Température de l'univers

[inviteab2b41c6]

Bonjour,
j'ai souvent entendu dire (et ce pas plus tard qu'hier dans un livre signé par un prix Nobel, ce qui apporte un peu de crédibilité) que la température de l'univers est de ... tant de degrés par exemple. Je peux à peu près m'imaginer ce qu'est une température aujourd'hui mais je ne comprends pas ce que l'on entend par température lorsque l'on parle des premières minutes de l'univers, les instants où les atomes n'existent pas encore.

Est-ce tout simplement une quantité d'énergie phénoménale que l'on convertit en température pour donner une idée au public de la quantité d'énergie qui est en jeu? Dans ce cas, quelle règle est utilisée?

Il me semble que la température est une mesure de l'agitation des molécules, mais à ces instants, il n'y avait justement pas de molécules...

Merci d'avance
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[invite80fcb52e]

Est-ce tout simplement une quantité d'énergie phénoménale que l'on convertit en température pour donner une idée au public de la quantité d'énergie qui est en jeu? Dans ce cas, quelle règle est utilisée?

On sait comment évolue la température avec l'expansion, c'est pas compliqué.
A partir de température très élevé, en physique des particules on parle plutôt en terme d'énergie. Comme la température est l'agitation des particules, plus les particules ont de l'énergie (vont vite) plus la température est élevée.

La formule qui les relie est simplement E=kT où E est l'énergie des particules, T la température et k la constante de Boltzmann.

Il me semble que la température est une mesure de l'agitation des molécules, mais à ces instants, il n'y avait justement pas de molécules...

Ca peut être l'agitation des particules.
Et comme il y a des photons, c'est aussi lié à leur longueur d'onde.

[Gilgamesh]

Je reposte :

Au plan théorique, tu as deux sortes de températures à prendre en compte : la température de la matière (qui représente à une constante près l'énergie cinétique moyenne des atomes, c'est la formule que donne Gloubi : E=kT) et la température de rayonnement, qui est la température du corps qui émet (ou qui a émis, il y a parfois très longtemps...) le rayonnement que tu mesures.

Température de rayonnement : imagine un mur infiniment grand devant toi, à une température disons de 5°C et entre toi et le mur, de l'air à 20°C.

Le mur va émettre un rayonnement thermique à 5°C, c'est à dire que les photons auront une distribution d'énergie bien précise autours d'un pic de fréquence :



Par exemple le Soleil dont la surface est à 6000 K nous envoie un spectre de rayonnement dont le pic de fréquence est 3000/6000=0,5 µm : c'est pour ça que notre vision est adaptée à cette gamme de longueur d'onde centrée sur cette valeur (de 0,3 à 0,7 µm).

L'équivalent du mur infiniment grand, c'est le "fond du ciel", cad les contrées lointaines qui nous apparaissent telles qu'elles étaient quand l'Univers est devenu transparent et dont le rayonnement nous parvient seulement maintenant. Comme c'est de très loin le corps le plus lumineux de l'Univers (99,9% des photons de l'univers en proviennent) il n'est pas exagéré de faire de la température de rayonnement de ce fond cosmique fossile la température de l'Univers.

Mais il y a une subtilité : au moment où il est devenu transparent, il rayonnait à T=3000 K, soit une longueur d'onde (en micron) de 3000/T = 1 micron (le proche infra rouge). Si ce rayonnement n'avait pas été redshifté, on se retrouverait dans un four à 3000 K. L'expansion de l'espace fait que le rayonnement rougeoyant des origines est décalé vers les grandes longueure d'onde, d'un facteur 1000 environ. La température ayant été divisée par 1000 par l'expansion, l'Univers rayonne à 3K, soit un rayonnement 3000/3 = 1 mm.

Et l'équivalent de l'air ambiant entre toi et le mur, c'est le gaz raréfié qui remplit l'espace et qui existe sur toute une gamme de température. Et en très gros, plus il est raréfié, plus il est chaud. Les amas de galaxie baignent dans un gaz à plusieurs dizaines de millions de K, l'atmosphère à l'intérieur des galaxies est typiquement à des dizaine de milliers de K avec par endroit des nuages moléculaire denses et froids à quelques dizaine de K.

a+