel mobile qui s'étend partout, mais ce référentiel parvient à coïncider (localement) avec les référentiels inertiels locaux à la fois à $A$ et $ B$.

La plupart des autres mesures concernent la séparation des événements à différents moments cosmiques. Si les événements se trouvent également à des coordonnées spatiales comobiles différentes, la définition de la distance devient plus délicate. Une façon consiste simplement à fournir les valeurs de coordonnées comoving aux deux événements et à laisser le lecteur déterminer ce qu'il souhaite de cela (le lecteur devra également connaître l'historique d'expansion pour ce faire). Une autre quantité intéressante est la quantité de temps cosmique écoulé (c'est-à-dire le temps approprié pour les observateurs fondamentaux) entre les événements. Si la lumière a voyagé d'un des événements à l'autre, alors il y a une géodésique nulle entre eux et alors le temps cosmique écoulé entre les deux hypersurfaces spatiales vous dit quelque chose sur la distance entre les événements. Encore une fois, il faut connaître $a(t)$ ou des informations équivalentes pour obtenir des informations quantitatives sur d'autres questions, telles que la bonne distance maintenant entre le récepteur et l'emplacement comobile de la source. Mais le simple fait de multiplier le temps par $c$ donne une sorte de mesure de distance, et c'est peut-être celle que votre texte utilise. Cependant, vous avez raison de dire que cette mesure de distance, à elle seule, ne fournit pas beaucoup d'informations utiles, de sorte que les astronomes ne l'utilisent généralement pas.

En pratique, plutôt que de mentionner le temps cosmique, il est très courant de mentionner le redshift cosmique $z$ . On peut développer des formules reliant $z$ à d'autres mesures, et ces formules impliquent généralement une intégrale sur l'historique d'expansion.

D'autres mesures standard portent des noms tels que la distance de luminosité et la distance de diamètre angulaire.


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La cosmologie scientifique a, au cours du dernier demi-siècle, donné des réponses au moins partielles aux questions posées pendant des milliers d'années par les mythes religieux de la création : qu'est-ce que l'univers, quelle est sa taille et comment est-il façonné ? Quand a-t-il commencé et il y a combien de temps ? Le modèle du big bang, qui a été fortement soutenu par des observations récentes, répond que l'univers est un volume d'espace en expansion, fini et illimité contenant un mélange de matière ordinaire, de matière noire et d'énergie noire qui a vu le jour il y a environ 13,7 milliards d'années. . Au début, il était beaucoup plus petit qu'aujourd'hui – de taille subatomique – et dans un état de température et de densité extrêmement élevées. Le big bang n'était cependant pas un événement en expansion dans l'espace : c'était une expansion de l'espace lui-même.

Depuis le big bang, l'univers s'est étalé et refroidi. Les étoiles et les galaxies ont fusionné sous l'attraction de la gravité. Des éléments plus lourds ont été soudés ensemble dans des explosions stellaires et expulsés dans l'espace et se sont refondus en étoiles de deuxième et troisième générations. Les êtres humains ont évolué sur une planète en orbite autour d'une telle étoile de troisième génération dans une galaxie typique. Il y a plus de 100 milliards de galaxies dans l'univers observable, la plupart des galaxies contiennent plusieurs centaines de milliards d'étoiles.

Bien que de nombreux ou la plupart des croyants dans le monde acceptent toutes ces déclarations, qui sont étayées par de multiples preuves scientifiques indépendantes et convergentes, certaines personnes ont eu du mal à s'adapter aux conflits entre la cosmologie moderne du big bang et les cosmologies anciennes basées sur la religion. croyances ou traditions culturelles. Le groupe le plus important de ce type dans le monde industrialisé est celui des créationnistes. Tous les créationnistes nient au moins une partie de l'explication scientifique de l'évolution biologique. Beaucoup, appelés créationnistes de la jeune terre, nient également que l'univers soit ancien (13,7 milliards d'années pour l'univers entier, 4,5 milliards d'années pour la Terre elle-même), préférant une chronologie beaucoup plus courte dérivée de leur interprétation de la Bible hébraïque (que les chrétiens appellent Testament). Sur la base de cette interprétation, ils affirment la création rapide et miraculeuse du monde à partir du néant il y a environ 6 000 à 10 000 ans. Certains jeunes créationnistes terrestres ont attaqué la théorie du big bang, arguant qu'elle est fatalement erronée, contredite par des preuves et mise en doute même par de nombreux astronomes. Cependant, ces affirmations ne sont pas scientifiquement ou historiquement exactes. L'âge de l'univers et son origine dans un événement de type big bang sont attestés par de nombreuses formes de preuves physiques.

Les luttes politiques, juridiques, théologiques et sociales entre les créationnistes de la jeune terre et d'autres personnes se poursuivent, principalement aux États-Unis, mais de plus en plus dans d'autres pays comme l'Australie, l'Allemagne, la Turquie et le Royaume-Uni. Although these struggles often focus primarily on biological evolution, big bang cosmology and its explanation of the great age of the universe are also frequently attacked by advocates of creationism.

Ironically, although some religious believers now view modern cosmology as a challenge to their beliefs, in the mid-twentieth century some scientists originally viewed the big bang theory with suspicion because it seemed to bear an uncomfortable resemblance to the Genesis account of sudden creation from nothing. These scientists would have preferred an eternal “static” universe with no dramatic first moment. However, the big bang theory does not necessarily posit the creation of the universe out of true nothingness even the uniqueness of the big bang is questioned in multiverse cosmology. The big bang is a scientific concept, not a religious one.


Astronomical Subject Keywords (2013)

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Astronomy 1143 - Cosmology: The History of the Universe

Astronomy 1143, The History of the Universe, is a one-semester on the history of the universe as we currently understand it and about the history of cosmology as a subject. It is a General Education (GE) Physical Science course in the Natural Science category. The goals of courses in this category are for students to understand the principles, theories, and methods of modern science, the relationship between science and technology, the implications of scientific discoveries, and the potential of science and technology to address problems of the contemporary world.

Why is there something, rather than nothing? This is one of the oldest questions in human thought, and astronomers and physicists have made extraordinary progress towards answering it over the last century. We now know that the universe we see today has expanded from an extremely hot, extremely dense state - the ``Big Bang'' - that existed about 14 billion years ago. We know that the rich structure in today's universe - billions of galaxies that are arranged in enormous filaments and sheets and filled with stars and planets - emerged from the action of gravity on tiny primordial fluctuations. We know that the matter that makes up our everyday world, comprised of protons, neutrons, and electrons, accounts for only about 5% of the total matter and energy in the universe. We know something about the other dominant components, known as dark matter and dark energy, but their true nature remains mysterious, and a subject of intense research by astronomers and physicists.

This course will teach you about the history of the universe as we currently understand it and about the history of cosmology as a subject. We will see how astronomers have used observations from telescopes and satellites together with basic physical principles to piece together the picture summarized above. We will learn about some of the research that is being done today to gain a deeper understanding of the matter and energy contents of the cosmos, the physics of the Big Bang, and the origin of galaxies. Along the way, we will learn about light and its role as a messenger from the distant universe, about gravity and its impact on the motions of galaxies and the expansion of the cosmos, and about atoms and how they are forged in the hot early universe and the centers of stars.

Course Objectives

By the end of this course, students should successfully be able to:

  • Understand the basic facts, principles, theories, and methods of modern science.
  • Understand key events in the development of science and recognize that science is an evolving body of knowledge.
  • Describe the interdependence of scientific and technological developments.
  • Recognize the social and philosophical implications of scientific discoveries and understand the potential of science and technology to address problems of the contemporary world.

Astronomy 1143 will meet these expected outcomes by covering these topics:

  • Measuring distances and velocities properties of light expansion of the universe
  • Gravity the influence of gravity on cosmic expansion evidence for dark matter
  • The Big Bang theory the geometry of space
  • The cosmic microwave background
  • The origin of atoms: nucleosynthesis in stars and the early universe
  • Galaxies, dark matter, and the large-scale structure of the universe
  • Inflation and the pre-history of the Big Bang
  • Exotic energy and the fate of the universe

This course attempts to convey a number of the facts that astronomers and astrophysicists have learned about these topics, to describe the outstanding scientific problems that are the focus of current research, to illustrate ways in which physical principles are used to understand the universe, and to show how scientific theories are developed and tested against observations.

Course Organization

This is a 3 credit hour course each week, there will be 3 hours of lecture with occasional take-home assignments designed to explore topics in greater detail. For Arts and Sciences students in a Bachelor of Arts program, this course meets the Arts and Sciences GE requirement of a natural sciences course without a laboratory component.

Course Catalog Description

Description of the history of the Universe from the Big Bang to the present how observations led to the discovery of this history.

Conditions préalables: Not open to students with credit for 2292 (292) or 1162 (162) or 143 or 172.

This course is available for EM credit. GE nat sci phys course. NS Admis Cond course.