Planck: Observation du big-bang

[invite7e71e88c]

J'aurais besoin d'explications, il y a un truc que je n'arrive pas à comprendre...

Le télescope Planck permet de voir le 'rayonnement' provenant du début de l'univers juste après le Big-bang. Ce que je comprends c'est qu'il est possible de voir le passé de l'univers parce que la distance est tellement grande que la lumière prend des millions ou milliards d'années à partir du centre de l'univers pour nous atteindre.

Peut-être que cela est erroné ou incomplet, mais si c'est juste je ne comprends pas comment nous, la Terre, puissions être présentement plus éloigné du centre de l'univers que la lumière provenant du big-bang. Selon mon point de vue le rayonnement électromagnétique voyage plus vite que la matière, donc celle provenant du big-bang devrait être plus loin du centre que nous. Si la lumière du big-bang provient vraiment du centre et nous arrive aujourd'hui, c'est parce que la Terre est arrivée plus rapidement ici que la lumière du big-bang? Sinon, ce que Planck observe c'est la limite de l'expansion de l'univers qu'il est possible d'observer étant donné le temps que la lumière prend pour ce rendre a nous. Donc, on regarde dans la direction contraire du centre? Je doute que ce soit vraiment la façon de l'expliquer...

Si vous pouvez m'éclairer je pourrais moins me casser la tête avec cette question
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[Gilgamesh]

FAQ (#6)

a+

[vanos]

Bonjour,

Dans l'Univers, il n'y a pas de sens, ni haut, ni bas, ni gauche, où qu'on puisse être on se trouvera toujours au centre et donc on ne peut que regarder que vers "l'extérieur" sans aucune direction définie.
Là-bas tout "au bout" se trouvent les images du "premier moment".

Amicalement

[Gilgamesh]

La distance de 13,7 Gal est le temps de trajet du photon (ou temps de regard en arrière, t_lookback dans les graphique du bas). Mais à quelle distance cela correspond ? Dans un univers en expansion, il n'y a pas de définition univoque de la distances, il y en a deux (plus une troisième qu'on verra après).

1- la distance entre les objets au moment de l'émission du photon (distance dite angulaire) Da
2- la distance entre les objets au moment de la réception du photon (distance dite comobile) Dc.

La distance angulaire Da est ainsi nommé parce que c'est celle qu'il faut prendre en compte pour juger de la taille angulaire de l'objet source sur la voute céleste. L'angle alpha (sous lequel on observe l'objet de taille h est :

alpha = h/Da
(pour les petits angles)


Donc, quand le photon a été émis, la source était la la distance Da de l'endroit où nous sommes. Et à ce moment là, le taux d'expansion H(t) était plus élevé que maintenant. Le photon "remonte" donc un "flot d'espace" comme un saumon remonte la rivière (à une vitesse propre constante : c) pour arriver jusqu'à nous. On conçoit que si l'intégrale sur le temps de trajet du courant d'espace qui s'écoule sur les flancs du saumon excède ct, il ne progresse pas, mais recule et ne parvient jamais à l'observateur. Pour l'instant, ce n'est pas le cas : l'intégrale sur le temps de H(t) n'a jamais été si grande qu'elle nous empeche de voir tous les photons émis dans notre direction depuis que l'univers émet librement des photons. Les cosmologistes d'aujourd'hui sont bien chanceux.

Donc notre photon-saumon progresse, c'est à dire que à tous les instants la distance entre lui et la source diminue. Mais bien sur elle diminue bien plus lentement que ct puisque à chaque instant la distance augmente de Hd entre le photon situé à la distance d et l'observateur futur. Quand d et H était maximal (donc à l'émission) la progression était minimal. Puis peu à peu le photon-saumon progresse de plus en plus efficacement vers l'observateur, car la distance d diminue (c'est la principale raison) ainsi que le taux d'expansion.

En même temps qu'il progresse difficilement vers le futur observateur, la distance qui le sépare de sa source augmente plus vite que ct. Car en plus de la distance parcourue par les moyens propres du photons (soit ct) il faut ajouter la distance que rajoute l'expansion. Quand le photon-saumon regarde dans son rétroviseur, il voit une source qui s'éloigne de plus en plus vite de lui, quoique sa vitesse propre soit constante.

Quand il arrive à l'observateur et achève sa glorieuse (quoique monotone) existence sur la rétine de l'observateur, il a parcouru par ses moyens propres ct = 13 Gal mais la source est bien plus éloignée que cela désormais. Et cette distance réelle est ce qu'on appelle la distance comobile. C'est la distance à laquelle se trouve aujourd'hui la source, après 13 Ga d'expansion.

Le ratio entre Da la distance angulaire (à l'émission) et Dc la distance comobile (à la fin du trajet) est extrêmement simple à calculer, il est égal par définition au facteur d'expansion a0/a = 1 + z, a0 étant n'importe quelle distance mesurée aujourd'hui et a la même distance au moment de l'émission, z étant le décalage vers le rouge.

Dc = Da (1 + z)


Enfin, dernier aspect à prendre en compte : les objets lointains nous apparaissent comme étant très proches (Da relativement petit) mais par contre il sont beaucoup moins lumineux, car le photon-saumon en luttant contre le flot d'espace qui défilait sous lui, a perdu du 'gras', c'est à dire de l'énergie. Il arrive exténué à l'observateur : c'est le décalage vers le rouge z. De façon totalement équivallente, ça nous fait mesurer la température de la source du rayonnement plus froide qu'à l'émission. On définit donc une distance de luminosité Dl qui est celle qu'il faut prendre en compte pour savoir combien d'énergie va arriver au récepteur depuis la source. C'est Dl qui nous donne la magnitude de l'objet. La encore c'est très facile à calculer avec le z :

Dl = Da (1 + z)²


Ainsi, un objet qui nous parait, d'après sa taille être situé à mettons Da = 1 Gal avec un z = 6 est situé aujourd'hui à une distance de Dc = 1 Gal * (1 + 6) = 7 Gal et l'énergie qui nous en parvient est la même que s'il était situé à 1 Gal (1 + 6)² = 49 Gal.

Pour savoir quel est le temps de regard en arrière (ou temps de trajet du photon), il faut intégrer H(t) et cela dépend cette fois ci du modèle d'expansion que l'on choisit, c'est à dire dans l'équation ci dessous, du choix de Omega_m (densité de matière) et de Omega_lambda (constante cosmo).

note : amha il y a une coquille dans le première image, il faut lire Omega_lambda = 0,7 et non 0,3

[A voir en vidéo sur Futura]