Bonjour,
Est-ce que la distribution des anisotropies du CMB correspondrait exactement avec la distribution des grandes structures de l'univers actuellement ? Ou bien cette dernière est-elle légèrement modifiée?
Y-a-t-il des mouvements des grandes structures ?
Merci, bonne journée.
les gens qui ont des montres n'ont pas le temps. Sagesse africaine
Bonsoir,
Effectivement la question n'est pas claire., je fais plus simple et je reformule...
Peut-il se produire des collisions de grandes structures ?
les gens qui ont des montres n'ont pas le temps. Sagesse africaine
Bonjour,
de quelles "grandes structures" s'agit-il ? Pour apporter une réponse il faut être d'accord sur le sens de la formulation qui n'est peut-être pas exactement la définition cosmologique.
Bonjour Lansberg,
Je pensais aux grandes structures dont l'origine serait expliquée avec les anisotropies du CMB.(galaxies et amas de galaxies, il me semble).
les gens qui ont des montres n'ont pas le temps. Sagesse africaine
Ce qu'on peut dire c'est que les régions légèrement sur-denses au moment de la recombinaison, et mises en évidence dans le CMB, ont une probabilité plus grande d'évoluer, sous l'effet de la gravité, en amas de galaxies et filaments. Les régions sous-denses évoluent vers des vides cosmiques.
Il est par contre impossible de cibler un point précis du CMB et de dire qu'à partir de ce point se formera plus tard tel ou tel amas.
Il y a un point de détail important. Ce que l'on observe du CMB, on ne l'observe qu'au moment du CMB.
Donc on n'observe pas l'évolution directement dans les grandes structures, qui sont observées depuis des zones plus proches de nous.
En revanche, ce qui est impressionnant, c'est que les propriétés statistique (fonction de correlation de 2 points, ou spectre de puissance) que l'on observe au traves des âges depuis le CMB jusqu'aux strucutres les plus proches sont exactement les mêmes, à l'évolution gravitationnelle près.
Si tu prend le spectre de puissance du CMB, que tu appliques l'évolution gravitationnelle entre l'âge de l'Uniovers correspondant CMB et l'âge de l'Univers correspondant à des galaxies que tu observes, alors tu retrouve le spectre de puissance que tu mesures avec les galaxies. (https://astronomy.stackexchange.com/...n-the-universe)
C'est en soit une grande validation du principe cosmologique statistique.
Il faut savoir que les simulations numériques d'Univers se font en utilisant le spectre de puissance au moment du CMB pour générer un champs gaussien aléatoire qui permet de générer les positions initiales des particules de la simulation. Tu peux voir une evolution de simulation ici : https://www.youtube.com/watch?v=ukO6Tr99g0k
Bonjour,
Merci physeb2 pour tes explications.
Que signifie physiquement le spectre de puissance, et le fait qu'il soit identique à tous les âges de l'univers ( à l'évolution gravitationnelle près) ?
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C'est pas super évident à bien comprendre.
Cela signifie que l'amplitude des modes de Fourier initiaux a été générée en suivant le même processus stochastique: les fluctuations du vide durant l'inflation, dans tout l'Univers observable.
Donc même en observant 2 zones complètement déconnectées causalement, tu peux tout de même mesurer l'évolution à 2 temps différents du même processus initial.
J'imagine que cette réponse est très complexe, mais je ne vois pas trop comment le décrire autrement en premier jet. Maintenant, si tu as des questions je peux y répondre avec plaisir.
Merci. "Complexe" est peut-être un peu faible
Le spectre de puissance du CMB serait une empreinte de l'inflation ?
Je tente une question, d'après mes souvenirs de conversation sur FS...
Est-ce que le spectre de puissance du CMB contraint la topologie du multivers ?
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Oui le spectre de puissance de temperature, mais aussi de polarisation, du CMB nous donne l'information de l'état des perturbatiosn au sortir de l'inflation convolué par l'évolution de ces dernières durant la phase de plasma. C'est tout le point du CMB.
Le spectre de puissance du CMB, conjointement à d'autres observations (en particulier la Nucléosynth`se primordiale, BBN en anglais) nous donne une information sur la géométrie de l'Univers. Sur la topologie, je ne suis pas sûr que ça apporte réellement de contraintes en dehors de dire que localement (l'Univers observable) n'a pas besoin de toplogie complexe pour rendre compte des observations. Mais je ne pense pas que ça donne de grandes contraintes, car tu peu mettre une topologie complexe qui n'impacte pas l'Univers observable.
En fait je pensais, comme il s'agissait des fluctuations du vide durant l'inflation, à la théorie des percolations de mandelbrot( (je suis pas sûr de l'orthographe) utilisée pour décrire la "topologie" du multivers. Mais c'est juste une question relative à une association d'idée, rien de formel.
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Et donc,c'était de savoir si le Spectre de puissance du CMB contraignait les paramètres .
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Au lieu de me lancer dans des questions saugrenues, je vais essayer de mieux comprendre...
Qu'est-ce que représente "l'amplitude des modes de Fourier initiaux" ?Envoyé par physeb2
De quel processus initial ? sinon, un exemple ?Donc même en observant 2 zones complètement déconnectées causalement, tu peux tout de même mesurer l'évolution à 2 temps différents du même processus initial.
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Lorsque tu fais une transformée de Fourier, tu fais une décomosition sur des ondes planes. Si tu es en 2 dimensions, tu peux imaginer une surface avec des perturbations (une mer agitée). Faire la transformée de Fourier est alors la décompsition sur des vagues planes régulières, avec toutes les longueurs d'ondes (ou fréquences) et les orientations possibles.
A chaque vague (onde plane) on fait correspondre une amplitude (la hauteur de la vague), c'est ça qu'on appelle l'amplitude du mode de Fourier (l'onde plane).
Le processus initial de la production de ces perturbations (la mer agitée) est, dans le modèle standard de la cosmologie, le fruit des fluctuations quantiques du vide lors de la période de l'inflation.
D'accord je comprends un peu mieux.
Le CMB a apparemment un rôle essentiel dans le développement de la cosmologie.
Pourrais tu explicité le principe cosmologique statistique ?
En quoi est-il validé par la "présence" à tous les âges du spectre de puissance du CMB ?
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Le principe cosmologique statistique énonce que l'Univers est statistiquement homogène et isotrope. Cela veut dire que si je prends des réalisations indépendantes du même Univers, alors la valeur moyenne, sur l'ensemble de ces réalisations, de quantité quelconque est la même partout et que toute quantité moyenne qui aurait une directionalité est identique dans toutes les directions.
Tu pourrais me demander ce que cela a à voir avec ce dont nous parlions. Nous avons accès seulement à une réalisation de l'Univers observable. En revanche, si on considère que les fluctuations primordiales surgissent du vide, alors on peut considérer des régions éloignées les unes des autres comme des réalisations indépendantes du même processus (car même vide quantique).
Et cela a pour conséquence qu'en étudiant des parties d'Univers qu'on observe à des distances très différentes, et donc également à des temps d'évolutions très différent, nous observons l'avancée temporelle de fluctuations qui viennent du même processus initial.
C'est la raison pour laquelle nous pouvons connecté les spectres de puissances de régions causalement déconnectées.
Qu'appelles-tu réalisation ?
Pourquoi dis tu que nous avons accès seulement à une réalisation de l'univers observable ? Quelle est-elle ?
Je ne comprends pas bien ça
Nous avons accès seulement à une réalisation de l'Univers observable. En revanche, si on considère que les fluctuations primordiales surgissent du vide, alors on peut considérer des régions éloignées les unes des autres comme des réalisations indépendantes du même processus (car même vide quantique).
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Bah tu obseves combien d'Univers toi?
L'Univers observable est tout ce que nous pouvons observer. Donc par définition, il est unique.
Maintenant, si nous pouvions nous téléporter loin de notre position, nous observions un autre Univers observable.
Chacun étant la représentation de réalisations indépendantes du même processus initial.
Si tu veux, quand on fait des simulations numériques, ont fait des réalisations aléatoires de perturbations qui suivent une statistique de 2 points (spectre de puissances) qui en général est compatible avec celui du CMB.
Chacune de ces simulations est une représentation indépendante du même processus.
Seulement, c'est de la physique et ce qui compte sont les observations. Donc pour se dépatouiller on applique l'ergodicité spatiale pour faire de la statistique. On sépare l'Univers observable en zones non connectées causalement et on peut considérer celles-ci comme des réalisations indépendantes. Ce n'est pas exacte car il y a des modes de grandes longueurs d'ondes qui peuvent corréler un minimum ces zones.
Et quand tu appliques l'ergodicité, c'est comme quand tu veux évaluer la probabilité de donner pile ou face d'une piece. Tu la lance plein de fois et tu fais ton estimation. La tu supposes que chaque lancé est une représentation du même processus, alors qu'en réalité quelques conditions peuvent varier un peu (température, vent, déformation de la pièce en tombant au sol....).
J'espère que c'est un peu plus clair.
Bonsoir,
Oui c'est plus clair, merci.
Il faut juste se familiariser avec le vocabulaire que tu utilises.
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Bonjour,
Si le spectre de puissance du CMB est issu des fluctuations quantique durant l'inflation, les univers plus jeunes, ou plus vieux, que le nôtre ont-ils le même spectre de puissance ?
Est ce une propriété de l'inflaton?
Merci,
Bonne journée
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Bonjour,
Je ne suis pas sûr de comprendre complètement la question.
Nous parlons uniquement de notre univers observable. La période d'inflation a produit des fluctuations dans notre univers observable (au-delà aussi mais on ne sait pas jusqu'où).
Quand on observe l'Univers de plus en plus profond, on observe des zones de plus en plus dans le passé. Donc en effet on étudier comment était des zones distinctes de notre Univers observable et mesurer le spectre de puissance avec les galaxies par exemple. Et oui, dans cas la réponse à ta question est OUI
On observe le même spectre de puissance avec une petite variation dans son évolution temporelle. Car ce que l'on mesure c'est toujours le spectre de puissance initial (provenant le l'inflation) qui évolue par la physique (oscillations acoustiques dans le plasma primordial puis l'évolution de la formation de la grande structure de l'Univers).
Pour reproduire tous les spectres de puissances que l'on observe au niveau du CMB et des différentes mesures à différents redshifts avec des galaxies ou d'autres traceurs, on trouve que le spectre de puissances initial que l'on doit utiliser est toujours le même.
J'espère que ça répond à ta question.
Merci pour ta réponse.
En fait je me plaçais dans le cadre de la théorie de l'inflation et du multivers associé. Je pensais que notre univers était issue du "collapse" d'une fluctuations quantiques durant l'inflation, mais quand je lis ta réponse je comprends différemment. Je pense que je n'ai pas saisi la bonne chronologie.
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Le paramètre qui commande le passage d'un mode inflationnaire à une expansion, disons, classique, c'est le taux d'expansion H.
Un univers en inflation est défini par un taux d'expansion H (quasi) constant (et très élevé, juste avant le Big Bang), du fait que la densité du milieu (le vide) est constante et engendre une pression négative constante, donc une gravité répulsive.
Dans un univers en expansion « classique », juste après le Big Bang, le taux d'expansion décroît, sous l'effet de la force de rappel de la gravité. Le fluide dont est rempli l'univers est alors du rayonnement, ce qui représente une densité d'énergie et une pression positive, donc une gravité attractive.
Le taux d'expansion décroît, mais il reste positif (et très élevé au départ) : à aucun moment on n'a de « collapse » de l'espace.
Ce qui « collapse » (ou s'effondre), c'est le potentiel V(Φ) du champ Φ qui remplit l'espace, dont on postule l'existence pour expliquer le mécanisme de l'inflation, et qu'on nomme de ce fait l'inflaton. C'est le graphique ci-dessous.
Dans la partie gauche, le potentiel V(Φ) est constant et élevé (en fait très légèrement décroissant, c'est l'hypothèse du slow rolling), et H qui dépend directement de V(Φ) (H² = V(Φ)/3) est donc très élevé. Puis il collapse abruptement. Puis il oscille au bas de la falaise, ce qui produit une excitation un peu tout azimuth des champs du modèle standard et remplit l'univers de particules massives (=> Big Bang chaud et dense). H n'est plus soutenu par le potentiel répulsif de l'inflaton, il décroit sous l'effet de la gravité. Mais il reste positif, et le restera en principe pour toujours, dans le scénario cosmologique standard.
Dernière modification par Gilgamesh ; Aujourd'hui à 10h29.
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Merci pour ton intervention Gilgamesh.
Une question peut être basique, mais alors où débute l'univers observable ?
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J'imagine que par "où" tu veux dire "quand" ? Si c'est bien ça, dans le graphique ci-dessus, les phénomènes décrits (décroissance du potentiel, réchauffement...) sont incroyablement brefs, de l'ordre de 10⁻³⁵ à 10⁻³⁰ secondes (selon les modèles), et le réchauffement engendre des températures extrêmement élevées, de l'ordre de 10¹⁶ GeV (10²⁹ K). Le plasma, extrêmement dense, est donc opaque. L'univers est alors rempli d'un brouillard lumineux qui refroidit rapidement.
Il va falloir environ 370 000 ans pour arriver à la recombinaison, le moment où les atomes se forment (H + He-4), en dessous de 3000 K, pour que l'univers devienne transparent. Les photons émis par le gaz chaud partent droit devant eux dans toutes les directions, avec un libre parcours moyen virtuellement infini, et c'est ce qu'on mesure avec le fond diffus cosmologique (aka CMB).
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Parcours Etranges
Je comprends, merci pour tes explications.
Quelle est la taille de l'univers à ces différentes étapes ?
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L'effondrement du potentiel de l'inflaton est il localisé ?
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Sur la base du modèle de Starobinsky, qui est un modèle d'inflation assez standard, la croissance du facteur d'échelle de l'univers lors de l'inflation est de l'ordre de 1022 à 1027 (e-folds N allant de 50 à 62.5).
Si on considère la longueur unitaire ak = 1 au début de l'inflation, à la fin du processus on a ae=1026 si on prend un e-folding "tout rond" de 60.
A ce moment là, si on considère que t=0 au début de l'inflation, l'âge cosmique est de t = (2.0 à 3.3)×10−36s
source : Evolution of the universe during the inflationary epoch
Oui, en cosmologie, tout est local.
Dernière modification par Gilgamesh ; Aujourd'hui à 19h10.
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