Bonjour,
je suis biologiste, et assez inculte sur l'espace. Je voudrais savoir comment on fait aujourd'hui pour estimer l'âge du soleil (~5 milliards d'années ?) et l'âge de l'univers (~15 milliards d'années ?).
Et est-ce que vous pensez que ces estimations pourraient être loin de la réalité ?
Merci
Bonjour
Le soleil est une étoile standard dont le profil lumineux change avec l'âge on mesure donc son rayonnement et différentes raies dues à son contenu en matière qui change avec l'âge en effet le soleil consomme son hydrogène et fabrique de l'hélium entre autres.
L'âge de l'univers est estimé en première approximation en déroulant à l'envers le film de l'expansion.
Quoi Dieu n'existerait pas? Mais alors j'aurais payé ma moquette beaucoup trop cher (WA).
La luminosité et la composition chimique de la photosphère solaire ne sont pas de bons chronomètres. Une étoile sur la séquence principale change très peu d'aspect et comme la transmission de la chaleur depuis le cœur jusqu'à la surface se déroule de manière radiative (sans déplacement de matière) sur l'essentiel du rayon, il n'y a pas de modification de la composition chimique de surface. La composition chimique du Soleil déduite de son spectre n'a pas du changer depuis sa naissance.
L'âge du Système solaire est déterminé par la datation d'un type particulier de météorites, les chondrites. Ce sont les plus communes. Elles sont formées d'un agrégat de matériaux "non différenciés" c-à-d provenant de corps trop petits pour avoir chauffé sous l'effet de la radioactivité des roches au point de fondre pour former un noyau et un manteau différenciés. Leur matériau constitutif se présente donc à l'état brut, tel qu'il s'est condensé dans la nébuleuse primordiale. Au sein de ces agrégats, on note la présence de petites billes qui sont des bulles de magma ayant cristallisé en apesanteur. Ce sont des chondres (du grec χόνδρος, khόndros "grain, cartilage"), d'où le nom donné à ces météorites.
En plus de chondres, on trouve un mélange de silicates et de métal ainsi que des inclusions dites CAI (pour calcium-aluminium-rich inclusions). Il s'agit de matériaux réfractaires, c-à-d qu'ils fondent à haute température (>1500°C). Ils font donc partie des premiers solides à s'être condensés lors du refroidissement du disque protoplanétaire. On considère donc les CAI des chondrites comme les plus vieux objets datables de notre système solaire. Et par chance, ils contiennent pas mal d'uranium et de thorium ce qui est parfait pour effectuer une datation.
La datation des CAI de la météorite Allende donne un âge de 4567,9 ± 0,5 Ma (Amelin, 2002) ce qui peut être interprété comme le début du système planétaire.
La radioactivité éteinte aluminium-magnesium (26Al-26Mg) de demi-vie 0,75 Ma montre que les inclusions réfractaires et les chondres se sont formés en moins de 3 Ma.
Sur la méthode de datation voir ici : Datation Pb-Pb des inclusions CAI de la météorite Allende
Une présentation ici également : Les premiers âges du Système Solaire (pdf)
Le point important c'est que toutes les datations sur les chondrites donnent des âges remarquablement regroupés dans une fenêtre d'une quinzaine de millions d'années. Un autre point important est que le disque protoplanétaire est un objet transitoire. L'observation des systèmes stellaires en formation montre que le disque disparaît rapidement, précisément dans l'échelle de durée donnée par la dispersion des datation des chondrite. Aussi pense t'on que la formation de l'étoile elle-même n’excède pas 3 à 5 Ma celle des plus vieilles chondrites.
Dernière modification par Gilgamesh ; 18/10/2017 à 12h33.
Parcours Etranges
Concernant l'âge de l'Univers, l'approche la plus précise (celle qui donne le chiffre publié sous le nom d'âge de l'Univers) utilise l'équation de Friedmann, qu'on obtient en résolvant l'équation de la relativité générale dans le cas d'un univers homogène et isotrope.
C'est la méthode la plus précise, mais elle nécessite de connaître la part relative des différents constituant de l'énergie de l'univers, ce qui est rendu possible par l'observation précise du spectre des inhomogénéités du rayonnement fossile (CMB pour cosmic microwave background).
Je vais la faire longue en repartant de la définition des concepts fondateurs du modèle d'expansion. On va commencer par le facteur d'échelle a qui représente la distance entre deux points comobiles, c-à-d entre deux points sans mouvement propre, simplement entraînés par l'expansion de l'univers. La vitesse de récession entre ce deux points est :
en m/s
Le taux d'expansion H, c'est ce taux de croissance da/dt de la distance a, divisée par la distance elle même (sa dérivé logarithmique) :
Des m/s/m autrement dit des 1/s : l'inverse de H est une durée. Si H était constant, ce serait la durée nécessaire pour que deux points se séparent d'une distance a, donc, en remontant dans le passé à partir d'aujourd'hui, la durée nécessaire pour que les deux points soient confondus (a=0). Le temps de Hubble, c'est juste l'inverse du taux d'expansion actuel, noté H0 :
c'est donc l'âge de l'univers dans l'hypothèse simplificatrice où le taux d'expansion serait resté constant et à la valeur actuelle depuis l'origine. C'est bien sûr inexact, il faut le voir comme le premier terme d'une série, qui donne un ordre de grandeur de l'âge de l'univers. Mais il se trouve que cet ordre de grandeur est excellent (il diffère de 1% à peine de la valeur corrigée).
Pour raffiner ce résultat, il faut lui accoler une intégrale qui va prendre en compte la variation de H dans le passé. Pour cela il faut disposer d'un modèle exprimant la variation du taux d'expansion avec le temps. L'apport fondamental de la relativité générale, c'est que cette variation va dépendre de la densité du contenu énergétique de l'univers. La densité d'énergie dépend elle même de la taille de l'univers, exprimée à l'aide du facteur d'échelle. Écrivons ça comme ça :
L'équation de Friedmann permet d'exprimer la fonction f(a) sous cette forme :
où on a choisi la variable a de telle sorte que a=1 aujourd'hui. Les différents Ω0 expriment le ratio entre la densité actuelle d'une forme donnée de l'énergie avec la densité critique de l'univers ρc :
et
L'indice 0 dénote la valeur actuelle de ρ.
Chaque composante sous la racine se définit par la manière dont sa densité est modifiée par l'expansion. C'est à dire qu'avec cette formule, on modélise la physique du phénomène.
Ω0,m~0,24 désigne la densité de matière ("poussière" dans le jargon cosmologique), ou composante non-relativiste : l'ensemble du contenu énergétique dont l'énergie de masse au repos est grande par rapport à l'impulsion : mc2>>pc. On considère en général que pc ~ 0, cad que la composante de pression de la "poussière" est nulle. Ce fluide matériel peut encore être subdivisé en matière noire et baryonique, mais l'ensemble qu'elles forment évolue de la même façon avec le temps cosmique, à savoir qu'elles subissent une simple dilution volumique. La densité du gaz cosmique varie simplement en a-3
Ω0,r~5.10-5 désigne la densité de rayonnement, ou composante relativiste : l'ensemble du contenu énergétique dont l'énergie de masse est négligeable devant l'impulsion pc>>mc2. Il s'agit pour l'essentiel des photons pour lesquels m=0, ainsi que des neutrinos dont la masse est très faible mais non nulle. La composante impulsionnelle implique une pression P qui s'exprime comme P=ρ/3. Pour cette composante, en plus de la dilution volumique, on a une décroissance linéaire de l'impulsion avec le facteur d'échelle de sorte que la densité d'énergie subit une décroissance plus forte d'un facteur puissance, soit en a-4. Prédominante dans le très jeune univers ("ère du rayonnement") cette composante est quasi éteinte aujourd'hui (mais encore observable avec le CMB !)
Ω0,k~0 désigne la courbure. En relativité général, la gravité est identifiée à la courbure et représente elle même une composante à laquelle on peut donner la dimension d'une densité d'énergie et qui influe sur la courbure elle même. Cette composante de courbure est en k/a2, k étant un nombre entier : -1, 0 ou +1. Soit que k soit égal à 0 (courbure strictement nulle) soit que a soit très grand par rapport à la courbure initiale (hypothèse de l'inflation) toujours est il que ce terme est proche de zéro. Pas de contribution de courbure. L'univers est dit "euclidien" ou "plat". Cela exprime juste la géométrie des droites en son sein. Dans un univers plat, la géométrie d'Euclide s'applique, la somme des angles des triangles égale deux droits, etc.
Ω0,Λ~ 0,76 désigne la constante cosmologique notée usuellement Λ. Dans l'équation d'Einstein, on peut ajouter un terme dont la signification doit ensuite être traduite physiquement. Soit il s'agit d'une caractéristique intrinsèque de l'espace, soit ça correspond à la densité moyenne d'énergie du vide (énergie sombre). Dans cette dernière acceptation, plutôt en faveur des cosmologiste actuellement, il faut caractériser ce qu'on nomme équation d'état e cette composante, c'est à dire la manière dont la pression se relie avec la densité d'énergie. On l'exprime à l'aide d'un paramètre noté w en cosmologie et dans sa forme générique on note la relation :
Pour les poussière on a vu que w=0.
Pour le rayonnement w=1/3.
Et pour Λ on a w = -1. Dans cette hypothèse l'exposant -3(w+1) donne 0 et le terme en ΩΛ ne dépend pas du facteur d'échelle dans f(a).
Les données de la mission Planck agrégées à celles d'autres missions de mesure du CMB, permettent d'estimer précisément la valeur de Ω par ce qu'on appelle un modèle d'ajustement : on fait varier les paramètres jusqu'à reproduire exactement le spectre des fluctuations observé. Et ça marche remarquablement. Une fois qu'on dispose de la mesure fiable de ces Ω, le reste est un jeu d'enfant, on intègre (numériquement, il n'y a pas d'expression analytique de la primitive avec trois Ω non nuls) de a=0 à a=1.
La meilleure estimation à ce jour donne:
t0= 13 798 ± 37 Ma
Dernière modification par Gilgamesh ; 18/10/2017 à 15h21.
Parcours Etranges
Euh Merci Gilgamesh désolé d'avoir écrit une connerie il me semblait qu'en analysant les raies d'absorption des différents matériaux on pouvait en déduire un âge?
Quoi Dieu n'existerait pas? Mais alors j'aurais payé ma moquette beaucoup trop cher (WA).
Trop fort Gilgamesh mais qui se cache derrière ce pseudonyme du roi de la cité d'Uruk?
Quoi Dieu n'existerait pas? Mais alors j'aurais payé ma moquette beaucoup trop cher (WA).
Si je comprends bien la constante cosmologique pourrait être une propriété de l'espace sans faire appel à une énergie du vide qui d'ailleurs est estimée dans un facteur 10**120 par rapport à ce qu'on constate de l'expansion?
Quoi Dieu n'existerait pas? Mais alors j'aurais payé ma moquette beaucoup trop cher (WA).
Il y a bien des grains plus anciens dans les chondrites carbonées, les bien-nommés grains pré-solaires, mais c'est un autre sujetEnvoyé par Gilgamesh
Le bon vieux Yuri (Amelin) a entre autre joue avec des phosphates indéterminés dans ces CAI, qui sont fortement enrichis en uranium, et qui ont fourni des dates dans la meme zone avec une precision analytique de l'ordre de la dizaine de milliers d'années. Yuri ne sait pas trop quoi en deduire, sauf pour le challenge analytique que cela representaitEt par chance, ils contiennent pas mal d'uranium et de thorium ce qui est parfait pour effectuer une datation.
La datation des CAI de la météorite Allende donne un âge de 4567,9 ± 0,5 Ma (Amelin, 2002) ce qui peut être interprété comme le début du système planétaire.
T-K
If you open your mind too much, your brain will fall out (T.Minchin)
Merci TK. Et du coup, on les date comment les grains pré-solaires ?
Parcours Etranges
Pour autant que je sache, aucun théoricien ne considère plus Λ comme une propriété géométrique, mais en effet mathématiquement c'est équivalent.
Parcours Etranges
Ce sont souvent des ages d'exposition aux rayons cosmiques, utilisant des systemes isotopiques assez exotiques (dont je ne connais pas grand chose)...la plupart sont environ 200 millions d'annees plus anciens que le systeme solaire, mais d'autres atteignent des ages de 7 ou 8 milliards d'annees.
T-K
If you open your mind too much, your brain will fall out (T.Minchin)
Ok, peut être basé sur des réactions de spallation.
Parcours Etranges
Tu as raison, en mesurant la raie de l'uranium dans le spectre d'une étoile et en la comparant aux abondances des autres éléments stables, on peut calculer l'âge de l'étoile. Comme l'uranium est présent en trace, cette raie est très faible, et il faut beaucoup de lumière, donc de grand miroir, pour faire ce genre de mesure, mais on y arrive. Cf. par exemple l'étoile de Cayrel daté à 12,5 Ga (avec une grosse barre d'erreur toutefois ± 1,5 Ga)
Dernière modification par Gilgamesh ; 18/10/2017 à 17h54.
Parcours Etranges
Wahou !! Merci beaucoup beaucoup.
Je n'ai pas tout compris, mais j'y reviendrai pour approfondir.
Bonjour,
je reviens à cette question et à cette réponse impressionnante de Gilgamesh. Je voudrais savoir si dans tous ces calculs compliqués (en tout cas, pour moi) il y a une part d'incertitude, plus ou moins importante, sur certains termes. Par exemple, est-ce qu'on est sûr du modèle sur la variation de H dans le passé ? Il repose sur la relativité générale, n'est-ce pas ? Mais est-ce qu'il ne pourrait pas dépendre d'autres paramètres en plus qui seraient ignorés ici ? Est-ce que ça pourrait beaucoup fausser le résultat ?
En tant que scientifique, j'ai tendance à remettre en question beaucoup de certitudes, ici j'en suis objectivement incapable, mais si vous deviez le faire ? Quelles limites vous verriez à ce modèle théorique sur l'âge de l'univers ?
J'ai indiqué la barre d'erreur : ± 37 Ma
Ce qui signifie que les paramètres sont connus avec une excellentes précision, dans le cadre de ce modèle, dit ΛCDM. Ce modèle est bon parce qu'il cadre avec toutes les observations, et que la théories sur laquelle il repose est elle même extrêmement robuste. C'est tout ce qu'on peut dire, et c'est la seule chose que vous devez attendre en science. Est ce qu'on a une raison quelconque d'en douter ? Aujourd'hui, non. Est ce que l'absence de raison de douter est ce qu'on appelle une certitude : la réponse appartient à chacun. Si la certitude vous gêne pour des raisons métaphysique, doutez si vous voulez, mais on ne va pas en discuter sur le forum, c'est une attitude extra scientifique. Seules les raisons de douter peuvent être discutées.
Pour l'instant, je dirais qu'il y a quand même deux trucs qui tiraillent :
- l'abondance en Lithium-7 mesurés (difficilement) qui ne se situe pas dans la barre d'erreur des modèles de nucléosynthèse primordiale.
- la valeur de H0 déduite de la mission Planck qui se situe à plus de 3 sigma de la valeur mesurée à l'aide de la mesure des SNIa.
Dernière modification par Gilgamesh ; 20/03/2018 à 00h23.
Parcours Etranges
Rien de métaphysique dans ma question, je voulais juste avoir une idée du degré de confiance que vous aviez dans ce modèle. J'avoue être étonné par autant de précision. Je n'imaginais pas qu'on puisse en savoir autant sur un événement aussi éloigné.
Merci pour ces précisions.
Ah oui, c'est sûr que c'est étonnant, surtout si on se réfère à la situation qui régnait en cosmologie à la fin du siècle dernier. Les progrès sont venus essentiellement de la cartographie fine du fond radio cosmologique (qui permet de tester la valeur des quatre Ω), recoupée avec le calcul de la nucléosynthèse primordiale (qui donne une contrainte forte sur la densité de baryon), de l'observation des SNIa (qui indique que Λ n'est pas nul, et qui permet de contraindre H0), de la mesure de ce qu'on appelle les oscillation acoustiques baryoniques (BAO), et des modèles de formations des grandes structures (qui contraignent la densité baryonique et de matière noire), entre autre. Le fait que toutes ces mesures convergent permet de fixer tous ces paramètres à mieux que 1%.
Contraintes en 2008 sur la densité de matière totale Ωm (matière noire + matière ordinaire) en abscisse et la densité d’énergie noire en ordonnée d’après les observations des supernovae de type Ia (SNe), le rayonnement fossile (CMB) et les ondes acoustiques des baryons (BAO).
source
Dernière modification par Gilgamesh ; 25/10/2017 à 08h33.
Parcours Etranges
C'est à dire? Combien donnent Planck et SNIa respectivement?
PS: H0 c'est bien la constante de Hubble actuelle? Hors rien n'est actuel dans l'univers plus on regarde loin plus on regarde il y a longtemps?
Quoi Dieu n'existerait pas? Mais alors j'aurais payé ma moquette beaucoup trop cher (WA).
Salut,
Je n'ai pas les chiffres mais :
Ben si, sur Terre (auquel on ramène certaines grandeurs, sinon on s'y retrouve plus).
"Il ne suffit pas d'être persécuté pour être Galilée, encore faut-il avoir raison." (Gould)
Oui, c'est le sens de l'indice 0.
Pour calculer la valeur de H dans le passé, à un redshift donné, il faut multiplier H0 par la fonction f(a), sachant que 1+z = 1/a, avec z le redshift.
En négligeant le rayonnement (donc pour des z<1000 en gros), dans le cadre d'un univers plat et en prenant les valeurs approchées des Ω, ça nous donne:
Sinon, voici les tensions qui existent entre la valeur de H calculée à l'aide des (excellentes) données de Planck et celle calculée par différentes équipes utilisant des méthodes classiques de mesure des distances.
Le conférencier est A. Reiss, un des membre de l'équipe du High-Z supernovae search team, une des deux équipes à avoir mis en évidence le phénomène d'accélération de l'expansion de l'Univers en 1998, et prix Nobel 2011 pour ce travail. Pas le premier venu, donc.
Ce qu'on voit c'est que la mission Planck, par la méthode du modèle de concordance appliqué au spectre de fluctuation du CMB trouve une valeur de 67 km/s/Mpc avec une boite d'erreur étroite. Les autres travaux utilisent la classique "chaîne d'arpenteur" de l'astronome : d'abord la méthode des parallaxes pour calibrer les Céphéides dans notre environnement stellaire proche. Puis la méthode des Céphéides pour calibrer les SNIa des galaxies voisines. Puis les SNIa pour mesurer H0 à haut redshift. Chaque méthode amène son lot d'incertitudes, on voit que les barres d'erreurs sont plus larges que pour Planck. Mais elles convergent. Y compris quand on utilise autre chose que les Céphéides (TRGB), y compris en utilisant les toutes dernières mesures de la mission Gaïa qui fait gagner plusieurs magnitude en précision dans la mesure des parallaxes et permet de calibrer près de 200 Céphéides, ce qui est du jamais vu. L'écart entre les deux est de 3 sigma. Il faut gagner encore 2 sigma pour "officialiser" la nouvelle. Les nouvelles mesures sont en cours pour y arriver. Si l'écart se confirme (et pour ma part, je parierais là dessus) cela signifierait que deux chaines de mesures utilisant des phénomènes physiques distincts ne convergent pas, et que ce n'est pas un problème d'incertitudes expérimentales. Ce qui signifierait alors clairement qu'il manque un ingrédient au modèle ΛCDM.
source: CfA Colloquium - A New Measurement of the Expansion Rate of the Universe
Conférence de Adam Reiss
The Hubble constant remains one of the most important parameters in the cosmological model, setting the size and age scales of the Universe. Present uncertainties in the cosmological model including the nature of dark energy, the properties of neutrinos and the scale of departures from flat geometry can be constrained by measurements of the Hubble constant made to higher precision than was possible with the first generations of Hubble Telescope instruments. A streamlined distance ladder constructed from infrared observations of Cepheids and type Ia supernovae with ruthless attention paid to systematics now provide 2.4% precision and offer the means to do much better. By steadily improving the precision and accuracy of the Hubble constant, we now see evidence for significant deviations from the standard model, referred to as LambdaCDM, and thus the exciting chance, if true, of discovering new fundamental physics such as exotic dark energy, a new relativistic particle, or a small curvature to name a few possibilities. I will review recent and expected progress.
Dernière modification par Gilgamesh ; 25/10/2017 à 09h50.
Parcours Etranges
Wahouh c'est super intéressant l'aventure continue.
Quoi Dieu n'existerait pas? Mais alors j'aurais payé ma moquette beaucoup trop cher (WA).
Il s'agit bien du H0 local car à grande distance il faut tenir compte du passé.
Quoi Dieu n'existerait pas? Mais alors j'aurais payé ma moquette beaucoup trop cher (WA).
est-ce que cela veut dire que si H0 = 66 il n'y a pas d'accélération de l'expansion?
Quoi Dieu n'existerait pas? Mais alors j'aurais payé ma moquette beaucoup trop cher (WA).
Pour calculer la valeur de H dans le passé, à un redshift donné, il faut multiplier H0 par la fonction f(a), sachant que 1+z = 1/a, avec z le redshift.
En négligeant le rayonnement (donc pour des z<1000 en gros), dans le cadre d'un univers plat et en prenant les valeurs approchées des Ω, ça nous donne:
Sinon, voici les tensions qui existent entre la valeur de H calculée à l'aide des (excellentes) données de Planck et celle calculée par différentes équipes utilisant des méthodes classiques de mesure des distances.
Le conférencier est A. Reiss, un des membre de l'équipe du High-Z supernovae search team, une des deux équipes à avoir mis en évidence le phénomène d'accélération de l'expansion de l'Univers en 1998, et prix Nobel 2011 pour ce travail. Pas le premier venu, donc.
Ce qu'on voit c'est que la mission Planck, par la méthode du modèle de concordance appliqué au spectre de fluctuation du CMB trouve une valeur de 67 km/s/Mpc avec une boite d'erreur étroite. Les autres travaux utilisent la classique "chaîne d'arpenteur" de l'astronome : d'abord la méthode des parallaxes pour calibrer les Céphéides dans notre environnement stellaire proche. Puis la méthode des Céphéides pour calibrer les SNIa des galaxies voisines. Puis les SNIa pour mesurer H0 à haut redshift. Chaque méthode amène son lot d'incertitudes, on voit que les barres d'erreurs sont plus larges que pour Planck. Mais elles convergent. Y compris quand on utilise autre chose que les Céphéides (TRGB), y compris en utilisant les toutes dernières mesures de la mission Gaïa qui fait gagner plusieurs magnitude en précision dans la mesure des parallaxes et permet de calibrer près de 200 Céphéides, ce qui est du jamais vu. L'écart entre les deux est de 3 sigma. Il faut gagner encore 2 sigma pour "officialiser" la nouvelle. Les nouvelles mesures sont en cours pour y arriver. Si l'écart se confirme (et pour ma part, je parierais là dessus) cela signifierait que deux chaines de mesures utilisant des phénomènes physiques distincts ne convergent pas, et que ce n'est pas un problème d'incertitudes expérimentales. Ce qui signifierait alors clairement qu'il manque un ingrédient au modèle ΛCDM.Bonjour,
L'écart de 5 à 10% constaté entre les mesures "locales" de H0 et son calcul dans le cadre du modèle standard à partir des résultats d'observation du CMB devrait inciter à plus de prudence.
Sans parler de "nouvelle physique", il peut y avoir une explication qui conduirait à une remise en cause au moins partielle du modèle standard : celui-ci repose sur la croyance que l'univers est suffisammment homogène et isotrope pour que la solution la plus simple des équations d'Einstein (la métrique FLRW), complétée par l'existence supposée d'ingrédients de nature aujourd'hui inconnue (la constante cosmologique et la matière noire), suffise à décrire son évolution à grande échelle.
Cette solution repose sur l'hypothèse que les valeurs locales des différents paramètres de densité (matière, rayonnement, courbure, constante cosmologique) sont partout égales à leurs valeurs moyennes. Ou du moins, que les variations locales de ces paramètres sont suffisamment petites pour qu'on puisse les traiter comme des perturbations d'un espace-temps décrit par la métrique FLRW, dont les effets sur le taux d'expansion s'annulent lorsqu'on fait la moyenne sur un volume suffisamment grand. Cela revient à considérer que la courbure spatiale est uniforme sur tout l'univers et, à l'intérieur d'un volume suffisamment grand par rapport à la taille de ses grandes structures (i.e. de diamètre >> 500 millions d'al), à découpler l'évolution de la courbure (alors simplement décrite par la métrique FLRW) de celle de la matière qu'il contient.
Or des chercheurs ont démontré que, contrairement à ce qu'on obtient en utilisant l'approximation newtonienne, la prise en compte de ces inhomogénéités dans le cadre de la relativité générale (sans supposer a priori que la métrique FLRW suffit à décrire l'univers observable) peut conduire à des résultats différents, suivant l'échelle à laquelle on peut considérer l'univers comme homogène. Il y aurait une "backreaction" de l'évolution des grandes structures sur celle de la courbure, et l'évolution du taux d'expansion ne pourrait pas être décrite par H(z)=H0.f(a) avec f uniforme sur tout l'univers.
Aujourd'hui les résultats obtenus par ces chercheurs sont qualitatifs. Les méthodes de physique mathématique permettant de résoudre numériquement le problème n'étant pas mûres, il y a débat sur l'impact quantitatif que cela pourrait avoir, entre autres, sur le calcul du taux d'expansion moyen, à l'échelle de l'univers observable. Si l'écart est, disons, au plus de l'ordre de 1%, cela ne remettra pas en cause fondamentalement le modèle standard : on pourrait continuer d'utiliser la métrique FLRW comme une bonne approximation, et de calculer H(z) à partir de H0 à l'aide d'une fonction f(a) uniforme sur tout l'espace, n'utilisant que les densités moyennes. Mais s'il est nettement plus important il n'en sera pas de même. En particulier, certains estiment que l'effet de backreaction pourrait suffire à expliquer l'accélération de l'expansion, fournissant ainsi une explication simple à la nécessité d'ajouter une constante cosmologique à l'équation d'Einstein pour coller aux observations.
Vous trouverez ici une bonne présentation (en anglais) de cette problématique par des chercheurs appartenant à différentes équipes travaillant indépendemment dans ce domaine.
Dernière modification par yves95210 ; 25/10/2017 à 12h05. Motif: corrections
Bonsoir,
Amelin et al. (2002) est effectivement un classique, mais il y a aussi Bouvier & Wadhwa (2010), qui nous avait valu cette actualité sur Futura.
Aussi, depuis la publication d'Amelin et collaborateurs de 2002, on a découvert que les CAI dans différentes météorites se sont formées sur une période s'étalant sur ~700.000 ans :
- Well-resolved variations in the formation ages for Ca–Al-rich inclusions in the early Solar System (MacPherson et al., 2012)
Du coup, il faudrait prendre les plus anciens CAI comme "temps zéro" du Système solaire.
Après les grains prés-solaires et avant les inclusions minérales riches en calcium et en aluminium, il y a aussi les Refractory Metal Nuggets (RMNs), d'une taille généralement inférieure au micromètre, qu'on pense être les "précurseurs" des CAI. On en parle jamais dans la presse ou à la télévision mais ils existent bel et bien.Il y a bien des grains plus anciens dans les chondrites carbonées, les bien-nommés grains pré-solaires, mais c'est un autre sujet
Une publication intéressante (même s'il y en a des plus récentes) sur la question :
- Refractory Metal Nuggets – Formation of the First Condensates in the Solar Nebula (Liffman et al., 2012)
Cordialement.
