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Expansion De L'univers

Expansion de l'univers

catégorie:Cosmologie L'expansion de l'univers est l'une des prédictions de la théorie du Big Bang. Depuis le Big Bang, les distances entre les objets dans l'Univers ont augmenté proportionnellement. Mais ce ne sont pas les objets qui s'éloignent avec le temps mais bien l'espace qui se dilate, et, de ce fait, entraîne son contenu. Il importe de souligner que les objets astrophysiciens ne sont pas affectés par l'expansion de l'Univers. Il est tout-à-fait incorrect de dire que le système solaire a vu son volume varier à cause de l'expansion, par exemple, ce qui ne l'empêche bien sûr pas d'avoir varié de volume au cours de son évolution du fait des divers processus astrophysiques qui s'y déroulent. De même, deux galaxies suffisamment proches peuvent former un système gravitationnellement liée insensible à l'expansion de l'univers. Par exemple, la Voie Lactée et la Galaxie d'Andromède M33 forment un tel système et à l'heure actuelle elles se rapprochent l'une de l'autre à une vitesse d'environ 135 kilomètres par seconde. Aux distances intermédiaires (à partir de quelques Mpc jusqu'à plusieurs centaines de Mpc), la loi qui relie la vitesse d'éloignement et la distance s'exprime par la loi de Hubble : :

v=zc=Hd

avec :
- v : la vitesse de récession (ou d'éloignement),
- z : le décalage vers le rouge (redshift),
- c : la vitesse de la lumière,
- d : la distance
- H : la constante de Hubble La loi de Hubble a été découverte empiriquement par l'astronome américain Edwin Hubble en 1929, mais avait en fait été formulée deux ans plus tôt par Georges Lemaître. L'idée que l'univers soit en expansion implique qu'à une époque très proche de son origine le volume actuellement observable occupait un volume extrêmement faible, et qu'il était par conséquent extrêmement dense et chaud. Par contre, si l'univers est spatialement infini aujourd'hui, aux époques très proches de son origine, il était déjà spatialement infini, tout en étant beaucoup plus dense et chaud. En 1998, par l'observation de supernovae de type Ia dans des galaxies éloignées, les astrophysiciens ont découvert que l'expansion de l'univers, au lieu de ralentir progressivement sous l'effet de la gravité, accélérait. Cette observation, inattendue, mais n'étant pas incompatible avec les théories du Big Bang, peut être expliquée par l'existence d'une énergie répulsive dans l'univers, appelée énergie sombre dont la nature exacte est pour l'heure inconnue.

Catégorie:Cosmologie

Catégorie:Astrophysique Article principal : Cosmologie ko:분류:우주론

Univers

L'univers est l'ensemble de tout ce qui existe, comprenant la totalité des êtres et des choses, celle-ci comprenant ou non, selon les philosophies, les choses immatérielles. L'Univers est une notion scientifique qui désigne l'ensemble de la matière distribuée dans le temps et dans l'espace ; son étude fait l'objet de la cosmologie.

Découverte de l'Univers

C'est encore au "miracle grec" que l'on doit les premières avancées significatives dans la compréhension du monde.
- Aristarque de Samos est le premier, semble-t-il, à comprendre que le système planétaire est héliocentré. Cette découverte ne fait alors pas l'unanimité, pour des raisons philosophiques surtout en cela qu'une telle cosmologie est en désaccord avec la conception aristotélicienne du monde. Il calcule aussi la distance Terre-Lune dont il trouve une valeur très précise (60 rayons terrestres).
- Ératosthène se livre aussi, de son côté, à des calculs précis : par exemple, il ne se trompe que de 650 km dans sa mesure de la circonference d'un méridien terrestre, soit à peine plus de 1,5 % d'erreur.
- Hipparque poursuit ce travail : il recalcule la distance Terre-Lune, recense 1500 étoiles, calcule approximativement la période de précession des équinoxes. Tout ce savoir accumulé est repris et conservé par les Arabes à l'effondrement du monde gréco-romain, alors que le monde chrétien sombre dans l'obscurantisme : les théologiens restaurent ainsi le monde plat. Il faut attendre les conquêtes Arabes pour que l'Almageste de Ptolémée soit redécouverte. La Renaissance va porter à son apogée cette vision du monde, avec des systèmes cosmologiques très élaborés. La révolution dite copernicienne va bouleverser cette cosmologie, en trois grandes étapes : # Copernic redécouvre l'héliocentrisme. Toutefois, cette redécouverte n'est que partiellement révolutionnaire : en effet, Copernic reste attaché aux sphères transparentes censées soutenir les planètes et leur imprimer leur mouvement ; # Isaac Newton et Kepler posent les bases fondamentales de la mécanique planétaire, par leurs études respectives de la gravité et du mouvement elliptique des planètes autour du soleil. L'univers, toutefois, reste confiné dans le système solaire ; # Giordano Bruno étend le modèle solaire à toutes les étoiles, ouvrant l'univers à l'infini.

L'Univers d'après la théorie du big-bang

L'expansion de l'Univers, son âge et le big-bang

Les observations du décalage vers le rouge des rayonnements électromagnétiques en provenance d'autres galaxies suggèrent que celles-ci s'éloignent de notre galaxie, à une vitesse radiale d'éloignement supposée proportionnelle à ce décalage. En étudiant les galaxies proches, Edwin Hubble s'est aperçu qu'en général la vitesse d'éloignement d'une galaxie était proportionnelle à son éloignement, ce qui est connu sous le nom de loi de Hubble ; une telle loi correspond à un univers proche en expansion. Bien que la constante de Hubble ait été révisée par le passé dans d'importantes proportions (dans un rapport de 10 à 1), la loi de Hubble a été extrapolée aux galaxies éloignées, pour lesquelles la distance ne peut être calculée au moyen de la parallaxe ; cette loi est ainsi utilisée pour déterminer la distance des galaxies les plus lointaines. En extrapolant naïvement l'expansion de l'Univers dans le passé, on arrive à une singularité gravitationnelle, un concept mathématique plutôt abstrait, qui peut correspondre ou non à la réalité. Cela conduit à la théorie du big-bang, le modèle dominant de la cosmologie actuelle. L'âge de l'Univers, le moment où le big-bang s'est produit, est estimé actuellement à 13,7 milliards d'années, avec une incertitude de 0,2 milliard d'années, en se basant sur les mesures effectuées par la sonde WMAP de la NASA. Une des preuves supposées du big-bang est l'observation d'un rayonnement fossile micro-onde, remarquablement uniforme dans toutes les directions, qui serait le rayonnement, fortement atténué, produit par l'Univers peu après celui-ci ; les cosmologues l'expliquent par une première période d'inflation très rapide survenant peu après le big-bang.

Taille de l'Univers et Univers observable

On ne sait pas si l'univers est fini ou infini. Certains théoriciens penchent pour un univers infini, d'autres pour un univers fini mais non borné. L'univers observable se composant de tous les endroits qui pourraient nous avoir affectés depuis le big-bang, en tenant compte que la vitesse de la lumière est certainement finie. L'horizon cosmique se trouve à une distance de 13 à 14 milliards d'années lumière. La taille actuelle (la distance comobile) de l'univers observable est plus grande, puisque l'univers a continué de s'étendre pendant le temps que la lumière met à nous parvenir ; on estime qu'elle est d'environ 50 milliards d'années lumière (4,6×10²⁶m). L'univers observable contient environ 7×10²² étoiles, répandues dans environ 10¹⁰ galaxies, elles-mêmes organisées en amas et super-amas de galaxies. Le nombre de galaxies pourrait être encore plus grand, selon le champ profond de Hubble observé avec le télescope spatial Hubble. On notera que les articles populaires et professionnels de recherche en cosmologie emploient souvent le terme univers dans le sens dunivers observable. Nous vivons au centre de l'univers observable, en contradiction apparente avec le principe de Copernic qui dit que l'univers est plus ou moins uniforme et ne possède aucun centre en particulier. C'est simplement parce que la lumière ne se déplace pas à une vitesse infinie et que les observations que nous faisons proviennent donc du passé. En effet, en regardant de plus en plus loin, nous voyons des choses qui se sont passées à une époque de plus en plus proche du big-bang. Et puisque la lumière se déplace à la même vitesse dans toutes les directions, tous les observateurs vivent au centre de leur univers observable (sur Terre, nous avons pratiquement tous le même). D'un point de vue philosophique, la question de la finitude ou de la non-finitude de l'Univers a toujours préoccupé les hommes. L'Univers contenant par définition tout ce qui existe, y compris l'espace-temps (et c'est une précision essentielle), il ne peut pas avoir de « bord » tel que nous concevons intuitivement cette notion. En effet, l'existence d'un bord impliquerait qu'au-delà de ce bord, on ne serait plus dans l'Univers, ce qui est par définition absurde. Mais si l'Univers n'a pas de bord au sens intuitif de ce terme, alors son expansion n'est pas intuitive non plus : si elle l'était, dans quoi l'Univers serait-il en expansion? On voit que ce problème échappe à nos raisonnements, qui se basent toujours sur l'hypothèse fausse que l'Univers est galiléen. En définitive, les concepts de fini et d'infini ne peuvent pas être appliqués à l'Univers. La seule donnée qui semble intuitive et évidente, c'est que l'Univers a toujours eu, et aura toujours, une taille « suffisante » pour toutes ses activités.
Forme de l'Univers
Une importante question de cosmologie qui reste sans réponse est la forme de l'Univers. # Est-ce que l'univers est plat ? C'est-à-dire : est-ce que le théorème de Pythagore pour les triangles droits est valide à de plus grandes échelles ? Actuellement, la plupart des cosmologues croient que l'univers observable est (presque) plat, juste comme la Terre est (presque) plate. # Est-ce que l'univers est simplement connexe ? Selon le modèle standard du big-bang, l'univers n'a aucune frontière spatiale, mais peut néanmoins être de taille finie. Ceci peut être compris par une analogie bidimensionnelle : la surface de la terre n'a aucun bord, mais possède une aire bien déterminée. Vous pouvez également penser à un cylindre et imaginer de coller les deux extrémités du cylindre ensemble, mais sans plier le cylindre. C'est aussi un espace bidimensionnel avec une surface finie, mais au contraire de la surface de la Terre, il est plat, et peut ainsi servir de meilleur modèle. Par conséquent, à proprement parler, nous devrions appeler les étoiles et les galaxies mentionnées ci-dessus « images » d'étoiles et de galaxies, puisqu'il est possible que l'univers soit fini et si petit que nous pouvons voir une ou plusieurs fois autour de lui, et le vrai nombre d'étoiles et de galaxies physiquement distinctes pourrait être plus petit. Il y a des observations en cours pour déterminer si c'est vrai.
Avenir de l'Univers
Selon sa densité moyenne de matière et d'énergie, l'univers continuera à s'étendre indéfiniment ou il sera gravitationnellement ralenti et s'effondrera sur lui-même dans un « Big-Rip » ou « Big Crunch ». Actuellement, l'état de nos connaissances suggère non seulement qu'il y a insuffisamment de masse et d'énergie pour provoquer cet effondrement, mais que l'expansion de l'univers semble s'accélérer et continuera donc pour toujours. D'après une théorie de Stephen Hawking (dans son livre Une brève histoire du temps), si l'univers continue indéfiniment à s'étendre, les particules issues d'explosions successives ne seront plus assez proches les unes des autres pour recréer des étoiles après leur explosion. Toute activité dans l'univers s'éteindra ainsi à jamais.
Voir aussi

- Destin de l'Univers
- Masse de l'Univers Lien externe
- [http://www.astrofiles.net/article33.html Astrofiles : Le Big-Bang]
- [http://www.toutsurlaphysique.fr/src/articles/chronounivers/chronounivers.html Chronologie des découvertes cosmologiques] sur le site [http://www.toutsurlaphysique.fr Toutsurlaphysique.fr]
Homonymie
L'univers est un format français de papier défini par l'AFNOR
- ja:宇宙 ko:우주 ms:Alam Semesta simple:Universe

Big-bang

Le big-bang, s'écrivant également big bang, est une théorie cosmologique postulant qu'un événement initial brutal est à l'origine de la création de l'Univers. Ce terme fut utilisé par Fred Hoyle lors d'un programme radio de la BBC, The Nature of Things, dont le texte fut publié en 1950. Hoyle ne décrivait pas la théorie, mais se moquait du concept. Toutefois l'expression est restée et a perdu son côté péjoratif et ironique, et d'ailleurs Hoyle lui-même s'y rallia plus tard.

Introduction

Cette théorie est née de l'observation de l'éloignement mutuel des galaxies. L'utilisation d'une théorie physique (relativité générale) pour extrapoler l'expansion de l'univers et retracer l'histoire de l'univers, conduit à l'idée que plus l'univers était jeune, plus celui-ci était chaud et dense, les calculs aboutissant à une singularité gravitationnelle : toutes les distances sont réduites à zéro tandis que la température et la pression sont infinies. Ainsi, la vieille idée métaphysique d'un univers doté d'une origine est-elle renouvellée — ou confortée par un appareil théorique scientifique que l'on se plait à présent à présenter comme indépassable : peut-être n'est-ce pas tout à fait par hasard si le Big Bang est né à l'Université Catholique de Louvain, des intuitions de Lemaître, un homme d'église. Cette théorie rend bien compte des observations cosmologiques qui l'ont fondée, et elle a permis de prédire dans les années 1940 l'existence d'un rayonnement cosmologique de fond (interprété comme la conséquence de l'opacité initiale de l'univers : la matière de l'univers aurait été assez dense et chaude pour être opaque, empéchant la lumière de se propager dans l'espace). La découverte de ce rayonnement dans les années 1960 fit basculer la majorité des scientifiques en faveur du modèle du big bang, au détriment de la théorie de l'univers stationnaire qui prévalait jusqu'alors. L'univers actuel serait donc très différent de ce qu'il était dans le passé lointain et sera dans le futur éloigné.

L'instant du big-bang

Se basant sur des mesures de l'expansion de l'univers en utilisant des supernova de type Ia, des mesures de variation apparaissant dans le fond cosmique et des mesures de fonction de corrélation de galaxies et de quasars, on pense en 2003 que

t\rightarrow 0^\mbox

a eu lieu il y a environ 13,7 milliards d'années, à 200 millions d'années près. Peu après l'instant

t=0

, l'Univers aurait été à peu près uniformément rempli d'une densité d'énergie très élevée. À mesure que l'expansion s'est faite, la température aurait baissé pour aboutir à l'apparition d'hydrogène et d'hélium, dans un processus appelé la nucléosynthèse primordiale. De légères variations dans la densité initiale aurait abouti à la concentration de la matière noire (concept discuté) et de la matière ordinaire dans des halos de matière noire, des structures à grande échelle qui se sont peu à peu agrégées par gravité. Le refroidissement du gaz dans les centres des halos a conduit à la formation d'étoiles, qui constituent les galaxies à l'intérieur de ces halos.

Objections des traditionnalistes

Ce à quoi les traditionnalistes qui s'intéressent aux cosmologies anciennes plus qu'aux sciences réputées à tort ou à raison "exactes", objectent que la datation du début de notre univers sous sa forme matérielle n'aurait strictement aucun intérêt dans la mesure où le temps est une donnée subjective. En effet il se mesurait par le parcours du gnomon dans un espace, et il n'est pas prouvé que la périodicité des éléments atomiques ait été constante et il s'agit seulement d'un postulat non démontré sur les périodes en cause. En outre le temps était considéré comme cyclique par les Anciens. Cependant l'objection la plus considérable s'énonce ainsi : le big bang étant censé figurer l'apparition de quelque chose dans un néant, la datation de ce phénomène ne présenterait strictement aucun intérêt, d'autant plus que vu les incertitudes évoquées l'évaluation demeure purement conjecturale. Toutefois ce néant, n'aurait pas été complètement vide puisque l'on postule la présence d'une énergie. Mais il s'agirait bien encore d'une simple hypothèse.

L'expansion

La relativité générale introduisit la gravité dans la relativité restreinte qui traitait déjà de l'électromagnétisme. Cette théorie introduisait une équivalence entre la force de gravité et la forme locale de l'espace-temps. Bien que la relativité restreinte énonce l'équivalence de tout cadre de référence inertiel, le postulat de Weyl exprime l'hypothèse selon laquelle il est possible d'établir un système de coordonnées comobiles, dans lequel les galaxies ont (en moyenne) une position spatiale fixe, malgré l'éventuelle expansion ou contraction de l'Univers en fonction du temps cosmologique, celui-ci défini aussi dans le cadre du même système de coordonnées. L'expansion ne doit donc pas s'entendre comme un déplacement de matière avec l'univers gagnant sur du vide. L'image souvent évoquée des grains de raisin dans un gâteau gonflant à la cuisson n'est pas non plus rigoureusement exacte, dans la mesure où elle suggèrerait qu'il y a déplacement de ces grains.

Histoire de la théorie

En 1927, le prêtre belge Georges Lemaître fut le premier à proposer que l'univers ait commencé par l'explosion d'un « atome primordial. » Plus tôt, en 1918, l'astronome strasbourgeois Wirtz avait mesuré un décalage systématique vers le rouge de certaines « nébuleuses », et l'appela la correction K, mais il ne se rendit pas compte des implications cosmologiques, non plus qu'il ait supposé que ces nébuleuses étaient en fait des galaxies en dehors de notre Galaxie. La théorie de la relativité générale développée par Albert Einstein et David Hilbert à cette époque conduisait à un univers qui ne restait pas statique, un résultat qu'Einstein considérait faux et qu'il essaya de corriger en ajoutant une constante cosmologique. Alexander Friedmann appliqua la relativité générale à la cosmologie et ses équations décrivent l'univers Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker. Dans les années 1930, Edwin Hubble trouva des preuves expérimentales à l'appui de la théorie de Lemaître. Toujours en utilisant des mesures de décalage vers le rouge, Hubble observa que les galaxies distantes - statistiquement, car Andromède au contraire se rapproche - s'éloignent du système solaire à une vitesse directement proportionnelle à leur distance, ce qui est maintenant connu comme la loi de Hubble. Comme les galaxies s'éloignaient, cela suggérait deux possibilités. L'une, proposée par George Gamow, était que l'univers commença il y a un temps fini dans le passé et a été en expansion depuis. L'autre était le modèle fixe de Fred Hoyle dans lequel de la nouvelle matière serait créée à mesure que les galaxies s'éloignent les unes des autres, ce qui fait que l'univers à un temps donné ressemblerait plus ou moins à l'univers à un autre temps. Pendant plusieurs années les deux théories ne furent pas départagées. Néanmoins au cours de cette période, toutes les observations vinrent à l'appui de la théorie du big-bang et depuis le milieu des années 1960, elle est considérée comme la théorie décrivant le mieux l'origine, la forme et l'évolution de l'univers. Le modèle standard du big-bang n'est pas un modèle complet et fini : au cours des décennies un certain nombre de faiblesses et d'éventuelles incohérences expérimentales ont été identifiées dans la théorie, conduisant à chaque fois à de nouveaux progrès. Les chercheurs ont donc de bonnes raisons de continuer leur recherches sur cette base, sans avoir besoin de le remplacer completement par un autre modèle. La convergence de nombreuses expériences utilisant des méthodes et des types d'objets et des rayonnements très indépendants ont renforcé le modèle, en particulier dans les années 1997-2003. Néanmoins, pour essayer de compléter le modèle, de nombreuses idées ont été développées, notamment celle de l'inflation cosmique.

L'histoire du Big-Bang

Le Big-Bang a explosé a cause d'une très grande chaleur de milliards de milliards de degrés. Ensuite tout s'est refroidit et s'est divisé en plusieurs petits groupes d'étoiles ce qui a produit les diverses galaxies.

Indices expérimentaux

Le décalage vers le rouge des galaxies

voir l'article spécialisé : décalage vers le rouge En analysant les spectres lumineux des galaxies distantes, on remarque que les formes sont semblables entre elles, mis à part le fait que tout le spectre est (en moyenne) décalé vers les plus longues longueurs d'onde, et ce d'autant plus que la source est plus lointaine. Or, il existe un effet bien connu, l'effet Doppler-Fizeau, qui provoque un décalage vers le rouge (ou "redshift" en anglais) proportionnel à la vitesse d'éloignement. En s'appuyant sur cet effet, l'interprétation dominante est donc que les galaxies s'éloignent de nous, et ce d'autant plus qu'elle sont plus lointaine. Il existe néanmoins d'autres interprétations, compatibles avec l'idée d'un univers stationnaire, notamment l'idée d'une "fatigue" de la lumière avec la distance : cette idée a du être abandonnée faute de mécanisme physique connu des astronomes à l'époque, mais l'effet CREIL lui a donné une base. Paradoxalement, un des principaux argument en faveur du scénario de l'expansion et du big bang pourrait ainsi se transformer en une réfutation !

Distribution des quasars

La distribution des quasars en fonction du redshift est très hétérogène : la plupart possèdent des redshifts entre 1 et 3 environ, c.à.d. jusqu'à la moitié environ de la distance à l'horizon. En d'autres termes, selon le scénario de l'expansion, nous voyons peu de quasars très proches de nous. Dans cette hypothèse, le fait que les quasars ne soient visibles uniquement sur un horizon lointain est un indice que l'Univers a changé et qu'il n'est pas immuable comme le prédit la théorie d'un Univers statique. Pour la plupart des cosmologistes, il ne s'agit pas réellement d'une preuve en faveur du Big Bang mais simplement d'une infirmation de la théorie statique. Notons que là encore, l'effet CREIL peut expliquer les forts rougissements spécifique des quasars, sous l'hypothèse que leur mécanisme de formation fait appel à de grandes quantité d'hydrogène.

Fond cosmique

distance à l'horizon voir l'article spécialisé : Rayonnement cosmologique de fond Un aspect majeur de la théorie du big bang fut la prédiction dans les années 1940 de l'existence d'un rayonnement micro-onde de fond cosmique. La théorie proposait que, étant donné que l'univers était très dense juste après le big-bang, la température était si élevée que les particules subatomiques étaient trop énergétiques pour former des atomes. A mesure de l'expansion de l'univers, il aurait refroidit, permettant à la matière de se former à partir du plasma primordial. La théorie prédit qu'à un certain moment (qu'on pense situer à présent 500 000 ans après le big-bang) l'univers devint transparent, permettant aux photons de voyager et de n'arriver jusqu'à nous que de nos jours. Ce processus de vague d'énergie libre est appelé découplage des photons. La théorie prédisait que cette vague d'énergie libre pourrait avoir laissé des traces dans le cosmos et aurait un certain nombre de propriétés remarquables. Essentiellement elle dit que comme l'univers était très chaud à un certain moment, il devrait être encore un peu chaud aujourd'hui et les calculs prédisaient une température résiduelle d'environ 3 Kelvin. De plus, la radiation s'étant produite simultanément partout, elle devrait être uniforme et isotrope. On devait également observer un tassement des fréquences vers le rouge avec la distance jusqu'à remonter à une époque où l'univers était opaque. A l'époque, ces prédictions théoriques furent largement ignorées parce que leur vérification en était impossible en l'état de la technologie. En 1964, Arno Penzias et Robert Wilson firent une série d'observations avec un récepteur micro-onde des laboratoires Bell (destiné à des communications téléphoniques) et découvrirent accidentellement le rayonnement de fond cosmique prédit par Gamow. Cette observation fut plus tard confirmée par le groupe de Peebles à l'Université de Princeton, qui essayait de construire une antenne micro-onde avec un MASER en rubis. En fait c'est en consultant le groupe de Peebles que Penzias et Wilson comprirent ce qu'ils avaient détecté et ils publièrent en commun leurs découvertes dans lAstrophysical Journal. Leur découverte globalement en accord avec les prédictions (même si le rayonnement de fond de ciel n'avait pas exactement la température attendue ; on l'utilisa dans des corrections mineures) et fit largement pencher la balance en faveur de la théorie du big bang. Penzias et Wilson reçurent le Prix Nobel pour leur découverte. En 1989, le NASA lança le satellite Cosmic Background Explorer (COBE), et les découvertes initiales (publiées en 1990) étaient en accord avec les prédictions, trouvant une température résiduelle de 2,726 K, avec un fond cosmique isotropique et avec l'effet de tassement des fréquences. Au cours des années 1990 les données furent examinées finement pour trouver de petites variations spatiales dans le fond cosmique. Elles furent trouvées à la fin des années 1990. Au début de 2003, les résultats du satellite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) furent analysés, donnant les valeurs cosmologiques les plus précises à cette date. Ce satellite contredit plusieurs modèles inflationnistes mais les résultats restent compatibles avec la théorie de l'inflation en général.
Abondance des éléments primordiaux
Le modèle du big bang fait dépendre d'un seul paramètre, le rapport entre le nombre de photons et le nombre de baryons, la concentration de l'hélium 4, de l'hélium 3, du deutérium et du lithium 7 dans l'Univers. Et, de fait, les mesures de l'abondance de ces éléments sont compatibles avec une seule valeur pour ce paramètre. A l'inverse, les théories d'un univers statique ont un problème avec l'abondance du deutérium, parce que le deutérium est détruit en grande quantité lors de la fusion nucléaire au sein des étoiles et que, si on exclut le big bang, il n'y a pas de processus astrophysique connu pour en produire en quantité suffisante .
Quelques réponses à des questions sur la théorie

- Du point de vue théorique, il n'y a pas de centre de l'univers, de lieu où se serait produit l'« explosion » (abus de langage). Suivant les théories, soit l'univers est infini, soit il est replié sur lui même, mais en tout cas il y a toujours eu de l'énergie partout dans l'univers, répartie à peu près uniformément. (Néanmoins, pour l'observateur, on est situé au centre de l'Univers, autant comme un individu humain non-virtuel lambda se situe au centre de sa propre vision empirique du monde, même s'il admet qu'on puisse choisir par commodité une autre référence)
- Pour la même raison, on ne peut définir d'« au-delà de l'Univers » dans le cadre du modèle standard. Comme l'a résumé Einstein, l'espace vide de matière n'existe tout simplement pas en tant qu'espace (attention au fait que le mot « espace » n'a pas le même sens chez les physiciens et chez un philosophe comme Bergson).
- De la même façon, on ne peut pas dire qu'il n'y a « rien avant le big bang ». Le big bang n'est pas le point zéro d'une horloge, qui pourrait être répéré par une autre horloge « encore plus primordiale » : c'est le début du temps de notre univers, et l'affirmation que ce temps à un début. Il n'existe pas plus de « temps avant le big bang » que de point de la Terre « au nord du pôle Nord ». L'expression « avant le big bang » est donc dépourvue de sens dans le cadre de la Relativité générale, et il n'y a pas lieu de se demander si une expression dépourvue de sens est vraie ou fausse. Dans le cadre de cette théorie, le big bang constitue une singularité mathématique de l'espace-temps, au voisinage duquel d'ailleurs on ne peut plus utiliser la relativité générale seule, les effets de la mécanique quantique ne pouvant plus à cette échelle continuer à être considérés comme négligeables. Bien entendu, il est possible que la théorie du big bang soit fausse ou incomplète et qu'à ce titre il existe un « avant », mais c'est alors une autre théorie qui s'applique et le concept d'origine du big bang n'aurait plus de sens (exactement comme le concept de « centre de l'univers » a disparu avec la révolution copernicienne).
- En revanche le fait que le big bang n'ait pas de cause n'implique pas qu'il ne puisse avoir de raison ; simplement, et toujours dans le cadre du modèle standard, ce ne sera pas dans un domaine causal qu'on pourra chercher celle-ci (voir autopoièse, principe anthropique).
Travaux actuels (2005)
Le modèle de la Relativité générale a montré son utilité et sa justesse lorsqu'il est question de grandes vitesses ou de grandes distances. Pour les petites distances, c'est celui de la Mécanique quantique qui se montre le plus approprié. On ne sait pas encore en 2005 concilier ces deux modèles, et il faut pourtant les prendre en compte simultanément aux approches du Big bang. (Cf. grande unification)
Gabriele Veneziano
La mécanique quantique élimine en général les singularités comme les infinis, car tout y est quantifié. Gabriele Veneziano considère que le modèle proposé par la relativité générale est simplement asymptotique : parce que la constante de Planck n'est pas nulle, il se pourrait qu'il n'y ait nulle "singularité", mais juste un état très concentré de l'énergie (non réduite à un point) qui aurait pu être précédé d'autre chose. Voir l'article Gabriele Veneziano.
Liens externes

- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=categories&op=newindex&catid=3 Le Big-Bang : De l'instant zéro à la fin de l'univers]
- Réflexion critique sur la théorie du Big Bang : [http://www.zetetique.org/bigbang.html http://www.zetetique.org/bigbang.html] Catégorie:Cosmologie ja:ビッグバン ko:빅뱅 simple:Big Bang th:บิกแบง

Système solaire

ko:태양계 ms:Sistem suria ja:太陽系 simple:Solar system th:ระบบสุริยะ Un système solaire ou système stellaire désigne un système composé d'une ou plusieurs étoiles, c'est-à-dire un astre de même nature que notre Soleil, entouré d'une ou plusieurs planètes. Pour éviter toute confusion, on utilisera le terme système stellaire comme terme générique et système solaire pour notre système planétaire. On peut imaginer que nous serions dans un système à deux étoiles si Jupiter avait eu une masse dix fois plus importante. Tout comme le soleil, elle se serait effondrée sur elle-même provoquant une deuxième étoile de 4,2 à 6,2 fois plus éloignée.

Composition et structure du système solaire

Notre système solaire, constitué du Soleil et de neuf planètes, dont la Terre, avec leurs satellites, ainsi que d'astéroïdes et de comètes, est resté le seul connu jusqu'à la fin du . C'est pourquoi le terme système solaire suffit à le désigner. Au centre se situe le Soleil, une étoile relativement petite mais qui contient néanmoins 99,86 % de la masse de tout le système. De par sa masse, l'intérieur du Soleil atteint une densité et une température telles que des réactions de fusion nucléaire peuvent se produire en son sein, dégageant de ce fait d'énormes quantités d'énergie. La plus grande partie de cette énergie est libérée dans l'espace sous forme de radiation électromagnétique, principalement sous forme de lumière visible. Le Soleil émet aussi un flux de particules chargées appelé le vent solaire. Ce vent solaire interagit fortement avec la magnétosphère des planètes et contribue à éjecter les gaz et poussières en dehors du système solaire. Les planètes les plus proches du Soleil sont les planètes telluriques, petites, rocheuses et denses. En partant du Soleil, on trouve Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Il existe au-delà de Mars une ceinture d'astéroïdes composée de milliards de corps, dont la taille varie de quelques centimètres à plusieurs dizaines de kilomètres. Ensuite, c'est le domaine des planètes géantes, gazeuses et peu denses : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Pluton, la planète la plus éloignée du Soleil, minuscule, solide et peu dense, avec une orbite très inclinée, est l'objet le plus grand d'une seconde ceinture d'astéroïdes gelés, appelée ceinture de Kuiper. Cette ceinture, peuplée de milliers d'astéroïdes, semble être le réservoir des comètes à courte période. Enfin, il existerait, encore plus loin que la ceinture de Kuiper et jusqu'à une distance de deux années lumière un énorme nuage sphérique, appelé nuage d'Oort, qui contiendrait des milliards de noyaux cométaires. Il existe toute une série de mnémoniques pour se souvenir de l'ordre des planètes à l'intérieur du système solaire, comme par exemple la phrase suivante Monsieur Vous Travaillez Mal, Je Suis Un Novice. (Point).

Les planètes du système solaire

Toutes les caractéristiques des planètes sont données relativement à celles de la Terre. S'agissant du Soleil, son diamètre équatorial est de 109,3 fois celui de la Terre, pour une masse de 332 946 fois celle de la Terre. ^-Traditionnellement, Pluton est considérée comme une planète. Néanmoins, sa composition et son orbite en font un objet beaucoup plus proche des objets de Kuiper que des autres planètes. Certains scientifiques ont longtemps pensé qu'il pouvait s'agir d'un satellite de Neptune expulsé de son orbite. Mais les récentes observations font que certains astronomes considèrent dorénavant Pluton comme l'objet de la ceinture de Kuiper le plus proche du Soleil. La troisième loi de Kepler, trouvée en 1618 et publiée l’année suivante, nous dit que, pour toutes les planètes du système solaire, le carré de la période T de révolution de la planète autour du Soleil divisé par le cube du demi-grand axe a de la trajectoire elliptique de cette planète donne le même nombre : T²/a³ = constante 1618 Article connexe : Logarithme sur l'ordre des planètes

Origine et évolution du système solaire

L'hypothèse actuelle de la formation du système solaire est l'hypothèse de la nébuleuse solaire, avancée dès 1755 par Emmanuel Kant. L'évolution du système solaire depuis sa naissance jusqu'à sa mort est très lente et s'étale sur plus de 10 milliards d'années.

Origine dans les poussières d'étoiles

On estime généralement aujourd'hui que le système solaire est né de la contraction, sous l'effet de sa propre masse, d'un nuage moléculaire interstellaire froid et dense fait de gaz, essentiellement d'hydrogène et d'hélium, qui sont les atomes les plus présents à la naissance de l'univers. Il devait y avoir également des grains de poussière et de l'eau sous forme de glace. Ce nuage, appelé nébuleuse solaire, après avoir acquis une forme régulière, probablement un disque, avec un mouvement de rotation, commença à se différencier en plusieurs parties. La plus grande partie se rassembla au centre pour former une proto-étoile, le futur soleil. D'autre part, les grains de poussières s'agglomérèrent. Par effet de gravité, de plus en plus de matière aurait été attirée formant ainsi des protoplanètes. Le centre tournant plus vite que le bord et étant plus comprimé, la température s'y est accrue. Dès que la masse centrale fut assez dense et chaude, des réactions de fusion nucléaire se seraient alors déclenchées; ce qui aurait donné naissance au Soleil, notre étoile. La date estimée de ce phénomène est de -4,56 milliards d'années. Les plus grosses des protoplanètes attirèrent les plus petites et firent le vide autour d'elles ; en grossissant, elles devinrent sphériques. De plus, les réactions nucléaires créèrent un puissant vent solaire qui entraîna la majorité des gaz et poussières restants. C'est ainsi qu'on arriva au système solaire tel que l'on peut l'observer actuellement.

Et demain?

Dans 5 milliards d'années environ, le Soleil aura épuisé ses réserves d'hydrogène, qui se seront transformées en hélium, et changera de structure. Son noyau se contractera mais il deviendra beaucoup plus volumineux. Il devrait se transformer en géante rouge, cent fois plus volumineuse qu'à l'heure actuelle. Les planètes les plus proches, Mercure et Vénus, devraient être détruites. Il va ensuite brûler son hélium assez rapidement, ce qui augmentera encore sa taille et sa température, grillant complètement la Terre au passage. Une fois ses réserves d'énergie nucléaire complètement consommées, le Soleil va s'effondrer sur lui-même et se transformer en naine blanche très dense et peu lumineuse. Il refroidira petit à petit et finira par ne plus rayonner ni lumière ni chaleur, il sera alors parvenu au stade de naine noire.

Le système solaire dans la galaxie

Le système solaire fait partie de notre Galaxie, une galaxie spirale d'un diamètre d'environ 9.4
- 10²⁰ m ou 100 000 al, contenant approximativement 200 milliards d'étoiles, dont notre soleil est assez représentatif. Le système solaire orbite à environ 25 000 années lumière du centre galactique entre deux branches spirales de la galaxie. Sa vitesse est d'environ 220 kilomètres par seconde (800 000 km/h). Il effectue ainsi une révolution complète en 230 millions d'années. L'orbite du système solaire paraît assez singulière : elle est à la fois extrêmement circulaire et presque à la distance exacte à laquelle les vitesses orbitales sont égales à la vitesse des ondes de compression à l'origine des branches des spirales. Le système solaire semble avoir été présent entre deux bras depuis que la vie existe sur Terre. En effet, les radiations émises dans les bras spiraux, notamment par l'explosion de supernovas, peuvent en théorie stériliser la surface d'une planète. En étant en dehors des bras spiraux, la Terre est ainsi capable d'héberger des formes de vie évoluées à sa surface.

Les sondes spatiales dans le système solaire

Techniquement, une sonde spatiale est un vaisseau non habité envoyé par l'homme pour explorer le système solaire. Depuis presque cinquante ans, ces engins sont envoyés avec un taux d'échec élevé vers des planètes plus ou moins lointaines. Leurs observations font autant rêver le grand public que les scientifiques.

Un peu d'actualité

C'est le 4 juillet dernier (2005) que la sonde-impacteur Deep Impact s'est écrasée sur la comète Tempel 1. Créant ainsi un cratère d'impact, les scientifiques ont ainsi analysé la composition chimique de la "boule de neige sale". Une première !

Voir aussi

Liens externes

- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=2 Astrofiles : le système solaire ]
- [http://www.neufplanetes.org neuf planètes]
- [http://system.solaire.free.fr/sommaire.htm Le système solaire]
- [http://www.le-systeme-solaire.net Le système solaire à portée de votre souris]
- [http://celestia.sourceforge.net Celestia] Logiciel libre et gratuit de simulation spatiale 3D (OpenGL)
- [http://www.michaelschultz.de/index_fr.html Le système des planètes] : Animation (avec des orbites et comparaisons de dimensions)
- Solaire

Galaxie

Un article séparé est consacré à notre Galaxie. ---- notre Galaxie Dans l'univers, les étoiles ne sont généralement pas isolées mais regroupées au sein de vastes ensembles appelés galaxies. Une galaxie inclut aussi les gaz et poussières du milieu interstellaire et probablement de grandes quantités de matière noire. L'ensemble de la matière constituant une galaxie est lié gravitationnellement et apparaît comme en orbite autour d'une concentration de masse centrale. De nombreux indices suggèrent que le centre de nombreuses galaxies est occupé par un trou noir de masse importante.

Morphologie

Les galaxies sont de trois types morphologiques principaux :
- elliptiques,
- spirales,
- irrégulières. Une description plus étendue des types de galaxies est donnée par la séquence de Hubble. Dans les galaxies spirales, les bras ont la forme approximative de spirales logarithmiques. Comme les étoiles, les bras tournent également autour du centre, mais contrairement à celles-ci, ils le font avec une vitesse angulaire constante. Cela signifie que les étoiles passent successivement dans et hors des bras en spirale. On pense que les bras en spirale sont des régions de forte densité ou plutôt des « ondes » de densité : lorsque les étoiles et la matière interstellaire traversent un bras, elles ralentissent et de ce fait créent une densité plus élevée ; c'est un peu comme une « vague » de ralentissement se déplaçant le long d'une route remplie de voitures en mouvement. Les bras sont visibles parce que la forte densité qui y règne facilite la formation d'étoiles : ils hébergent donc beaucoup d'étoiles massives (donc jeunes) qui sont très lumineuses. Des résultats récents semblent montrer qu'en réalité, une même galaxie peut passer par différentes formes. Plus précisément, la présence d'une barre dans une galaxie spirale dépendrait de son activité.

Répartition des galaxies

Comme les étoiles, qui sont regroupées en galaxies, la plupart des galaxies sont gravitationnellement liées à d'autres. Une structure contenant jusqu'à une cinquantaine de galaxies est un groupe de galaxies. Une structure contenant plusieurs milliers de galaxies groupées dans un secteur de quelques mégaparsecs est un amas de galaxies. Les groupes et amas de galaxies sont eux-mêmes souvent regroupés en superamas, des collections géantes contenant des dizaines de milliers de galaxies. Dans la mesure de nos connaissances actuelles, au-delà de ces structures, l'univers est uniforme. L'espace entre les galaxies est relativement vide, excepté les nuages de gaz intergalactiques.

Genèse du concept

La nature exacte des galaxies n'est connue que depuis le début du ; auparavant, on appelait nébuleuse tout objet céleste d'aspect diffus autre que les comètes (qui pouvaient être distinguées grâce à leur mouvement). En 1610, Galilée utilisa une lunette pour étudier la Voie lactée et découvrit qu'elle était composée d'un grand nombre d'étoiles faiblement lumineuses. Dans un traité écrit en 1755, Histoire universelle de la nature et théorie du ciel, Emmanuel Kant, en se basant sur les premiers travaux de Thomas Wright, spécula avec raison sur le fait que notre Galaxie pourrait être un corps en rotation composé d'un nombre énorme d'étoiles liées par les forces de la gravitation, comme les planètes dans le système solaire mais sur des échelles beaucoup plus grandes. Le disque résultant des étoiles serait vu, de notre perspective, comme une bande lumineuse dans le ciel. Kant conjectura que certaines des nébuleuses visibles dans le ciel nocturne pourraient être des galaxies distinctes de la nôtre. Vers la fin du , Charles Messier compila un catalogue contenant une centaine de nébuleuses (son but était de répertorier tous les objets nébuleux de la sphère des fixes afin de ne pas les confondre avec des comètes), qui fut plus tard suivi par le catalogue de William Herschel comprenant 5000 nébuleuses. En 1845 William Parsons construisit un télescope, beaucoup plus grand que ceux qui existaient à l'époque et put alors distinguer les nébuleuses elliptiques des nébuleuses spirales. Il fut également capable de distinguer (en astronomie on dit résoudre) certaines sources lumineuses ponctuelles au sein de ces nébuleuses, confirmant ainsi la conjecture des univers-îles de Kant. Cependant, les nébuleuses n'ont pas été universellement acceptées en tant que galaxies séparées éloignées, jusqu'à ce que Edwin Hubble, au début des années 1920, résolve définitivement la question à l'aide d'un nouveau télescope. Il put résoudre les parties externes de quelques nébuleuses en spirale en tant que collections d'étoiles et identifia quelques variables céphéides, ce qui permit d'estimer la distance nous séparant de ces nébuleuses : elles étaient trop éloignées pour faire partie de la Voie lactée. Les premières galaxies identifiées comme telles furent NGC 6822 en 1925, M33 en 1926 et M31 en 1929. En 1936, Hubble conçut un système de classification des galaxies qui est encore employé à ce jour, la séquence de Hubble.

La matière sombre

Dans les années 1970, on réalisa que la masse totale visible, dans les galaxies, des étoiles et du gaz, ne pouvait pas expliquer correctement la vitesse de rotation des galaxies, ce qui amena à postuler l'existence de la matière sombre. Dès le début des années 1990, le télescope spatial Hubble apporta une grande amélioration dans les observations lointaines. Ces nouvelles observations permirent notamment d'établir que la matière sombre de notre Galaxie ne peut se composer uniquement d'étoiles faibles et petites.

Voir aussi

Liens internes

- Notre Galaxie
- Voie lactée

Liens externes

- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=coppermine&file=thumbnails&album=1 Photos de galaxies]
- [http://www.ulb.ac.be/sciences/astro/cd/galaxies/galaxies.htm Les galaxies et l'univers, sur le site de l'Université libre de Bruxelles]
- [http://ftp-obs.univ-lyon1.fr/~ga/optionINSA/etoilgal/etoilgal_0.html Étoiles et galaxies, sur le site du Centre de recherche astronomique de Lyon]
- [http://www.astrofiles.net/article49.html Les galaxies : histoire et classification]
- [http://users.skynet.be/espacewarin/ Les galaxies : Site sur l'astrophotographie] catégorie:galaxie ja:銀河 ko:은하 ms:Galaksi simple:Galaxy th:กาแล็กซี

M33

La galaxie du Triangle, également connue sous le nom de M33, est une galaxie spirale de type Sc, située dans la constellation du Triangle.

Informations générales

La galaxie du Triangle est l'une des trois principales galaxies du Groupe local, plus petite que notre Voie lactée ou la galaxie d'Andromède, mais de taille comparable à la moyenne des galaxies spirales de l'univers. Elle est peut-être liée gravitationnellement à la galaxie d'Andromède. LGS 3, l'une des petites constellation du Groupe local, est vraisemblablement un satellite de la galaxie du Triangle. Cette galaxie fut probablement découverte avant 1654 par Hodierna, disciple de Galilée, qui l'a peut-être groupée avec l'amas ouvert NGC 752. Elle fut découverte de manière indépendante en 1764 par Charles Messier qui la catalogua comme M33 le 25 août. Elle fut également classifiée par William Herschel le 11 septembre 1784 sous la désignation H V.17. La galaxie du Triangle fut l'une des premières « nébuleuses spirales » identifiées comme telles par William Parsons. Herschel classa également la région H II (une nébuleuse d'émission diffuse contenant de l'hydrogène ionisé) la plus large et la plus brillante de la galaxie du Triangle sous la désignation H III.150. Elle obtiendra finalement le numéro NGC 604. Cette région est située dans le coin nord-est de la galaxie et est l'une des plus grandes régions H II connues, avec un diamètre de près de 1 500 années lumières et un spectre similaire à celui de la nébuleuse d'Orion. Cette galaxie peut-être vue à l'œil nu lorsque d'excellentes conditions d'observations sont réunies. Elle n'est cependant pas l'objet visible à l'œil nu le plus lointain car la galaxie M81, nettement plus éloignée, peut être vue dans des conditions exceptionnelles. Cependant, nombre d'observateurs aguerris n'ont jamais réussi à observer M81 à l'œil nu, aussi M33 peut être considérée comme l'objet le plus lointain visible à l'œil nu par un observateur moyen. M33 fut la seconde galaxie identifiée comme telle par l'astronome américain Edwin Hubble en 1926. Récemment, les astronomes ont réussi le tour de force de mesurer le mouvement propre de M33 dans le ciel, performance difficile à réaliser du fait de l'éloignement de cet objet. Cela a été rendu possible par la présence de deux masers de vapeur d'eau présents dans M33, qui combinés à des mesures interférométriques a permis de déterminer la vitesse tangentielle de M33 à environ 185 kilomètres par seconde. Cette technique, appliquée à la galaxie d'Andromède M31 devrait permettre de reconstituer la dynamique du Groupe local et déterminer son évolution future, en particulier la question de savoir si la Voie lactée et M31 entreront en collision dans quelques milliards d'années.

Voir aussi

- Catalogue Messier
- New General Catalogue

Liens externes

- [http://www.obspm.fr/messier/f/m033.html Messier 33, page de la SEDS]
- [http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0503058 L'annonce de la première mesure du mouvement propre de M33] Catégorie:Galaxie Catégorie:Objet de Messier ja:さんかく座銀河

Kilomètre

utilisé comme prototype du mètre de 1889 à 1960]] Le mètre (symbole m, du grec metron, mesure) est l'unité de base de longueur du Système international. Il est défini comme la distance parcourue par la lumière dans le vide en 1/299 792 458 seconde.

Histoire

Le mètre est un enfant de l'esprit des Lumières et de la Révolution française. Auparavant, les longueurs étaient mesurées en référence à l'humain (le pouce, le pied, la toise) ; comme chaque être humain est différent, on prenait souvent comme référence le souverain, ce qui était un symbole monarchique fort. Il fut donc décidé, afin de supprimer toute référence à un homme particulier et pour faciliter la diffusion du savoir, de choisir un étalon non-humain unique, et d'utiliser des multiples et sous-multiples de 10. Exit ainsi le pied qui valait 12 pouces et la verge qui valait 3 pieds. Le mètre fut défini pour la première fois en 1791 par l'Académie des Sciences comme étant la dix-millionième partie d'un quart de méridien terrestre. Il fut adopté par la France le 7 avril 1795 comme mesure de longueur officielle. Quelques années plus tard, en 1799, un mètre étalon en platine fut créé à partir de cette définition et devint la référence. De février 1796 à décembre 1797, la Convention fit placer dans Paris seize mètres-étalons gravés dans du marbre pour familiariser la population avec la nouvelle mesure. Aujourd'hui, il n'en subsiste que deux : l'un est au 36 de la rue de Vaugirard, à droite de l'entrée ; l'autre, replacé en 1848, est au 13 de la place Vendôme, à gauche de l'entrée du ministère de la Justice. En juin 1792 Jean-Baptiste Delambre est chargé de mesurer la distance entre Dunkerque et Rodez pendant que Pierre Méchain mesure celle de Rodez à Barcelone. Cela permettra d'établir précisément la valeur du mètre. En 1793, à Montjouy a Barcelone, Méchain détecte une incohérence entre les longueurs relevées et le relevé astronomique de la position des étoiles. La guerre franco-espagnole l'empêche de réitérer ses mesures. Cet écart (qui n'était en fait pas dû à une erreur de manipulation mais à l'incertitude des instruments utilisés) le plonge dans un profond trouble et il met tout en œuvre pour éviter de devoir rendre compte de ses travaux à Paris. En 1799, il se résigne à se rendre à une conférence internationale qui salue son œuvre scientifique. Il maquille alors ses résultats, ce qui rendra le mètre trop court de 0,2 mm. La « fraude » ne sera découverte par Delambre qu'en 1806, années ou il ré-étudiera l'ensemble des résultats lors de la rédaction de Base du système métrique. En 1889, le Bureau des poids et mesures redéfinit le mètre comme étant la distance entre deux points sur une barre d'un alliage de platine-iridium. Cette barre est toujours conservée à Sèvres en France. En 1960, grâce à l'avènement des lasers, la 11 Conférence générale des poids et mesures (CGPM) définit le mètre comme 1 650 765,73 longueurs d'onde d'une radiation orangée émise par l'isotope 86 du krypton. Enfin la conférence de 1983 se fonda sur la lumière et redéfinit le mètre comme étant la distance parcourue par la lumière dans le vide en 1/299 792 458 seconde. La vitesse de la lumière dans le vide étant la même en tout point (selon la théorie de la relativité), c'est une définition plus facile à communiquer et universelle. C'est surtout une distance plus facile à mesurer qu'une distance entre deux points, la seconde étant l'unité du Système international (SI) la mieux mesurée.

Relation avec d'autres unités de mesures

Il existe une corrélation entre l'unité de mesure (mètre), l'unité de masse (kilogramme), les unités de surface (mètre-carré) et les unités de volume (mètre-cube ou litre, utilisé souvent pour désigner le volume des liquides).
- Un mètre-carré (m²) est la surface d'un carré dont chaque côté mesure un mètre
- Un mètre-cube (m³) est le volume d'un cube dont chaque côté mesure un mètre

Quelques points de repères

- Un homme adulte mesure environ 1,70 mètre.
- La taille d'un pied est d'environ 0,30 mètre.
- On parcourt environ 5 000 mètres en une heure de marche.
- Un grand pas fait plus ou moins un mètre.

Multiples

Décamètre

- 1 dam = 10 m Cette unité est adaptée au calcul de la superficie d'un terrain, par le biais de l'are, superficie d'un carré d'un décamètre de côté.

Hectomètre

- 1 hm = 100 m

Kilomètre

- 1 km = 1 000 m C'est le multiple du mètre le plus fréquemment utilisé pour mesurer les distances terrestres (comme par exemple entre les villes). Le long des routes, les bornes kilométriques sont placées tous les kilomètres.

Mégamètre

- 1 Mm = 10⁶ m

Gigamètre

- 1 Gm = 10⁹ m C'est un multiple du mètre utilisé pour mesurer les distances interplanétaires courtes, par exemple entre une planète et ses satellites naturels. La Lune orbite à 0,384 gigamètre de la Terre.

Téramètre

- 1 Tm = 10¹² m C'est un multiple du mètre utilisé pour mesurer les grandes distances interplanétaires. Par exemple la planète Pluton orbite à une moyenne de 5,9 téramètres du Soleil.

Pétamètre

- 1 Pm = 10¹⁵ m Une année-lumière vaut environ 9,46 Pm.

Examètre

- 1 Em = 10¹⁸ m C'est une distance interstellaire typique dans la périphérie galactique.

Zettamètre

- 1 Zm = 10 ²¹ m Notre galaxie mesure quelques zettamètres de diamètre.

Yottamètre

- 1 Ym = 10²⁴ m C'est une bonne unité de mesure des distances intergalactiques.

Sous-multiples

Décimètre

- 1 dm = 0,1 m Au cours du XX siècle, la règle graduée standard des écoliers était le double-décimètre et les programmes scolaires se référaient à cette appellation.

Centimètre

- 1 cm = 0,01 m Le centimètre est une des unités de base du système CGS : voir centimètre.

Millimètre

- 1 mm = 0,001 m Une représentation graphique manuelle précise nécessite l'utilisation de papier millimétré.

Micromètre

- 1 µm = 10^-6 m Le micromètre était autrefois appelé micron (symbole : µ). L'utilisation du micron a été interdite par la 13 CGPM en 1968.

Nanomètre

- 1 nm = 10^-9 m

Angström

- 1 Å = 10 ^-10 m Attention cette mesure ne fait pas partie du système international ... Pour en savoir plus : Angström

Picomètre

- 1 pm = 10^-12 m

Femtomètre

- 1 fm = 10^-15 m Le femtomètre fut d'abord nommé fermi en l'honneur du physicien italien Enrico Fermi (le fermi comme tel ne fait pas partie du Système international). Le femtomètre est fréquemment utilisé pour mesurer le diamètre d'un noyau atomique. Le diamètre d'un noyau atomique peut aller jusqu'à 15 fm. Le neutron et le proton ont un diamètre d'environ 2,5 fm.

Attomètre

- 1 am = 10^-18 m

Zeptomètre

- 1 zm = 10^-21 m

Yoctomètre

- 1 ym = 10^-24 m L'unité tombe dans le « vide » séparant la longueur de Planck (~4×10^-11 ym) des longueurs significatives.

Voir aussi

Articles connexes

- Unités de longueur
- Système international d'unités
- Unité de base du système international
- Préfixe du système international
- Ordre de grandeur

Liens externes

- [http://www.industrie.gouv.fr/metro/aquoisert/metre.htm histoire du mètre], par le Ministère de l'Économie, des Finances et de l'Industrie de France
- [http://histoire.du.metre.free.fr/ L'Histoire du Mètre], site complet sur l'histoire du mètre, de la Révolution à nos jours
- [http://www.bipm.fr/fr/convention/ La convention du mètre] qui instituera le BIPM, institution initiatrice du système international Metre Metre ja:メートル ko:미터 ms:Meter simple:Metre th:เมตร

Parsec

Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur Voir aussi l'article homonyme dont le sujet est le jeu vidéo Parsec. ---- Le parsec (symbole pc) est une unité de longueur utilisée en astronomie. Son nom vient de la contraction de « parallaxe-seconde ». Cette unité résulte de l'utilisation d'une méthode trigonométrique dite « méthode de la parallaxe », servant à déterminer la distance séparant un observateur d'un objet éloigné quelconque, à la mesure de la distance des objets célestes. Le parsec est défini comme étant la distance à laquelle une unité astronomique (ua) sous-tend un angle d'une seconde d'arc. Si la parallaxe d'une étoile est mesurée en secondes d'arc, alors la distance entre cette étoile et le soleil, exprimée en parsecs, est égale à l'inverse de cette valeur. Un parsec vaut donc cotg[π/(360×3600)]×0,5 ua ≈ 206 265 ua, c'est-à-dire 3,085 677 581 28×10¹⁶ m ou environ 3,26 années lumière. Pour des raisons pratiques, les astronomes expriment les distances des objets astronomiques en parsecs plutôt qu'en années-lumière. Les premières mesures d'un objet interstellaire (étoile 61 Cygni par Friedrich Wilhelm Bessel en 1838) furent effectuées en utilisant la largeur de l'orbite terrestre comme référence. Le parsec dériva de cette méthode. La détermination des distances des corps célestes est l'objet principal de l'astrométrie. L'étoile la plus proche du Soleil, α Cen ou Proxima Centauri, se trouve à 1,316 parsec (4,28 années lumière). Les distances des autres objets célestes n'appartenant pas au Système solaire sont bien plus grandes et se mesurent couramment en kiloparsecs (symbole kpc) ou mégaparsecs (symbole Mpc). Les parallaxes ont des valeurs faibles : 0,76" pour Proxima Centauri ; aussi, la méthode parallactique ne permet guère de déterminer des distances stellaires supérieures à 100 parsecs environ, ce qui correspond à des mesures de parallaxe inférieures à 10 millisecondes d'arc. Entre 1989 et 1993, le satellite Hipparcos, lancé par l'Agence spatiale européenne, a mesuré la parallaxe d'environ 100 000 étoiles avec une précision meilleure que 1 milliseconde d'arc, ce qui a permis de déterminer la distance d'étoiles éloignées de nous de plus d'un kiloparsec, se trouvant donc à l'intérieur du disque de notre Galaxie.

Voir aussi

- année lumière
- unité astronomique ja:パーセク ko:파섹 th:พาร์เซก

Vitesse

La vitesse permet d'estimer l'évolution d'une quantité en fonction du temps. Citons parmi d'autres :
- la vitesse de sédimentation
- la vitesse angulaire
- la vitesse relative Bref c'est la dérivée par rapport au temps d'une grandeur qui s'exprime en fonction du temps.
- La vitesse curviligne est la distance parcourue sur la courbe par unité de temps t. :

v = \frac

- Le vecteur-vitesse ou la vitesse dans l'espace est le vecteur :

\vec = \frac

dont la norme vaut la vitesse et dont le sens et la direction sont ceux du mouvement de l'objet considéré. Formellement, le vecteur-vitesse est la dérivée de la position de l'objet par rapport au temps. Lorsque cela n'entraîne pas de confusions, on appelle le vecteur-vitesse simplement « vitesse ». L'unité internationale de la vitesse est le mètre par seconde (m.s^-1, parfois m/s). Pour les véhicules automobiles, on utilise aussi fréquemment le kilomètre par heure (km/h), le système anglo-saxon utilise le mille par heure (mile per hour, mph). Dans la marine, on utilise le nœud, qui vaut un mille marin par heure, soit 0,514 4 m.s^-1. En aviation, on utilise parfois le mach, mach 1 étant la vitesse du son (qui varie en fonction de la température et de la pression).

Histoire du concept de vitesse

Une définition formelle a longtemps manqué à la notion de vitesse, car les mathématiciens s'interdisaient de faire le quotient de deux grandeurs non homogènes. Diviser une distance par un temps leur paraissaient donc aussi faux que pourrait nous sembler aujourd'hui la somme de ces deux valeurs. C'est ainsi que pour savoir si un corps allait plus vite qu'un autre, Galilée (1564-1642) comparait le rapport des distances parcourues par ces corps avec le rapport des temps correspondant. Il appliquait pour cela l'équivalence suivante: :

\frac\le \frac  \Leftrightarrow \frac\le\frac

La notion de vitesse instantanée est définie formellement pour la première fois par Pierre Varignon (1654-1722) le 5 juillet 1698, comme le rapport d'une longueur infiniment petite dx sur le temps infiniment petit dt mis pour parcourir cette longueur. Il utilise pour cela le formalisme du calcul différentiel mis au point quatorze ans plus tôt par Leibniz (1646-1716).

Définition

Il faut distinguer deux types de vitesse :
- la vitesse moyenne, qui répond très précisément à la définition élémentaire. Elle se calcule en divisant la distance parcourue par le temps de parcours ; elle a un sens sur une période donnée ;
- la vitesse instantanée, qui est obtenue par passage à la limite de la définition de la vitesse. Elle est définie à un instant précis, via la notion de dérivation v = ∂s/∂t. Par exemple dans les calculs de cinématique, la vitesse est un vecteur obtenu en dérivant les coordonnées cartésiennes de la position par rapport au temps : :

\vec = \frac=\begin \frac \\ \frac \\ \frac \end

Vecteur-vitesse

Le vecteur-vitesse instantanée v d'un objet dont la position au temps t est donné par x(t) calculé comme la dérivée :

\mathbf = \frac  \,

L'accélération est la dérivée de la vitesse, et la vitesse est la dérivée de la distance en fonction du temps. L'accélération est le taux de changement de la vitesse d'un objet sur la période. L'accélération moyenne a d'un objet dont la vitesse change à partir de v_i à v_f pendant une période t est donnée par : :

a = \frac   \,

Le vecteur d'accélération instantanée a d'un objet dont la position au temps t est donné par x(t) est :

\mathbf = \frac   = \frac   \,

La vitesse finale v_f d'un objet démarrant avec la vitesse v_i puis accélérant avec un taux constant a pendant un temps t est: :

v_f = v_i + a t \,

La vitesse moyenne d'un objet subissant une accélération constante est (v_i + v_f)/2. Pour trouver le déplacement d d'un tel objet accélérant pendant la période t, substituer cette expression dans la première formule pour obtenir : :

d = t \times \frac   \,

Quand seule la vélocité initiale de l'objet est connue, l'expression :

d = v_i t + \frac   \,

peut être utilisée. Ces équations de base pour la vélocité finale et déplacement peuvent être combinées pour former une équation qui est indépendante du temps : :

v_f^2 = v_i^2 + 2 a d \,

Les équations ci-dessus sont valides pour à la fois la mécanique classique mais pas pour la relativité restreinte. En particulier en mécanique classique, tous seront d'accord sur la valeur de t et les règles de transformation pour la position créent une situation dans laquelle tous les observateurs n'accélérant pas décriraient l'accélération d'un objet avec les mêmes valeurs. Ni l'un ni l'autre ne sont vrais pour la relativité restreinte. L'énergie cinétique d'un objet se déplaçant est linéaire avec sa masse et le carré de sa vitesse : :

E_ = \begin \frac \end mv^2

L'énergie cinétique est une quantité scalaire.

Coordonnées polaires

En coordonnées polaires, la vitesse dans le plan peut être décomposée en vitesse radiale, dr/dt, s'éloignant ou allant vers l'origine et la vitesse orthoradiale, dans la direction perpendiculaire (que l'on ne confondra pas avec la composante tangentielle), égale à r.d

\theta

/dt (voir vitesse angulaire). Le moment angulaire dans le plan est

\vec L= m\ \vec r \wedge \vec V = m\; r^2\; \frac \vec k

. On reconnaît dans

\frac\; r^2\; \frac = \frac

, la vitesse aréolaire. Si la force est centrale (voir Force centrale, mouvement), alors la vitesse aréolaire est constante (deuxième loi de Kepler).

Anecdote

La première automobile expressément construite pour battre des records de vitesse s'appelle la Jamais Contente. À traction électrique, elle dépassa pour la première fois, les 100 km/h en 1899.

Voir aussi

- accélération
- accélération moyenne
- vitesse de la lumière
- vitesse de phase
- vitesse de groupe
- vitesse relative ko:속도 ja:速度 simple:Speed simple:Velocity catégorie:mécanique Catégorie:Quantité physique

Loi de Hubble

En astronomie, la Loi de Hubble énonce que les galaxies s'éloignent les unes des autres et que leurs vitesses d'éloignement sont proportionnelles à leurs distances. Autrement dit, plus une galaxie est loin de nous, plus elle semble nous fuir (voir toutefois galaxie d'Andromède, qui fonce vers nous). Elle fut énoncée par Edwin Hubble en 1929 et fut le premier indice de l'expansion de l'univers et, en extrapolant dans le passé, est à l'origine de la théorie du Big Bang dont elle est un des éléments de confirmation. Hubble découvrit cette loi en observant le décalage vers le rouge du spectre de galaxies proches, un effet similaire à l'effet Doppler-Fizeau. En comparant ce décalage à la distance les distances de ces galaxies là où celles-ci étaient connues, il trouva une relation linéaire entre les deux. Il interpréta ce résultat en supposant que le décalage observé était causé par la vitesse d'éloignement de ces galaxies. Le rapport entre la distance et la vitesse est appelé constante de Hubble et est estimé actuellement entre 50 et 90 km/s/Mpc. En extrapolant ce résultat, on pouvait donc probablement avoir une estimation de la distance de celles des galaxies dont la distance n'était pas mesurable par parallaxe. La valeur trouvée initialement par Hubble était de 500 km/s/Mpc était trop élevée car les suppositions faites sur les objets observés conduisaient à une sous-estimation de leurs distances. Néanmoins, la relation fut confirmée plus tard. On note donc la loi ainsi : :v = H₀.d Avec v la vitesse de fuite apparente en km/s, d la distance en Mpc (megaparsec) et H₀ la constante d'Hubble en km/s/Mpc. L'inverse de cette constante est le temps d'Hubble. On peut dériver mathématiquement cette loi en assumant le principe cosmologique, c'est-à-dire que l'univers est, à grande échelle, isotrope et homogène. La valeur de la constante de Hubble était le sujet d'une longue controverse entre Gérard de Vaucouleurs, qui affirmait qu'elle était de 100, et Allan Sandage qui affirmait qu'elle était de 50. Le projet Hubble key a permis d'améliorer considérablement la détermination de cette valeur et l'estimation finale, publiée en mai 2001, est de 72±8 km/s/Mpc. La constante de Hubble est une constante dans le sens où elle est valable pour toutes vitesses et distances, mais ne représente que la valeur actuelle de H, habituellement appelée paramètre de Hubble, qui décroit avec le temps. Si l'on suppose que les galaxies gardent leur vitesse relativement à nous, alors nous avons d = v.t et il s'ensuit que H = 1/t_H où t_H est le temps de Hubble et correspondrait à la durée depuis le Big Bang. Ceci permet une estimation de l'âge du l'univers et c'est pourquoi la loi de Hubble est si importante. En se fondant sur des observations récentes, on estime actuellement que l'expansion de l'univers s'accélère, ce qui signifie que H > 1/t et que l'estimation 1/H₀ (± 11 à 20 milliard d'années) est trop petite pour l'âge de l'univers. Plusieurs autres constatations peuvent être faites :
- La distance d des galaxies proches peut être estimée en comparant leur luminosité apparente à leur luminosité absolue.
- Pour les galaxies lointaines, on est obligé d'utiliser pour d leur distance actuelle et non leur distance quand leur lumière a été émise. Cette distance est extrêmement difficile à estimer.
- La vitesse v est définie comme le taux de variation de d par rapport au temps. Pour des galaxie relativement proches, cette vitesse peut être estimée à partir de leur décalage vers le rouge z en utilisant la formule v ≈ zc où c est la vitesse de la lumière.
- Les systèmes qui sont liés par la gravitation, tel que les amas de galaxies, ne sont pas sujets à la loi de Hubble et ne s'étendent donc pas.

Autres hypothèses proposées

D'autres hypothèses ont été proposées pour tenter d'expliquer le décalage vers le rouge, parmi lesquelles une éventuelle « fatigue de la lumière » évoquée par le physicien Jean-Pierre Vigier (le décalage vers le rouge correspond en effet, à intensité de rayonnement égale, à une perte d'énergie). Certains astronomes comme Tom van Flandem s'y rallièrent du fait que cette hypothèse expliquait avec élégance le paradoxe d'Olbers, mais le mouvement resta marginal.

Discussion sur la constante de Hubble avec un astronome

Un exemple plus court peut en être tiré. Bonjour, J'essaie de comprendre la constante de hubble depuis déjà un certain temps. J'ai vu qu'elle aurait une valeur entre 50 et 100 km/sec/Mpc. http://www-obs.univ-lyon1.fr/~prugniel/french/galaxies_presentation_edhubble.html Si je comprends bien, pour deux points distant de 1 Mpc, à chaque sec la distance croit de 50 à 100 km de plus. R: C'est exact. Est-ce possible dans ce cas que pour de très grande distance de l'ordre de dizaine de milliard d'années-lumière que le taux d'expansions approche de la vitesse de la lumière. R: Tout à fait. Il peut même dépasser la vitesse de la lumière. Il y aurai dans ce cas une limite de la distance à laquelle on peut observer les galaxies. Mais avant les galaxies seraient visibles que dans de très large longueur d'onde. R: Vous avez compris. Si c'est le cas à quelle distance est cette frontière en tenant compte de la valeur théorique de la constante de hubble actuelle ? Quel est la plus récente estimation de la constante de hubble ? R: La valeur du paramètre de Hubble varie entre 64 et 80 (km/s/Mpc). La « meilleure valeur » serait de l'ordre de 71 +/- 4.(Octobre 2004) Quel est la plus grande longueur d'onde observable par les télescopes? R: C'est dans le proche infrarouge que les télescopes optiques rencontrent leur limite. Mais comme le décalage vers le rouge entraîne la lumière émise par les galaxies les plus lointaines à des longueurs d'ondes toujours plus longues, cette portion du spectre est extrêmement intéressante. Pour les nouveaux télescopes, on mise donc sur une sensibilité accrue dans l'infrarouge. Ce sera notamment le cas pour le Télescope spatial James Webb, qui remplacera dans 6 ou 7 ans le télescope spatial actuel. Les observations en infrarouge sont difficiles à mener à partir du sol, car la vapeur d'eau présente dans l'atmosphère coupe une partie de ce rayonnement. Les micro-ondes sont encore plus longues que l'infrarouge. L'équipement utilisé pour étudier ce type de rayonnement s'apparente ce pendant plus aux radiotélescopes qu'aux télesscopes optiques classiques. C'est dans le domaine micro-ondes que le rayonnement fossile (l'écho du big bang) est le plus fort. Comment déterminer l'age de l'univers en l'observant si des objets peuvent se trouver au-delà de cette limite d'observation? R: Il faut comprendre que la taille de l'Univers que nous pouvons observer (donc limité par le taux d'expansion et par la vitesse finie de la lumière, et distortioné par le fait que, plus on regarde loin, plus on voit l'univers tel qu'il était dans un passé de plus en plus lointain) n'est pas la même que la taille de l'univers. Comme en mer, notre vue s'étend jusqu'à cet horizon, mais pas au-delà. L'univers est-il fini ou infini? Il n'y a pas encore de réponse définitive à cette question. Il y a cependant une relation directe entre le paramètre de Hubble et l'âge de l'univers: t = 1 / H. Avec H = 71, on obtient un âge de 13,7 millards d'années. J'ai essayé de calculer le taux d'expansion pour une distance de 13 milliards d'années-lumière avec une valeur de 75 pour hubble. Est-ce que je me trompe dans la façon d'appliquer la constante. ((13000000000 years
- c / (1000000
- parsec))
- ( 75 km / s) ) = 298 929.716 km / s R: Je crains que vos unités ne soient pas correctement balancées. J'obtiens v = 297 375 km/s avec H = 75 (km/s/Mpc) et D = 13 (Ga.l.) dans v = H x D = 75 x 13 x 305 La constante 305 est le résultat de 1 milliard d'a.l. / 1 Mpc, soit (10^9 x 9,4 x 10^12 km) / (10^6 x 3,08 x 10^13 km) Si c'est juste, il est impossible d'observer un astre approchant de ces distances. R: En effet, la vitesse de récession des objets lointains se manifeste par un décalage vers le rouge toujours plus important, qui tend vers l'infini. Aux limites de l'univers observable, les objets sont très faibles (à cause de la distance) et leur lumière est décalée vers l'infrarouge lointain et les micro-ondes. Catégorie:Astrophysique ja:ハッブルの法則

Redshift

catégorie:Astrophysique Le décalage vers le rouge ou redshift est un phénomène astronomique de décalage vers les grandes longueurs d'onde des raies spectrales — vers le rouge pour le spectre visible — observé parmi les objets astronomiques lointains. C'est un phénomène bien documenté et considéré comme un argument en faveur du scénario de l'expansion de l'univers et de la théorie du big-bang. Le terme est également employé pour la notion plus générale de décalage spectral, soit vers le rouge, soit vers le bleu, observé parmi les objets astronomiques selon qu'ils s'éloignent ou se rapprochent. Dans cette acception, il est synonyme d'effet Doppler-Fizeau.

Définition et mesure

Le décalage spectral est aisément mesurable car les raies spectrales des atomes sont identifiables et bien connues, par exemple grâce à des mesures en laboratoire. Il est alors aisé de repérer un décalage entre λ₀ est la longueur d'onde observée en laboratoire (qui doit être celle réellement émise par la source) et λ_obs celle observée par les instruments astronomiques. Le décalage spectral est mesuré par :

z = \frac

Ce décalage peut être observé vers le rouge (décalage vers les grandes longueurs d'onde : z positif) ou vers le bleu (resp. les courtes : z négatif). Dans le cas des objets astronomiques, le décalage est remarquable car il est le même sur l'ensemble du spectre, ce qui implique qu'il s'agit d'une conséquence d'un seul et même phénomène, et non d'un phénomène particulier à un type d'atome.

Histoire

Le décalage spectral du son est bien connu : le même son émis par un objet en mouvement nous semble plus aigu lorsque l'objet s'approche et plus grave lorsqu'il s'éloigne. Le même phénomène pour la lumière fut découvert par Hippolyte Fizeau en 1848 dans le cadre de la mécanique classique. La relativité restreinte d'Albert Einstein (1905) permit de généraliser le calcul du décalage spectral aux sources se déplaçant à une vitesse proche de celle de la lumière. En 1929, après une longue série d'observation, l'astronome Edwin Hubble (en collaboration avec Milton Humanson) énonça la loi de Hubble. Il apparait que la lumière en provenance des galaxies distantes subit, en moyenne, un décalage vers le rouge proportionnel à leur distance. L'effet s'observe en moyenne : on observe des galaxies dont la lumière est plus ou moins décalée vers le rouge, ou même décalée vers le bleu, comme par exemple la galaxie d'Andromède. En appliquant l'hypothèse que cela provient d'un mouvement de la source, par effet Doppler, on en déduit que, en moyenne, les sources s'éloignent de nous d'autant plus vite qu'elles sont déjà plus loin (ce qui n'exclut pas que certaines sources se rapprochent de nous, en raison des mouvements locaux).

Causes du décalage spectral

Le décalage vers le rouge peut avoir plusieurs causes :

Le mouvement de la source

Voir article de fond : effet Doppler-Fizeau. L'effet Doppler du au mouvement de la source est la première idée et encore la plus présente. Si z > 0, le décalage est vers le rouge, la source s'éloigne ; si z < 0, le décalage est vers le bleu, elle se rapproche. Quand la vitesse relative de la source projetée le long de la ligne de visée, v, est petite par rapport à la vitesse de la lumière c le décalage vaut : :

z \approx v/c

et, réciproquement, on peut calculer la vitesse de la source lorsque le décalage z est beaucoup plus petit que l'unité : :

v \approx z c

. Les calculs restent possible même lorsque la vitesse de la source se rapproche de celle de la lumière.

L'expansion de l'univers

Actuellement, constatant le décalage vers le rouges des sources proportionnel à leur distance, les modèles cosmologiques dominant l'interprètent comme un effet Doppler, impliquant un univers est en expansion. Une autre façon de dire la même chose est que l'expansion, en "allongeant" l'univers, allonge toutes les longueurs des photon en déplacement dans l'univers. Voir articles de fond : expansion de l'univers, loi de Hubble

L'effet gravitationnel

Voir article de fond : décalage d'Einstein La théorie de la relativité générale d'Einstein prédit que la lumière se déplaçant dans un champ de gravitation subit un décalage vers le rouge ou vers le bleu. Cet effet est appelé le décalage d'Einstein. Sur Terre, il est faible mais mesurable en utilisant l'effet Mössbauer. À proximité d'un trou noir, cet effet deviendrait significatif au point qu'à l'horizon des événements le décalage serait infini. Ce décalage gravitationnel fut proposé dans les années 1960 comme explication des grands décalages vers le rouge observés pour les quasars, mais cette théorie n'est guère acceptée aujourd'hui.

Des effets d'optique

L'interaction de la lumière avec la matière (même rare, comme c'est le cas dans l'espace) peut provoquer un rougissement de la lumière : c'est l'effet Raman, connu depuis 1928 et base de la spectroscopie Raman. L'effet Raman peut également provoquer un bleuissement, qu'on n'observe pas dans le cas des sources astronomiques. Toutefois, une variante de l'effet Raman (l'effet CREIL) a récemment été proposée comme explication : le bleuissement serait subit par le rayonnement cosmologique de fond. Dans cette hypothèse, l'importance respective des effets CREIL et Doppler a un impact direct sur la conception cosmologique, puisque cela remet en cause les estimations de vitesse moyenne des galaxies et l'origine du rayonnement cosmologique de fond.

La variation de la vitesse de la lumière

La vitesse de la lumière pourrait diminuer avec le temps, des théories supposent même qu'au début elle aurait pu être infinie. On mesure cette vitesse avec une bonne précision depuis trop peu de temps pour qu'un éventuel ralentissement soit détectable et la définition actuelle du mètre rend désormais cette observation impossible. Si cette hypothèse est la bonne elle diminue ou annule le rôle de l'effet Doppler et donc du big bang mais conserve le caractère fini de l'âge de l'univers.

Mesure des distances et des vitesses cosmologiques, application au passé de l'univers

La distance des proches peut être mesurée directement, ce qui a permis de construire la loi de Hubble. Pour les objets les plus lointains, à partir de la loi de Hubble, il est possible de calculer leur distance estimée à partir de leur décalage vers le rouge, et aussi leur vitesse estimée par l'effet Doppler, dans l'hypothèse où il est la seule cause du décalage. Enfin si on suppose que l'univers a subit une expansion et que tout l'univers était initialement concentré en un point, alors cette distance correspond à une époque passée. Ainsi, pour le rayonnement cosmologique de fond on peut estimer que z = 1100, ce qui conduit à lui attribuer comme date de naissance 300 000 ans après le big bang — à comparer avec l'âge actuel de l'univers, d'environ 12 milliards d'années. Le cas des quasars pose un problème spécifique : ces objets présentent des décalage vers le rouge significativement plus importants que les galaxies. Dans le cadre des scénarios standards, cela signifierait qu'il s'agit d'objets lointains donc anciens, qui ne sont plus produits actuellement. Pourtant, d'autres indices permettent de douter de leur âge (à cause de l'abondance d'éléments relativement récent), et de leur distance (notamment parce que des quasars présentant un décalage vers le rouge important semblent à très courte distance de galaxies présentant de faibles décalage vers le rouge). Cela plaide pour un décalage provoqué par autre chose que simplement l'effet Doppler. ja:赤方偏移