Astronomie

Comment calculez-vous la distance temporelle d'analyse d'une galaxie donnée ?

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Par distance rétrospective, j'entends la même chose que la distance parcourue par la lumière. Pouvez-vous le calculer en connaissant simplement son redshift ?


Non, tu ne peux pas. D'autres informations sont requises.

Pour de faibles décalages vers le rouge - disons inférieurs à 0,1 - et j'entends par là que la longueur d'onde augmente de 10%, vous pouvez vous en tirer en utilisant la loi de Hubble pour estimer la distance, puis obtenir le temps de retour en divisant par la vitesse de la lumière. $$ t simeq frac{lambda - lambda_0}{H_0 lambda_0},$$ où $H_0$ est le paramètre de Hubble actuel d'environ 70 km/s par Mpc, $lambda$ est la longueur d'onde mesurée et $lambda_0$ est la longueur d'onde de repos.

Jusqu'ici tout va bien, vous avez juste besoin de savoir $H_0$. Cependant, pour des décalages vers le rouge plus importants, cela devient horriblement compliqué car le paramètre de Hubble change avec le temps d'une manière qui dépend de la courbure de l'Univers et donc des paramètres cosmologiques définissant la densité de matière et la densité d'énergie noire.

Il existe en effet une formule non linéaire très compliquée impliquant des intégrales pour laquelle je vais chercher une référence. Mais peut-être la meilleure façon de procéder est d'utiliser une simple table de consultation produite à partir de tels calculs avec certaines valeurs supposées pour les rapports de densité de matière et d'énergie noire par rapport à la densité critique ; alias $Omega_M$ et $Omega_{Lambda}$.

Le graphique ci-dessous est un exemple tiré de http://www.astro.caltech.edu/~eran/MATLAB/Cosmology.html qui montre le temps d'analyse par rapport au redshift pour deux modèles cosmologiques différents (mais avec la même valeur de $H_0$ ). Les courbes sont très différentes à des redshifts élevés, mais convergent à de petits redshifts.

Voici une calculatrice cosmologique qui peut faire le travail pour vous. Entrez le décalage vers le rouge et vos hypothèses sur le paramètre de Hubble et d'autres paramètres cosmologiques et il vous indiquera l'âge de l'univers à ce décalage vers le rouge ainsi que le temps d'analyse.


@RobJeffries a couvert la plupart des points, mais juste pour en ajouter un peu. La distance rétrospective est directement proportionnelle au temps cosmologique écoulé depuis l'émission, tandis que le décalage vers le rouge cosmologique dépend [essentiellement] de la quantité de facteur d'échelle, qui est fonction du temps cosmologique, a changé depuis l'émission. Si l'Univers s'est étendu pour son histoire jusqu'à présent, le facteur d'échelle à présenter sera une fonction strictement croissante du temps cosmologique, il y aura donc une correspondance biunivoque entre le décalage vers le rouge et la distance rétrospective. NB ce ne sera pas vrai si, par exemple, l'Univers était initialement en expansion mais se contracte actuellement.

Cependant, la façon dont le facteur d'échelle change est régie par l'énergie de contrainte du contenu de l'Univers, de sorte que la relation entre le décalage vers le rouge et la distance rétrospective ne sera généralement pas simple.


Le temps d'analyse, T, et la distance, D, peuvent être calculés à partir du décalage vers le rouge, z, et des paramètres cosmologiques de l'objet.

Le temps d'analyse, ou (moins approprié) le temps de trajet léger, répond aux questions similaires suivantes :

-Quel âge ont les photons actuellement enregistrés dans le spectre de l'objet ?

-Combien de temps la lumière a-t-elle mis pour parcourir la distance entre l'objet et l'observateur ?

- Quelle distance la lumière a-t-elle dû parcourir à travers un univers en expansion pour arriver à l'heure actuelle ?

-Quand nous observons un objet distant, à quelle distance dans le temps voyons-nous ?

La relation entre le décalage vers le rouge et le temps d'analyse est assez complexe et est présentée ici avec des équations simples dérivées d'une analyse de régression à partir des résultats réels. Les coefficients de corrélation sont meilleurs que 0,999. Les équations sont basées sur les paramètres cosmologiques suivants :

Matière Oméga = 0,272

Rayonnement oméga = 8.12E-5

Oméga Lambda = 0,728

Constante de Hubble maintenant = 70,4

Le résultat est donné en milliards d'années (By)

T = ( 19292 x Z ) / ( 1,3878 + Z ), pour Z compris entre 0 et 0,2

T = ( 0,589 + 13,87 x Z^1,25 ) / ( 0,852 + Z^1,25), pour Z compris entre 0,2 et 20

Résolution de la deuxième équation du quasar APM 8279, avec Z = 3,911, T = 12,10 By

Le temps d'analyse décrit également la distance parcourue par la lumière du quasar à travers un univers en expansion avant d'atteindre l'observateur. Cette distance temporelle rétrospective, D, détermine de combien l'intensité lumineuse de l'objet diminue en raison de la distance et de l'extinction du milieu intergalactique.

D = C x T, où C = 1, décrit D en années-lumière,

D= ( C x T ) / 3,26, où C = 1, décrit D en parsecs


Comment l'effet Doppler est-il utilisé pour mesurer la distance entre un objet stellaire et la Terre ?

L'effet Doppler vous indique seulement le vitesse de l'objet et non la distance.

Explication:

Une étoile qui bouge un moyen de nous, il aura une couleur décalée vers le rouge (le soi-disant décalage vers le rouge). La quantité de décalage vers le rouge nous indique à quelle vitesse l'étoile se déplace, mais nous n'avons aucune information sur la distance.

Quoi Edwin Hubble découvert est que les objets les plus proches de la Terre ont moins de décalage vers le rouge (moins d'effet Doppler) que les objets éloignés.
Cela signifie qu'il existe une corrélation entre la vitesse et la distance et cette corrélation est linéaire avec une constante de proportionnalité appelée Constante de Hubble.

Cette observation est raisonnable si l'on pense que lorsque l'on regarde des objets lointains, on regarde aussi « en arrière dans le temps ». Si nous considérons le Big Bang comme une explosion, nous pouvons imaginer que la vitesse d'expansion au début était très élevée et que maintenant l'univers s'étend à un rythme plus lent.

Lorsque nous regardons un objet proche, nous le verrons bouger comme il est maintenant, mais si nous regardons un objet éloigné, par exemple à 1 milliard d'années-lumière, nous verrons comment il s'étendait il y a 1 milliard d'années et non comment c'est maintenant.

Ensuite, ce que Hubble a découvert, c'est que l'univers ralentit à un rythme constant.


Utilisant cosmologie ¶

La plupart des fonctionnalités sont activées par le FLRW objet. Cela représente une cosmologie homogène et isotrope (une cosmologie caractérisée par la métrique de Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker, du nom des personnes qui ont résolu l'équation de champ d'Einstein pour ce cas particulier). Cependant, vous ne pouvez pas travailler directement avec cette classe, car vous devez spécifier un modèle d'énergie noire en utilisant à la place l'une de ses sous-classes, telle que PlatLambdaCDM .

Vous pouvez créer un nouveau PlatLambdaCDM objet avec des arguments donnant le paramètre hubble et la matière oméga (tous deux à z=0) :

Un certain nombre de modèles d'énergie noire supplémentaires sont fournis (décrits ci-dessous). Notez que les photons et les neutrinos sont inclus dans ces modèles, donc Om0 + Ode0 n'en fait pas tout à fait un.

Les cosmologies prédéfinies décrites dans la section Prise en main sont des instances de PlatLambdaCDM , et ont les mêmes méthodes. On peut donc trouver la distance de luminosité en Mpc au redshift 4 par :

ou l'âge de l'univers à z = 0 en Gyr :

Ils acceptent également des tableaux de redshifts :

Voir le FLRW et PlatLambdaCDM objet docstring pour toutes les méthodes et attributs disponibles. En plus des univers plats, des variétés non plates sont prises en charge, telles que LambdaCDM . Il existe également une variété de cosmologies standards avec les paramètres déjà définis :

Vous pouvez également voir comment les paramètres de densité évoluent avec le redshift

Notez que ceux-ci ne correspondent pas tout à fait à un même si WMAP7 suppose un univers plat car les photons et les neutrinos sont inclus.

En plus de LambdaCDM objet, il existe des fonctions de commodité qui calculent certaines de ces quantités sans avoir besoin de donner explicitement une cosmologie - mais il existe plus de méthodes disponibles si vous travaillez directement avec l'objet cosmologie.

Ces fonctions effectueront des calculs en utilisant la cosmologie “current”. Il s'agit d'une cosmologie spécifique qui est actuellement active dans astropie et il est décrit plus en détail dans la section suivante. On peut aussi leur donner explicitement une cosmologie en utilisant le cosmos argument de mot-clé. Une liste complète des fonctions de commodité est incluse ci-dessous, dans la section Référence/API.


Des articles

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Types de comportement des ondes électromagnétiques

Dans le vide, tous les rayonnements électromagnétiques se déplacent à la même vitesse incroyable de 3,00 × 10 8 m/s, ce qui équivaut à 671 millions de miles par heure. C'est l'une des constantes physiques fondamentales. Elle est appelée vitesse de la lumière et reçoit le symbole c. L'espace entre les corps célestes est un quasi-vide, donc la lumière que nous voyons du Soleil, des étoiles et d'autres planètes a voyagé ici à la vitesse de la lumière. Gardez à l'esprit que tous les rayonnements EM se déplacent à cette vitesse. Toutes les différentes longueurs d'onde de rayonnement qui quittent le Soleil font le voyage vers la Terre dans le même laps de temps. Ce trajet dure 8,3 minutes. La lumière de l'étoile la plus proche, outre le Soleil, met 4,2 ans pour atteindre la Terre, et la lumière de la galaxie la plus proche, une galaxie naine qui orbite autour de la Voie lactée, parcourt 25 000 ans pour se rendre sur Terre. Vous pouvez voir pourquoi nous appelons de très longues distances astronomique.

Lorsque la lumière traverse un support physique, sa vitesse est toujours inférieure à la vitesse de la lumière. Par exemple, la lumière voyage dans l'eau aux trois quarts de la valeur de c. Dans l'air, la lumière a une vitesse légèrement plus lente que dans l'espace vide : 99,97 % de c. Le diamant ralentit la lumière à seulement 41 pour cent de c. Lorsque la lumière change de vitesse à une frontière entre les médias, elle change également de direction. Plus la différence de vitesse est grande, plus le chemin de la lumière se courbe. Dans d'autres chapitres, nous examinons cette flexion, appelée réfraction, plus en détail. Nous introduisons ici la réfraction pour aider à expliquer un phénomène appelé interférence en couche mince .

Vous êtes-vous déjà interrogé sur les couleurs arc-en-ciel que vous voyez souvent sur les bulles de savon, les nappes de pétrole et les disques compacts ? Cela se produit lorsque la lumière est à la fois réfractée et réfléchie par un film très mince. Le diagramme montre le chemin de la lumière à travers un film aussi mince. Les symboles m1, m2, et m3 indiquent que la lumière se déplace à des vitesses différentes dans chacun des trois matériaux. Apprenez-en plus sur ce sujet dans le chapitre sur la diffraction et les interférences.

La figure 15.11 montre le résultat de l'interférence d'un film mince à la surface des bulles de savon. Parce que le rayon 2 parcourt une plus grande distance, les deux rayons deviennent déphasées. C'est-à-dire que les crêtes des deux vagues émergentes ne se déplacent plus ensemble. Cela provoque des interférences, qui renforcent l'intensité des longueurs d'onde de la lumière qui créent les bandes de couleur. Les bandes de couleurs sont séparées car chaque couleur a une longueur d'onde différente. De plus, l'épaisseur du film n'est pas uniforme et des épaisseurs différentes provoquent des interférences de couleurs de différentes longueurs d'onde à différents endroits. Notez que le film doit être très, très mince, quelque part dans le voisinage des longueurs d'onde de la lumière visible.

Alerte d'idée fausse

Ne confondez pas les molécules polaires avec la lumière polarisée. Si une molécule est polaire, cela fait référence à une séparation des charges électriques négatives et positives. La lumière polarisée est la lumière dont la composante du champ électrique vibre dans un plan spécifique.

Vous avez probablement déjà vu comment les lunettes de soleil polarisées réduisent l'éblouissement de la surface de l'eau ou de la neige. L'effet est causé par la nature ondulatoire de la lumière. En revenant sur la figure 15.3, nous voyons que le champ électrique se déplace dans une seule direction perpendiculaire à la direction de propagation. La lumière de la plupart des sources vibre dans toutes les directions perpendiculaires à la propagation. La lumière avec un champ électrique qui vibre dans une seule direction est appelée polarisé. Un diagramme de lumière polarisée ressemblerait à la figure 15.3.

Les lunettes polarisées sont un exemple de filtre polarisant. Ces verres absorbent la plupart des ondes lumineuses horizontales et transmettent les ondes verticales. Cela réduit l'éblouissement causé par les ondes horizontales. La figure 15.12 montre comment les ondes se déplaçant le long d'une corde peuvent être utilisées comme modèle du fonctionnement d'un filtre polarisant. Les oscillations dans une corde sont dans un plan vertical et sont dites polarisées verticalement. Ceux de l'autre corde sont dans un plan horizontal et sont polarisés horizontalement. Si une fente verticale est placée sur la première corde, les vagues passent à travers. Cependant, une fente verticale bloque les ondes polarisées horizontalement. Pour les ondes électromagnétiques, la direction de l'oscillation du champ électrique est analogue aux perturbations sur les cordes.

La lumière peut également être polarisée par réflexion. La majeure partie de la lumière réfléchie par l'eau, le verre ou toute surface hautement réfléchissante est polarisée horizontalement. La figure 15.13 montre l'effet d'une lentille polarisante sur la lumière réfléchie par la surface de l'eau.

Regarder la physique

Polarisation de la lumière, linéaire et circulaire

Cette vidéo explique en détail la polarisation de la lumière. Avant de visionner la vidéo, revoyez le dessin d'une onde électromagnétique de la section précédente. Essayez de visualiser le dessin en deux dimensions en trois dimensions.


Comment calculez-vous la distance temporelle d'analyse d'une galaxie donnée ? - Astronomie

29:50 Astronomie Moderne
Automne 1999
Conférence 26 . 27 octobre 1999
Radio Galaxies et Quasars

Regardez le ciel ! Regardez le ciel ! Dimanche, Vénus sera à sa distance angulaire maximale du Soleil, . Regardez-le et pensez à la géométrie du système solaire.
Au cours du mois prochain, vérifiez la position de la Lune par rapport à Jupiter et Saturne. Il illustrera clairement l'inclinaison de l'orbite de la Lune par rapport au plan de l'écliptique.

Carte de contour de 3C79, radiogalaxie lumineuse typique. Les radiogalaxies ont jusqu'à plusieurs fois la puissance de sortie radio de la Voie lactée.
La distance jusqu'à 3C79 est de 1097 mégaparsecs ! Ceci est à comparer avec la distance à la galaxie d'Andromède de 0,63 mégaparsec.

Pensez au module de distance et à quel point même les étoiles les plus brillantes doivent apparaître dans 3C79. La galaxie entière est une petite tache floue sur les photos à longue exposition avec de grands télescopes. Sa magnitude apparente (l'ensemble de la galaxie qui est sensiblement plus lumineuse que la Voie lactée) est de 18,6.

Comment savons-nous cela? La réponse est cruciale pour apprécier la nature des quasars. Revenez avec nous maintenant aux jours passionnants d'antan. .
Dans les années 1920, Edwin Hubble a fait deux découvertes majeures : (1) les « nébuleuses » étaient des galaxies, (2) les spectres des galaxies présentaient une caractéristique étrange.
Diagramme montrant le spectre stylisé de la galaxie voisine, avec les longueurs d'onde de repos.

Question au public : qu'est-ce que cela signifie ?

Conclusion des investigations de Hubble : des galaxies dans toutes les directions s'éloignent de nous. Plus étrange encore, plus ils sont éloignés, plus ils se déplacent vite.

Diagramme montrant la loi de Hubble sous forme graphique.
Cette découverte est donnée sous la forme d'une équation

où est la vitesse à laquelle la galaxie s'éloigne de nous (kilomètres/sec) d est la distance (en mégaparsecs), et est la constante de Hubble en unités de kilomètres/sec/mégaparsec. La détermination de la valeur précise de la constante de Hubble a été et continue d'être l'un des principaux objectifs de l'astronomie d'observation. La meilleure estimation actuelle est kilomètres/sec/Megaparsec.

Les implications de la loi de Hubble sont philosophiquement stupéfiantes, mais nous attendrons d'en discuter lorsque nous parlerons de cosmologie. En attendant, nous l'utiliserons comme méthode de détermination de la distance.

Élaborons un exemple. 3C79 a une vitesse de récession mesurée de km/sec. Par conséquent .
, donc
Mégaparsecs.

C'est ainsi que nous déterminons les distances à pratiquement tous les objets extragalactiques plus éloignés que l'amas de la Vierge.

Revenez avec nous maintenant à ces jours passionnants d'antan. Vers 1960, les astronomes se sont rendu compte que bon nombre des sources radio les plus brillantes ne pouvaient pas être identifiées avec certitude avec les galaxies elliptiques.
Image de l'amas de la Vierge
Les exemples étaient 3C48 et 3C273.

Grâce aux améliorations de la radioastronomie, ils ont pu effectuer des mesures précises de la position dans le ciel de ces deux quasars et ont constaté qu'ils coïncidaient avec des objets ressemblant à des étoiles. Ainsi est née la classe d'objets astronomiques appelés sources radio quasi-stellaires.
Regardez la figure 24.2 du livre montrant le spectre de 3C273.

3C273 a un décalage vers le rouge de 0,16. Plus petit que 3C79, mais 3C273 est un objet de 12e magnitude. vous pouvez l'imager pour votre projet de laboratoire.

Si nous utilisons la loi de Hubble pour calculer sa distance, puis utilisons sa magnitude apparente pour calculer sa magnitude absolue, nous nous retrouvons avec un objet incroyablement brillant, plus brillant que n'importe quelle galaxie. Et ça ne ressemble pas à une galaxie.

Au fil du temps, des milliers de ces objets ont été découverts et ils représentaient l'un des objets les plus énigmatiques de l'astronomie. Ils ont été présentés dans un épisode d'Outer Limits dans lequel les scientifiques étaient rendus fous par les « Rayons Quasar ».

Pour ces quasars, les décalages vers le rouge allaient jusqu'à z = 4,4 et au-delà. Pour de tels redshifts plus importants, vous devez utiliser une expression plus générale pour l'effet Doppler. Regardez la figure 24.3 de votre livre pour une relation distance-vitesse de récession plus générale.

Pensez au concept de « temps de rétrospection » pour ces objets.

Pendant environ 30 ans, il y a eu une énorme controverse sur la nature des quasars. Le point de vue orthodoxe était qu'il s'agissait d'objets extragalactiques, aux distances indiquées par la loi de Hubble, et qu'ils étaient dus à des phénomènes extrêmement brillants au centre des galaxies.

Le point de vue hétérodoxe était qu'ils étaient une classe entièrement différente d'objets astronomiques.

Nous savons maintenant que le point de vue orthodoxe est correct. La vraie preuve a été donnée par les images du télescope spatial Hubble qui ont montré la galaxie "sous" les brillants Quasars.
Dessin au tableau du modèle Quasar.
Images HST des Quasars à proximité

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Quand vous levez les yeux, jusqu'où voyez-vous dans le temps ?

Lorsque nous regardons la lune, nous la voyons telle qu'elle était il y a un peu plus d'une seconde. Crédit : ESO/G.Hüdepohl, CC BY

Nos sens sont bloqués dans le passé. Il y a un éclair, puis les secondes s'écoulent jusqu'à ce que nous entendions le grondement du tonnerre lointain. Nous entendons le passé.

Nous voyons aussi dans le passé.

Alors que le son parcourt environ un kilomètre toutes les trois secondes, la lumière parcourt 300 000 kilomètres chaque seconde. Lorsque nous voyons un éclair de lumière à trois kilomètres, nous voyons quelque chose qui s'est passé il y a un centième de milliseconde. Ce n'est pas exactement le passé lointain.

Mais en regardant plus loin, nous pouvons regarder plus loin. Nous pouvons voir des secondes, des minutes, des heures et des années dans le passé de nos propres yeux. En regardant à travers un télescope, nous pouvons regarder encore plus loin dans le passé.

Une seconde dans le temps

Si vous voulez vraiment remonter le temps, vous devez lever les yeux.

La lune est notre plus proche voisin céleste, un monde avec des vallées, des montagnes et des cratères.

Il se trouve également à environ 380 000 km, il faut donc 1,3 seconde à la lumière pour se rendre de la lune à nous. Nous voyons la lune non pas telle qu'elle est, mais telle qu'elle était il y a 1,3 seconde.

La lune ne change pas beaucoup d'instant en instant, mais ce délai de 1,3 seconde est perceptible lorsque le contrôle de mission parle aux astronautes sur la lune. Les ondes radio voyagent à la vitesse de la lumière, donc un message du contrôle de mission prend 1,3 seconde pour arriver sur la lune, et même la réponse la plus rapide prend 1,3 seconde de plus pour revenir.

Il n'est pas difficile de regarder au-delà de la lune et plus loin dans le temps. Le Soleil est à environ 150 millions de km, nous le voyons donc tel qu'il était il y a environ 8 minutes.

Même nos voisins planétaires les plus proches, Vénus et Mars, sont à des dizaines de millions de kilomètres, nous les voyons donc tels qu'ils étaient il y a quelques minutes. Lorsque Mars est très proche de la Terre, nous la voyons telle qu'elle était il y a environ trois minutes, mais à d'autres moments, la lumière met plus de 20 minutes pour se rendre de Mars à la Terre.

Cela pose quelques problèmes si vous êtes sur Terre et contrôlez un Rover sur Mars. Si vous conduisez le Rover à 1 km par heure, le décalage, en raison de la vitesse finie de la lumière, signifie que le rover pourrait être à 200 mètres de l'endroit où vous le voyez, et il pourrait parcourir encore 200 mètres après que vous lui ayez ordonné de frapper. les freins.

Sans surprise, les rovers martiens ne battent aucun record de vitesse, se déplaçant à 5 cm par seconde (0,18 km/h ou 0,11 mph), et les ordinateurs de bord aident à la conduite, pour éviter les épaves de rover.

Le temps de trajet de la lumière de Mars à la Terre change à mesure que la distance à Mars change. Crédit : NASA, ESA, et Z. Levay (STScI), CC BY

Sans surprise, les rovers martiens ne battent aucun record de vitesse, se déplaçant à 5 cm par seconde (0,18 km/h ou 0,11 mph), avec des rovers suivant des séquences soigneusement programmées et utilisant des ordinateurs de bord pour éviter les dangers et éviter les crevaisons.

Allons un peu plus loin dans l'espace. Au plus près de la Terre, Saturne est encore à plus d'un milliard de kilomètres, nous la voyons donc telle qu'elle était il y a plus d'une heure.

Lorsque le monde s'est mis à l'écoute de la plongée de la sonde Cassini dans l'atmosphère de Saturne en 2017, nous entendions les échos d'une sonde qui avait déjà été détruite plus d'une heure auparavant.

Le ciel nocturne est plein d'étoiles, et ces étoiles sont incroyablement lointaines. Les distances sont mesurées en années-lumière, ce qui correspond à la distance parcourue par la lumière en une année. C'est environ 9 000 milliards de km.

Alpha Centauri, l'étoile la plus proche visible à l'œil nu, est à une distance de 270 000 fois la distance entre la Terre et le Soleil. Cela fait 4 années-lumière, nous voyons donc Alpha Centauri tel qu'il était il y a 4 ans.

Certaines étoiles brillantes sont encore beaucoup plus éloignées. Bételgeuse, dans la constellation d'Orion, est à environ 640 années-lumière. Si Bételgeuse explosait demain (et elle explosera un jour), on ne le saura pas avant des siècles.

Même sans télescope, nous pouvons voir beaucoup plus loin. La galaxie d'Andromède et les nuages ​​de Magellan sont des galaxies relativement proches qui sont suffisamment brillantes pour être vues à l'œil nu.

Le Grand nuage de Magellan n'est qu'à 160 000 années-lumière, tandis qu'Andromède est à 2,5 millions d'années-lumière. À titre de comparaison, les humains modernes n'ont parcouru la Terre que depuis environ 300 000 ans.

3C 273 peut être vu avec un petit télescope bien qu'il se trouve à des milliards d'années-lumière. Crédit : ESA/Hubble & NASA, CC BY

À l'œil nu, vous pouvez regarder des millions d'années dans le passé, mais qu'en est-il des milliards ? Eh bien, vous pouvez le faire avec l'oculaire d'un télescope amateur.

Le Quasar 3C 273 est un objet incroyablement lumineux, plus brillant que les galaxies individuelles, et alimenté par un énorme trou noir.

Mais il est 1 000 fois plus faible que ce que l'œil nu peut voir, car il se trouve à 2,5 milliards d'années-lumière. Cela dit, vous pouvez le repérer avec un télescope à ouverture de 20 cm.

Un télescope plus grand permet de scruter encore plus loin dans l'espace, et j'ai déjà eu le plaisir d'utiliser un oculaire sur un télescope de 1,5 mètre de diamètre. Le Quasar APM 08279+5255 n'était qu'un point faible, ce qui n'est pas surprenant car il se trouve à 12 milliards d'années-lumière.

Avec un télescope suffisamment grand, vous pouvez voir le quasar APM 08279+5255 et regarder 12 milliards d'années en arrière. Crédit : Sloan Digital Sky Survey, CC BY

La Terre n'a que 4,5 milliards d'années et même l'univers lui-même a 13,8 milliards d'années. Relativement peu de gens ont vu APM 08279+5255 de leurs propres yeux, et ce faisant, ils (et moi) avons regardé en arrière presque toute l'histoire de notre univers.

Ainsi, lorsque vous levez les yeux, souvenez-vous que vous ne voyez pas les choses telles qu'elles sont maintenant, vous les voyez telles qu'elles étaient.

Sans vraiment essayer, vous pouvez voir des années dans le passé. Et à l'aide d'un télescope, vous pouvez voir de vos propres yeux des millions voire des milliards d'années dans le passé.

Cet article est republié à partir de The Conversation sous une licence Creative Commons. Lire l'article original.


Un test du principe copernicien

Cette image montre une coupe transversale d'un univers vide avec un observateur (O) au centre, en violation du principe copernicien. Les photons CMB (lignes jaunes) peuvent disperser le gaz réionisé, et certains peuvent entraîner des distorsions CMB. Crédit : Caldwell, R. R. et Stebbins, A. ©2008 APS.

Le principe copernicien stipule que la Terre n'est pas le centre de l'univers, et que, en tant qu'observateurs, nous n'occupons pas une place particulière. Énoncé pour la première fois par Copernic au XVIe siècle, l'idée est aujourd'hui entièrement acceptée par les scientifiques et est un concept supposé dans de nombreuses théories astronomiques.

Cependant, comme le soulignent les physiciens Robert Caldwell du Dartmouth College à Hanover, New Hampshire, et Albert Stebbins du Fermilab à Batavia, Illinois, le principe copernicien n'a jamais été confirmé dans son ensemble. Dans un article récent publié dans Lettres d'examen physique appelé « Un test du principe copernicien », les deux chercheurs ont entrepris de prouver le principe vieux de 500 ans en utilisant des observations du fond diffus cosmologique (CMB).

"Le principe de Copernic est la pierre angulaire de la plupart de l'astronomie, il est supposé sans aucun doute, et joue un rôle important dans de nombreux tests statistiques pour la viabilité des modèles cosmologiques", a déclaré Stebbins. PhysOrg.com. « C'est aussi une conséquence nécessaire de l'hypothèse plus forte du Principe Cosmologique : à savoir que non seulement nous ne vivons pas dans une partie spéciale de l'univers, mais qu'il n'y a pas de parties spéciales de l'univers - tout est pareil partout (jusqu'à à la variation statistique).

« C'est un principe très pratique, car il implique qu'ici et maintenant est le même que là et maintenant, et ici et alors est le même qu'ici et puis. Nous n'avons pas besoin de regarder en arrière à notre emplacement actuel pour voir comment l'univers était dans notre passé - nous pouvons simplement regarder très loin, et étant donné le temps de trajet de la lumière, nous regardons une partie éloignée de l'univers dans le passé lointain. Étant donné le Principe Cosmologique, leur passé est le même que notre passé.

Lorsque l'univers n'avait que 400 000 ans, la matière et le rayonnement se sont découplés et ont laissé un résidu de rayonnement qui imprègne encore l'univers entier aujourd'hui. En mesurant les minuscules fluctuations de température de ce rayonnement CMB, les scientifiques peuvent apprendre des choses sur l'univers telles que sa forme, sa taille et son taux d'expansion. Dans ce dernier cas, les observations montrent que l'univers s'étend à un rythme toujours plus rapide, amenant les scientifiques à spéculer sur l'existence de l'énergie noire, de nouvelles lois de la gravité et d'autres théories possibles – et souvent exotiques.

Mais et si l'expansion accélérée de l'univers n'était qu'une illusion ? Comme l'ont expliqué Caldwell et Stebbins, ce scénario est tout à fait plausible si le principe copernicien est un peu assoupli. Si, au lieu que l'univers soit homogène et isotrope comme le dit le principe cosmologique, il y a plutôt « une distribution particulière de matière centrée sur notre emplacement », alors l'univers serait centré sur un vide de faible densité dominé par la matière. Un tel univers serait sans accélération, et il n'y aurait pas besoin d'énergie noire ou d'autres théories similaires.

C'est pourquoi il est important de savoir si le principe copernicien est correct : il garantira que les observations du CMB n'ont pas été mal interprétées pour indiquer une accélération cosmique lorsqu'il n'y en a pas. Pour tester le principe, Caldwell et Stebbins ont développé un « test de distorsion CMB » : ils ont recherché les écarts du spectre CMB par rapport à un corps noir parfait qui auraient pu être causés par un grand vide local. Un vide ou une autre «structure non copernicienne» provoquerait le déplacement du gaz ionisé par rapport au CMB, et le CMB à décalage Doppler diffusé vers nous pourrait contenir des écarts détectables par rapport à un corps noir.

« Essentiellement, nous utilisons l'Univers réionisé comme un miroir pour nous regarder à la lumière du CMB », ont expliqué les chercheurs. « Si nous nous voyons dans le miroir, c'est parce que nous sommes un lieu privilégié. Si nous ne voyons rien [c'est-à-dire pas de distorsions particulières] dans le miroir, alors le principe copernicien est respecté.

Comme test initial, Caldwell et Stebbins se sont concentrés sur un modèle d'univers composé d'un simple vide à symétrie sphérique, également connu sous le nom de « bulle de Hubble ». Cet univers vide ressemble à un univers ouvert (à faible densité) intégré à un univers plat (à densité moyenne). La taille du vide dépend de la façon dont le gaz est distribué dans l'univers. Fondamentalement, le gaz peut exister dans trois zones - neutre, réflexion et Doppler - en fonction de son décalage vers le rouge. Selon la façon dont ces trois zones se chevauchent, le vide peut se présenter en cinq tailles, du petit au «superhorizon», où le vide englobe l'ensemble de l'univers observable.

À l'aide de leur test de distorsion CMB, les chercheurs ont calculé que seuls les modèles de vide plus petits pouvaient conduire au type de distorsion associé à une violation du principe copernicien. Ensuite, en analysant les données du spectre CMB, ils ont pu exclure presque tous ces univers vides de bulles Hubble non coperniciens – ce qui signifie que le principe copernicien a réussi ce premier test. However, Caldwell and Stebbins also noted that other models – such as those with a higher density or smaller radius – may still exist that evade this test.

The researchers added that this is not the first time that bits of the Copernican principle have been tested, but it is one of the first tests of the remaining radial inhomogeneity on very large scales. Caldwell explained that, in 1995, physicist Jeremy Goodman of Princeton proposed a similar test of spectral distortions. Goodman’s implementation resulted in a weaker constraint, or test, of the Copernican principle.

“This [large-scale testing] is not easy to do because, when we look far away, we are looking back in time, and it is difficult to say whether what we see is due to changes with time, which does not violate the Copernican principle, or changes with distance, which does,” Stebbins explained. “Thus, it is a hard question to answer, which is why it has not been done.”

In the future, the scientists plan to further pinpoint the CMB distortions that could be caused by a local non-Copernican structure, and also apply the test to other more general universe models. These tests should be useful in potentially ruling out alternative hypotheses for dark energy, as Caldwell explained. More fundamentally, the tests could either verify the foundation of centuries of astronomical work, or – and the chance is slim – suggest that the Copernican principle may not be as certain as we think.

“If our test of the Copernican principle were to fail, it would probably not be believed, and a variety of other observations would be required to test it,” Stebbins said. “If all these further tests confirmed the large void, then we would have to rethink our ideas about dark energy, or, namely, unthink them.

“I think the scientific community would not be too unhappy with the idea of a large under-dense region – it is not hard to think of ideas of how they might come to be, even in the context of a hot big bang model. What is hard to understand is why we would be so close to the center of one. No doubt someone would come up with an ‘anthropic’ argument for it – but I've thought a bit about that, and don't really think there is a salable anthropic explanation. (By the way, I don't think there is a salable intelligent design reason, either.) In the end, we might have to live with the Walter Cronkite explanation ‘. and that's the way it is . ’”

More information: Caldwell, R. R. and Stebbins, A. “A Test of the Copernican Principle.” Lettres d'examen physique 100, 191302 (2008).


Chapter 19, 20, 22, and 23 Astronomy

Part B: Imagine a photon of light traveling the different paths in the Milky Way described in the following list. Rank the paths based on how much time the photon takes to complete each journey, from longest to shortest

- across the diameter
of the central bulge

-across the diameter
of the galactic halo

-across the diameter
of the galactic disk

-from the Sun to the
center of the galaxy

Part B: Longest to Shortest

-across the diameter
of the galactic halo

-across the diameter
of the galactic disk

-from the Sun to the
center of the galaxy

-across the diameter
of the central bulge

- because the gravitational pull of other disk stars always pulls them toward the disk

-because of friction with the interstellar medium

-from the Sun's orbital velocity and its distance from the center of our galaxy

-from the orbits of halo stars near the Sun

stars with the smallest abundance of heavy elements

stars whose orbits can be inclined at any angle

stars that all orbit in nearly the same plane

stars that all orbit in nearly the same plane

-stars whose orbits can be inclined at any angle

The older the star, the lower its abundance of heavy elements.

The less massive the star, the older it is.

The older the star, the bluer its color.

The older the star, the faster its orbital speed.

Halo stars explode as supernovae much more frequently than disk stars.

They remain stationary, quite unlike disk stars that orbit the galactic center.

They orbit the center of the galaxy at much lower speeds than disk stars.

The spiral arms were imprinted on the galaxy at its birth. Ever since, like a coiling rope, the spiral arms have been wound tighter with each galactic rotation.

The spiral arms are composed of groups of stars that are bound together by gravity and therefore always stay together as the galaxy rotates.

No model can explain the existence of the arms, which rotate with the galaxy like the fins of a giant pinwheel toy.

Introduction: The diagram in (Figure 1) shows orbits of stars around a compact object at the center of the Milky Way Galaxy. The colored dots represent stellar positions at approximately one-year intervals, with each color representing a different star the background photo is an infrared image showing the stars at one particular time. The dashed ellipses represent the orbits calculated for the stars based on the observed stellar motions. (These data are courtesy of Andrea Ghez at UCLA her team continues to collect these data.)

Part A:
To calculate the dashed orbits from the stellar positions, astronomers had to assume that __________.
the central object has a mass of about 4 million solar masses

if they observed for many more years, the dots would trace out ellipses

if they observed for many more years, the dots would trace out parabolas

the stars are all main-sequence stars

Notice that some of the stars on the diagram are represented by a series of dots that are very close together, while others have their dots farther apart. Keeping in mind that all the stellar positions were measured at approximately one-year intervals, which stars are moving the fastest in their orbits during the time period indicated by the dots?

The fastest stars are the ones with:
the dots farthest apart

the dots closest together

Part C:
To determine the mass of the central object, we must apply Newton's version of Kepler's third law, which requires knowing the orbital period and average orbital distance (semimajor axis) for at least one star. We could consider any of the stars shown in the figure, so let's consider the star with the highlighted orbit (chosen because its dots are relatively easy to distinguish). What is the approximate orbital period of this star?
5 yr
20 yr
45 yr
100 yr

Part D:
Look again at the orbit of the star with the highlighted orbit. By comparing the orbit to the scale bar shown on the diagram, you can estimate that this orbit has a semimajor axis of about _____.

12 AU
250 AU
1150 AU
2300 AU

Part E:
The following equation, derived from Newton's version of Kepler's third law, allows us to calculate the mass (M) of a central object, in solar masses, from an orbiting object's period (p) in years and semimajor axis (a) in astronomical units:
M=a^3/p^2

Using this formula with the values you found in Parts C and D, what is the approximate mass of the central object?

0.004 solar masses
40 solar masses
400 solar masses
200,000 solar masses
4 million solar masses
40 million solar masses

From Part E you know the mass of the central object. Now consider its size. Based on what you can see in the diagram, you can conclude that the diameter of the central mass is __________.

no more than about 70
AU
approximately 200
AU
approximately 1150
AU
at least 2300
AU

You've now found that the central object has a mass of about 4 million solar masses but is no more than about 70 in diameter—which means it cannot be much larger than the size of our planetary system. Why do these facts lead astronomers to conclude that the central object is a black hole?

The central object does not show up in the infrared photo, so we conclude that it must be black.

The mass is far above the maximum possible mass for a neutron star, so the object must be a black hole.

There is no known way to pack so much mass into such a small volume without it collapsing into a black hole.


Not only is the GN-Z11 galaxy the oldest one we’ve ever found, 150 million years older than the previous record holder (EGSY8p7), but it is also a fully formed galaxy from a time when astronomers think the very first galaxies were just beginning to form. Additionally, GN-Z11 is beyond the range of what Hubble should be able to see. It was expected that only the future James Webb Space Telescope (launch date: October 2018) would be able to see such distant galaxies. GN-Z11 is so luminous, though, that even at this incredible distance the Hubble space telescope was able to obtain valid images and spectra at multiple wavelengths. Considering there are at least 100 billion galaxies in the observable universe, being the most distant by a significant margin is mind-boggling. The odds of winning the Powerball are much, much better, at only 292 million to 1.

GN-Z11 is not only distant but also unexpectedly bright. A Remarkably Luminous Galaxy at Z=11.1 Confirmed with Hubble Space Telescope Grism Spectroscopy, Oesch et al. (2016).

As a reward for making it through the article, please enjoy a visual journey to GN-Z11 (in Ursa Major).