Horizon cosmologique

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En cosmologie, l'horizon cosmologique (en anglais : cosmological horizon) est la limite de l'univers observable depuis un point donné (en général la Terre). Il correspond à la limite d'où aucun signal, de quelque nature que ce soit, ne peut être reçu du fait du caractère fini de la vitesse de la lumière ou de l'expansion de l'univers[1]. Il est aussi connu, à la suite de Wolfgang Rindler[2], comme l'horizon des particules. Il ne doit pas être confondu avec l'horizon des événements, défini comme la surface de l'espace-temps séparant les événements qui ont pu, peuvent ou pourront nous faire parvenir un signal de ceux qui ne le pourront jamais. Ils ne doivent pas être confondus avec la sphère de Hubble (Hubble sphere), parfois appelée l'horizon de photons.

Selon le contexte, il correspond soit à la limite d'où un rayonnement électromagnétique peut être issu, ou alors la limite d'où un signal de quelque nature que ce soit (neutrinos ou ondes gravitationnelles) peut être reçu. En pratique, les moyens d'observation actuels (2016) détectent difficilement les neutrinos. Quant aux ondes gravitationnelles, la première observation directe a été annoncée le 11 février 2016[3],[4] par les scientifiques des projets LIGO et VIRGO. Mais leur signature implique des mesures d'une telle précision qu'il faudra encore du temps pour observer notamment les ondes gravitationnelles primordiales. Plus généralement, un modèle cosmologique donné peut, ou non, contenir un tel horizon, c'est-à-dire des régions inaccessibles à l'observation d'un observateur donné.

En pratique, les signaux les plus lointains que nous recevons viennent du fond diffus cosmologique. Ce rayonnement emplit tout l'univers ; la région d'où est issu le rayonnement que nous détectons est appelée surface de dernière diffusion. Les modèles cosmologiques utilisés de nos jours, basés sur le modèle standard de la cosmologie et les équations de Friedmann, indiquent que la surface de dernière diffusion se trouverait actuellement (voir ci-dessous) à environ 45 milliards d'années-lumière de l'observateur.

C'est ce chiffre qui définit généralement la distance de l'horizon cosmologique.

Présentation

L'horizon cosmologique est défini par analogie à l'horizon terrestre. De même que la courbure de la Terre limite la vision de celle-ci depuis un point fixe sur sa surface, la taille de l'univers et la vitesse de déplacement de la lumière puis son affaiblissement progressif, (même avec la présence de "lentilles gravitationnelles"), font qu'il est impossible de voir certains objets célestes (galaxies et amas de galaxies dans ce cas) trop éloignés.

D'après le modèle standard, l'âge de l'univers est d'environ 13,7 milliards d'années. Par conséquent il ne nous est possible de voir que les objets dont la lumière aura voyagé pendant moins de 13,7 milliards d'années. L'univers est ainsi partagé entre une partie visible (la plus proche) et une partie invisible (la plus éloignée), la limite entre les deux zones constituant l'horizon cosmologique. Au contraire de celles de la partie visible, les galaxies situées dans la partie invisible sont trop lointaines pour que leur lumière ait eu le temps de parvenir jusqu'à nous. D'autre part, le décalage spectral, modifiant très fortement la nature des émissions lumineuses lointaines, et affaiblissant davantage les plus fortes longueurs d'onde dont l'énergie est moindre, il est très difficile de concevoir des instruments adaptés à l'observation fidèle des objets très lointains.

Cette définition de l'horizon cosmologique ne dépend donc pas de l'histoire de l'expansion de l'Univers, mais la position actuelle de cet horizon en dépend. Toujours pour un âge de 13,7 milliards d'années, si l'Univers n'était pas en expansion, la limite de visibilité d'un photon atteignant la Terre se situerait à 13,7 milliards d'années-lumière. Cependant, du fait de l'expansion de l'Univers, l'objet de l'horizon cosmologique qui a émis ce photon s'est éloigné pendant la durée du voyage de sa lumière : il est donc situé aujourd'hui à plus de 13,7 milliards d'années-lumière de nous. Remarquons toutefois que le photon reçu n'aura voyagé que pendant 13,7 milliards d'années, ce qui constituera finalement une mesure utile de la distance de l'horizon cosmologique (c'est en quelque sorte une « distance temporelle »). Enfin, à la suite du décalage spectral, et de la modification progressive, lors de leur cheminement, des émissions lumineuses lointaines, on peut aussi admettre que cet horizon cosmologique correspond aux "mourantes lueurs" des plus lointains objets observables : quel que soit le modèle cosmologique retenu, il existera donc souvent un horizon cosmologique.

Calcul de la position de l'horizon cosmologique

Il est délicat de définir des distances en cosmologie car ces distances varient au cours du temps par suite de l'expansion de l'univers (elles augmentent lentement). De plus, le concept de distance dépend beaucoup du moyen de calcul utilisé. Ainsi, les notions de distance angulaire (basée sur la dimension apparente d'un objet de taille connue) ou de distance de luminosité (basée sur le flux lumineux reçu d'un objet de luminosité connue) sont souvent différentes de la "distance de Hubble" dépendant seulement du décalage spectral de la lumière reçue. Quand on parle de la distance de l'horizon, on entend donc la distance séparant un observateur donné de la position de l'objet le plus lointain qu'il puisse observer, cette distance étant rapportée à sa position actuelle, c'est-à-dire à l'époque où son temps cosmique est le même que celui de l'observateur. Même en négligeant le fait que la vision est bornée à la surface de dernière diffusion ; les concepts de distance de luminosité ou de distance angulaire sont inadaptés pour les objets les plus lointains car la lumière provenant de ces objets est trop faible et trop altérée par l'important décalage spectral : on recherchera d'abord la "distance de Hubble".

La distance de l'horizon se calcule suivant une formule du type

, proportionnelle au rapport du taux d'expansion à l'époque où le facteur d'échelle était x fois plus petit qu'aujourd'hui au taux d'expansion actuel, doit être remplacé par une expression qui tend vers 0 (ou en tout cas est très petite) quand x tend vers 0. Cela peut se produire si la matière qui existe à cette époque possède un paramètre w inférieur à -1/3.

Notes et références

  1. Entrée « horizon cosmologique », dans Richard Taillet, Loïc Villain et Pascal Febvre, Dictionnaire de physique, Bruxelles, De Boeck Université, 2008 (1re éd.), XI-672 p. (ISBN 978-2-8041-5688-6, 300277324, notice BnF no FRBNF41256105), FRBNF41256105), lire en ligne)
  2. (en) Rindler, « Visual horizons in world models », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 116,‎ , p. 662-677 (1956MNRAS.116..662R), réédité dans General Relativity and Gravitation, vol. 34, no 1, janvier 2002, p. 133-153 (10.1023/A:1015347106729)
  3. « Gravitational Waves Detected 100 Years After Einstein's Prediction », sur LIGO Lab | Caltech (consulté le 12 février 2016)
  4. (en-GB) « GRAVITATIONAL WAVES DETECTED 100 YEARS AFTER EINSTEIN’S PREDICTION - Advanced Virgo », sur Advanced Virgo (consulté le 12 février 2016)
  5. Cette valeur, divisée par la vitesse de la lumière est très proche de l'âge de l'univers.
  6. Voir (en) S. W. Hawking et G. F. R. Ellis, The Large Scale Structure of Space-Time, Cambridge University Press, coll. « Cambridge Monographs on Mathematical Physics », , 400 p. (ISBN 0521099064), chapitre 8, pages 256 à 298.

Voir aussi

Bibliographie

Articles connexes