Bonjour,
Il y a un débat pour savoir si l'univers est limité, sans bord. Ou s'il est infini.
Mais on nous dit qu'il y aurait 1080 atomes dans l'univers. Donc si le nombre d'atomes est limité, alors l'univers est limité et sans bords.
Merci pour m'expliquer, parce que là, je bloque!
Parce qu'on oublie de préciser "dans l'univers visible". C'est souvent le cas.Envoyé par Youri Gagarine
Oui, c'est ce que je viens de découvrir en parcourant le net: 1080 atomes dans l'univers visible.
Mais même, si l'univers dans son ensemble est infini, il y a une infinité d'atomes. Or il ne pouvait pas y avoir une infinité d'atomes lors la nucléosynthèse primordiale et après.
C'est bien de préciser l'origine de ce genre d'affirmation parce que là, c'est un peu gratuit et non étayé.
Tel qu'on se représente la chose dans le modèle inflationnaire, l'univers visible forme une petite partie d'un volume bien plus vaste issu du même épisode d'inflation. On appelle ce volume qui s'étend au delà de l'univers visible le Multivers de type I. Sa taille n'est pas fixée mais en toute hypothèse il est bien plus grand que notre univers visible (dans les estimations qu'on peut trouver ça et là dans la littérature sur le sujet, son volume est bien supérieur à 1080 fois celui de notre univers visible !). Pas infini, donc. Juste "inimaginablement grand". Dans cette hypothèse, le Multivers I est formé du même vide, il obéit aux mêmes lois physiques, on y trouve donc les mêmes particules élémentaires reliées par les mêmes forces, la densité de matière est la même à des fluctuations quantiques près, et il a donc suivit en toute hypothèse une évolution en tout point parallèle à celle de notre univers, y compris évidemment en ce qui concerne la nucléosynthèse primordiale.
Dernière modification par Gilgamesh ; 29/07/2017 à 20h07.
Parcours Etranges
Merci pour l'explication.
...Mais dans quoi s'expanse ce Multivers 1?
Oui, mais faut pas aller bien loin pour étayer: le modèle de l'expansion de l'univers, à peu près connu à partir de la phase inflationnaire, est établi à partir d'un nombre limité de particules.
Il me semble que si ce nombre était infini, ce modèle ne pourrait pas fonctionner de la même façon.
Et puis on sait que 95% de l'univers est composé de matière noire, ou énergie noire.
Mais 95% de l'infini cela n'a pas de sens.
Ou alors il s'agit de 95% de l'univers observable?
Même confusion entre visible ou pas. Et cela ne changerait rien s'il était infini, on travaille en densité.
Cela a parfaitement un sens. Si je dis que les nombres pairs représentent 50% des entiers, c'est exactement ça.
Bonjour,
On ne sait pas si l'univers réel est fini ou infini dans les deux cas le modèle standard du BigBang fonctionne. Dans tous les cas on ne raisonne que sur la partie visible celle qui nous est accessible.
Quoi Dieu n'existerait pas? Mais alors j'aurais payé ma moquette beaucoup trop cher (WA).
Mais ce n'est pas la même chose: par rapport aux entiers, quelle est la proportion des nombres ayant la suite de décimales ".123456789"?
et puis il y a quelque chose que je ne comprends pas concernant l'univers infini, encore!
Les limites de l'univers observable sont à 14 milliards d'années lumières de nous. Mais il ne pourrait pas y avoir de galaxies au delà, puisque l'univers n'a que 14 milliards d'années.
Est ce qu'il faut faire intervenir la relativité?
Dernière modification par Youri Gagarine ; 30/07/2017 à 09h55.
Si, c'est exactement la même chose.
Ce n'est pas parce que tu ne connais pas quelque chose ou que tu ne le comprends pas que cela ne tient pas la route.
Et pourtant, c'est ce que tu fais depuis le début du fil.
Non, il n'y a pas besoin de faire intervenir la relativité, c'est plus simple mais il faudrait lire les fils et les sites sur le sujet plutôt que de tout remettre en cause...
Là, je fatigue.
ah non, je ne remets rien en cause, j'ai pas le niveau pour ça! Je pose des questions pour comprendre.
J'ai déjà lu les fils précédents sur ces sujets, mais ça part dans tous les sens et je n'y ai pas trouvé de réponses spécifiques à ma question.
Donc je ne comprends pas si l'univers a 14 milliards d'années, comment il pourrait y avoir des galaxies plus éloignées que 14 années lumière.
Et je ne comprends pas non plus comment on peut déterminer la proportion de chiffres ayant comme décimale .123456789 par rapport au nombre d'entiers. Mais je vais poser ma question dans la section maths.
Dans un Multivers de type II (je pense que tu la sentais venir).
Le Multivers de type II est constitué dans ce paradigme, dit de l'inflation chaotique éternelle, de poches de haute énergie, donc en inflation, dont l'énergie décroit brutalement pour former des multivers MI de basse énergie comme le notre. Dès lors que l'énergie résiduelle du vide n'est pas strictement nulle, tous les MI sont en expansion, et donc leur ensemble également. Le MII est donc l'ensemble, ici en inflation, là en expansion, de tous ces univers né de différents épisodes d'inflation, et dans lequel le vide a décru d'un état de haute énergie vers un état de basse énergie. La physique de particules indiquent que les état du vide a basse énergie sont multiples. On propose donc que les différent MI ont un état du vide qui a décru en peuplnt aux hasard tous les état accessibles, ce qui impliquent que les lois de la physique y seraient différentes. La constante cosmologique et le taux d'xpansion associés, la nature et la masse des particules, la force et la porté des interactions fondamentales pourraient être différentes, ce qui changerait complètement leur physionomie comparé au notre.
Et maintenant dans quoi s'expand le MII ? Non, le raisonnement par récurrence ne s'applique pas ici. Enfin, en un sens si : l'espace qui a donné naissance au notre appartenait à un espace en inflation, qui lui même est né d'une inflation, qui elle même est né d'une inflation, etc. En fait on a bien une structure fractale de vide inflationnaire. Mais une fois qu'on a tout envisagé au plus large, on n'est pas contraint comme les antiques à une régression à l'infinie. C'est ce raisonnement qui faisait dire aux philosophe de l'Antiquité que l'espace ne pouvait qu'être infini. La physique nous a fait découvrir que ce n'était pas le cas : l'univers peut se clore soit par l'effet de sa courbure, soit par sa topologie. Donc pour un MII, c'est raisonnablement la solution qu'il faut adopter. On peut très bien le voir simplement comme une hypersphère finie dans bord.
Parcours Etranges
Le nombre des particules n'est pas donné au départ. On n'a pas des univers qui se partagent un stock de particules émises par la Banque du Multivers en nombre fini (pour éviter l'inflation... ah ben si justement, c'est ce qu'on veut !). Bref
Dans ce paradigme, les particules apparaissent lors de la décroissance énergétique du vide et se diluent ensuite dans un volume croissant.
Et les densité sont calculé localement et aujourd'hui. La part d'énergie sombre ne fait que croître car sa densité est constante tandis que celle de la matière ne cesse de baisser. La fraction de matière noire du baryonique n'a pas varié depuis l'origine, mais par contre sa part dans l'énergie totale était minoritaire dans le jeune univers chaud, c'était le rayonnement qui se tapait la part du lion.
Parce que durant le trajet des photons, l'univers n'a cessé de croître.
Les différentes notion de mouvement en cosmologie
D'abords, couvres mentalement l'univers d'un repère de coordonnés, c'est à dire d'un grand calque millimétré en trois dimensions.
Sur ce calque tu places les objets et tu notes leur coordonnées x, y, z.
Une fois que tu as fais ça, tu peux concevoir deux types mouvements :
- le mouvement propre : les coordonnées de l'objet changent avec le temps.
- le mouvement comobile : les coordonnées de l'objet restent identiques, mais l’intervalle entre deux graduations grandit. Autrement dit, le calque est en expansion.
Le mouvement propre explique la formation des galaxies et des amas : les objets attirent les objets proches et se regroupent pour former des masses liées.
Le mouvement comobile est ce qu'on appelle l'expansion. Chaque objet voit tous les objets lointains s'éloigner de lui.
les différentes notions de distances en cosmologie
notation :
Gy = giga years (=milliard d'années)
Gly = giga light-years (=milliard d'années-lumière)
1- La première notion de distance est en fait un temps : le temps de trajet du photon (ou temps de regard en arrière). C'est celle qui est donnée usuellement, en années-lumière. Il s'agit bien d'années qu'a passé le photon dans l'espace pour nous parvenir. Mais à quelle distance en mètres cela correspond ?
Dans un univers en expansion, il n'y a pas de définition univoque de la distance, il y en a deux (plus une troisième que l'on verra après).
2- la distance entre la source et la cible au moment de l'émission du photon (distance dite angulaire) Da
3- la distance entre la source et la cible au moment de la réception du photon (distance dite comobile) Dc.
La distance angulaire Da est ainsi nommée parce que c'est celle qu'il faut prendre en compte pour juger de la taille angulaire de l'objet source sur la voûte 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. La distance au-delà de laquelle aucun photon ne peut plus parvenir à l'observateur définit l'horizon cosmologique de cet observateur.
Une fois émis, notre photon-saumon progresse, c'est à dire que à tous les instants la distance entre lui et le futur observateur diminue. Mais bien sûr, elle diminue plus lentement que ct puisqu'en chaque instant la distance augmente d'une quantité H x d entre le photon situé à la distance d et le futur observateur. Quand d et H étaient tous les deux maximal (à l'émission) la progression était minimale. Puis peu à peu le photon-saumon a pu progresser de plus en plus efficacement vers l'observateur, car la distance d a diminué tout au long du trajet (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 achève enfin sa glorieuse (quoique monotone) existence sur la rétine de l'observateur, il a parcouru par ses moyens propres ct = 13 Gly mais la source est bien plus éloignée que cela désormais. 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 Gy 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)
4- Distance de luminosité
Les objets lointains nous apparaissent comme étant très proches (Da relativement petit) mais par contre ils sont beaucoup moins lumineux que ce que leur taille angulaire pourrait laisser supposer, 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 équivalente, 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 Gly avec un z = 6 est situé aujourd'hui à une distance de Dc = 1 Gly * (1 + 6) = 7 Gly et l'énergie qui nous en parvient est la même que s'il était situé à 1 Gly (1 + 6)² = 49 Gly.
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.
Un calculateur JavaScript en ligne
Dernière modification par Gilgamesh ; 30/07/2017 à 11h13.
Parcours Etranges
Salut,
Y'a qu'à regarder la d'édition du mètre, c'est une durée x c
La distance c'est 13,7GaL, en mètres (actuels).
Sinon qu'est ce que ça veut dire "l'univers observable est une boule de rayon 13,7GaL centrée sur l'observateur ?"
Et ça revient a une question posée sur un autre fil (a partir d'où la physique devient cosmologique ?). Ici ça se traduit par : quand on regarde dans une direction donnée et qu'on sait "a peu près" ce que représente 1m (par triangulation des deux yeux principalement) a partir d'où dans l'univers les mètres cessent ils d'être des mètres ??
Est ce que tu sais qu'en RR, une sphère de matière s'éloignant d'un observateur à vitesse constante et mesurée avec un z+1 donné aurait une "distance de luminosité" avec exactement la même formule ? (Da distance à l'émission). C'est la suite logique du phénomène d'aberration (tu sais mon schéma imbitableDl = Da (1 + z)²)
Est ce que tu aurais la formule de H(t) (passé et futur) stp? c'est pour la question de Fabio sur un autre fil.Pour savoir quel est le temps de regard en arrière (ou temps de trajet du photon), il faut intégrer H(t)
Merci
Mailou
Moi je conseille à notre cosmonaute revenu d'outre-tombe de suivre le très bon cours de cosmologie de Richard Taillet en 13 épisodes il ne nécessite que très peu de maths et permet de tout comprendre ou presque:
http://podcast.grenet.fr/podcast/cou...&chrono=chrono
Ou alors le merveilleux cours d'Aurélien Barrau niveau collège en 11 épisodes que ce dernier publie par épisodes en ce moment sur youtube (cours "tous publics").
Quoi Dieu n'existerait pas? Mais alors j'aurais payé ma moquette beaucoup trop cher (WA).
Par H(t) tu parles de du facteur d'échelle? Il dépend du modèle cosmologique envisagé effectivement j’aimerais avoir celui du modèle standard, chronologiquement:
Inflation
rayonnement prépondérant
Matière prépondérante
Constante cosmologique prépondérante (Aka énergie noire)
Quoi Dieu n'existerait pas? Mais alors j'aurais payé ma moquette beaucoup trop cher (WA).
Il faut passer par le facteur d'échelle a. Pour H, on a cette fonction qui provient directement de l'équation de Friedmann simplifiée (cad en prenant les omega, que je ne réexplique pas) :
edit: Numériquement on a :
H0 = 70 km/s/Mpc
Ω0,k = 0 le terme de courbure
Ω0,m = 0,3 la densité de matière
Ω0,r = 10-4 la densité de rayonnement
Ω0,Λ = 0,7 la densité d'énergie sombre (cte cosmologique)
Ensuite la durée de trajet s'obtient en partant de :
soit
d'où :
Dernière modification par Gilgamesh ; 03/08/2017 à 11h59.
Parcours Etranges
Non pas celle là, celle qui donne l'évolution de H en fonction du temps, qui va montrer l'inflation, la stabilisation puis l'influence de l'énergie noire + sa prévision future de tendre vers une valeur fixe. Merci d'avance
Il n'y a pas de formule explicite reliant directement H et t, mais tu l'as en tendance sans soucis en augmentant la valeur de a, puisque a est une fonction croissante du temps. Et tu vois que pour a ou t tendant vers l'infini, H tend vers
edit : par contre une fois qu'il n'y a que la cte cosmo, tout se simplifie énormément, on a un univers de De Sitter, avec :
C'est peut être à ça que tu pensais.
Dernière modification par Gilgamesh ; 30/07/2017 à 21h18.
Parcours Etranges
C'est pas un peu fini de dire des gros mots!
Dernière modification par Youri Gagarine ; 30/07/2017 à 21h13.
Ok, merci. J'en ai bien besoin. C'est qu'en 1961 on n'avait pas les connaissances actuelles.
Apparemment il y a eu 4 phases d'expansion :
Inflation
Domination du rayonnement
Domination de la matière
Domination de l'énergie noire
On doit bien avoir une courbe pour tout ça non?
Sans doute, mais une courbe de quoi en fonction de quoi ?
Parcours Etranges
Salut,
Ben oui mais a n'est pas contant puisqu'il "est" H
Tu veux dire que les autres Omegas sont tellement dilués qu'il sont nuls ? Dans ce cas Omega L reste t elle à 0.73 ou tend elle vers 1 ?Et tu vois que pour a ou t tendant vers l'infini, H tend vers
Ah je préfère celle là, on sent plus le lien avec la relativité... il faudrait que j'étudie un peu ce modèle (si c'est dans mes compétences) puisqu'apparemment notre univers serait atteint du syndrome incurable De Sitter à 73%par contre une fois qu'il n'y a que la cte cosmo, tout se simplifie énormément, on a un univers de De Sitter, avec :
Aurais tu un petit lien bien fait sur le sujet stp ?
Avec ce que tu dis avant, faut il comprendre qu'un modèle d'univers FLRW sans matière est un univers DeSitter avec constante cosmo=1 ?
Non je pensais à une courbe que tu as déjà du linker, H(t) qui part de très haut à t=0 (même en échelle logarithmique...) et rejoint tranquillement une horizontale, qui est l'asymptote de H. Et aujourd'hui on serait très proches de la valeur asymptotique.C'est peut être à ça que tu pensais.
Merci
Mailou
Trollus vulgaris
Oui, H varie avec t, c'est juste que y'a pas de formule analytique pour le calculer en toute généralité, avec les 4 Ω non nuls dont 3 dépendent du facteur d'échelle.
Oui, tu peux voir dans la formule que si a tend vers l'infini, tous les termes s'annulent sauf la constante cosmologique.
Tu veux dire que les autres Omegas sont tellement dilués qu'il sont nuls ? Dans ce cas Omega L reste t elle à 0.73 ou tend elle vers 1 ?
S'il ne reste que l'énergie sombre, l'équation de Friedmann s'écrit :
si tu calcule la densité critique, par définition ça te donne ρΛ. Mais ça ne fonctionne strictement ainsi que dans un univers plat. Si on ajoute un terme de courbure, l'équation de Friedmann en toute généralité s'écrit :
Ne confond pas Λ et ΩΛ... Tu peux fixer Λ à la valeur que tu veux, et même lui donner une valeur négative (AdS, univers anti-De Sitter), le raisonnement précédent te donne par définition ΩΛ=1Ah je préfère celle là, on sent plus le lien avec la relativité... il faudrait que j'étudie un peu ce modèle (si c'est dans mes compétences) puisqu'apparemment notre univers serait atteint du syndrome incurable De Sitter à 73%
Aurais tu un petit lien bien fait sur le sujet stp ?
Avec ce que tu dis avant, faut il comprendre qu'un modèle d'univers FLRW sans matière est un univers DeSitter avec constante cosmo=1 ?
J'avais traduit un partie d'un article de Linde, c'est toujours en ligne :
http://strangepaths.com/forum/viewtopic.php?f=5&t=91
Mais ce qu'il te faut, c'est un bouquin de cosmologie.
Eh ben il faut intégrer, par petits incréments. Tu as tous les éléments. J'avais publié l'algo complet pour Fortran, mais ça se fait très bien avec n'importe quel tableur. C'est comme ça que j'ai tracé la courbe de H(t).Non je pensais à une courbe que tu as déjà du linker, H(t) qui part de très haut à t=0 (même en échelle logarithmique...) et rejoint tranquillement une horizontale, qui est l'asymptote de H. Et aujourd'hui on serait très proches de la valeur asymptotique.
Dernière modification par Gilgamesh ; 01/08/2017 à 00h43.
Parcours Etranges
Cette formule n'est pas compliquée...
C'est un polynome, du genre ax-4 + bx-3 + cx-2 +d le tout sous une racine carrée.
avec dans le rôle de a, b, c, d les quatre Omega.
Parcours Etranges
@Gilga
Merci, il faut que je regarde un peu tes formules avant de répondre.
Quant à de Sitter il faut que j'aille voir, j'espere comprendre qq chose...
I'll be back ! (with questions)
Trollus vulgaris
