Observabil Universul este, în cosmologie , partea vizibilă a Universului nostru. Prin urmare, este o minge a cărei limită este situată la orizontul cosmologic și a cărei Pământ constituie centrul. Prin urmare, este o noțiune relativă, iar alți observatori situați în altă parte a Universului nu vor avea aceeași bilă observabilă (dar raza sa va fi aceeași).
Datorită faptului că Universul nostru are o vârstă finită de 13,8 miliarde de ani, lumina obiectelor cerești situate dincolo de orizont nu a avut timp să ajungă la noi și, prin urmare, aceste obiecte sunt încă invizibile; cu toate acestea, Universul observabil prin natură crește în timp: raza Universului vizibil este astfel o secundă de lumină mai mare în fiecare secundă sau în mod echivalent un an-lumină mai mare în fiecare an și chiar mai mult în luarea în considerare a expansiunii Universului .
Cele mai îndepărtate obiecte din Universul observabil sunt, de asemenea, cele care pot fi observate în starea lor cea mai primordială, cea mai apropiată de Big Bang , deoarece acestea sunt cele a căror lumină a durat cel mai mult timp pentru a ajunge la observator. Ele sunt, de asemenea, percepute cu o schimbare la roșu cu atât mai mare cu cât sunt mai departe.
Universul observabil este definit ca orice este observabil și măsurabil, iar viteza luminii fiind viteza limitativă , orice este dincolo de orizontul cosmologic nu poate fi observat și nu poate influența ceea ce poate fi observat. Principiul cosmologic , desemnat astfel după Edward A. Milne (1896-1950), afirmă că Universul observabil este, pe scară largă, omogen și izotrop . Universul fiind identic la nivel global în toate direcțiile, razele de lumină provenind din toate direcțiile a priori parcurg aceeași distanță în același timp. Universul observabil la un moment dat este deci o minge a cărei observator este centrul și a cărei rază este distanța parcursă de un semnal luminos în timpul existenței universului în acel moment.
În practică, universul observabil a fost mult timp redus la universul vizibil cu ochiul liber . Acum este limitat de suprafața ultimei difuzii care poate fi definită, ca primă aproximare, ca regiune a spațiului din care a fost emis, la aproximativ 380.000 de ani după Big Bang, radiația electromagnetică observată astăzi. Hui, fundalul cosmologic difuz . Anizotropia sa a fost cartografiată de COBE , WMAP apoi Planck . Fondul cosmologic de neutrini , a prezis încă din 1953 de către Ralph Alpher , James Follin și Robert Herman , nu a fost detectat. În ceea ce privește fundalul cosmologic al undelor gravitaționale , detectarea acestuia prin colaborarea BICEP2 , a fost anunțată pe17 martie 2014, este contestat. Pe de altă parte, unele regiuni ale universului observabil nu sunt vizibile. Acestea sunt regiunile de dincolo de orizontul de astrofizice găuri negre , cum ar fi găuri negre stelare , care rezultă din prăbușirea gravitațională a masive stele , sau gauri negre supermasive , situate in centrul galaxiilor .
Ceea ce putem observa și măsura Universului este o imagine a Universului, nu a Universului real așa cum există în momentul în care este observat. Această imagine este semnificativ diferită de cea reală, datorită faptului că lumina se propagă cu viteză finită și, mai mult, într-un Univers în expansiune , care este însoțit de anumite efecte:
Ca o minge cu rază finită, universul observabil ocupă un volum finit în timp și spațiu. Finitudinea sa rezultă din faptul că Universul are o vârstă finită, iar lumina se deplasează printr-un vid cu viteză finită . Acest volum reprezintă doar o fracțiune din Univers ca întreg, care este potențial infinit dacă curbura sa este zero sau negativă. Măsurătorile fundalului cosmic difuz arată că curbura spațială a Universului este foarte mică sau zero și sugerează că universul observabil reprezintă cel mult 2% din Univers.
Raza universului observabil este în continuă creștere, datorită faptului combinat al expansiunii Universului și a vitezei luminii. Dar distanțele față de obiecte cresc și ele datorită expansiunii. Rata de creștere a razei orizontului cosmologic este
Cu distanța de la orizont cosmologic (sau orizont de particule , deci ) la momentul de a privi spre trecut definit de redshiftul , constanta Hubble în același timp, și viteza luminii . Formula este o funcție și nu a dat fiind dificultățile în cunoașterea timpului pentru a privi spre trecut în funcție de .
fiind viteza de recesiune a obiectelor situate la orizontul cosmologic, deducem din această formulă că fiecare secundă de timp care trece ne face să descoperim o nouă adâncime a spațiului de 300.000 de kilometri dincolo de obiectele care se îndepărtează de cel mai rapid, iar obiectele noi sunt prin urmare intrând în mod constant în universul observabil să nu-l mai părăsească niciodată. Astăzi, cele mai îndepărtate obiecte se îndepărtează cu o viteză și raza universului observabil și, la sfârșitul timpului, cele mai îndepărtate obiecte se vor îndepărta cu o viteză care tinde spre infinit, dar raza universului observabil va întotdeauna le depășește cu viteză .
Soarta universului |
Red shift |
E timpul să privim în trecut |
Densitatea materialului |
Densitatea energiei |
Raza universului observabil |
Rata de creștere a razei |
---|---|---|---|---|---|---|
Originea Universului |
0 | 1 | 0 | 0 | ||
timpul acum |
0 | 0,278 | 0,722 | |||
Sfârșitul timpului |
-1 | 0 | 1 |
Ar fi inconsecvent din punct de vedere științific să ignorăm partea neobservabilă a Universului sub pretextul că nu o putem vedea. Este toată puterea modelelor teoretice să putem capta Universul în ansamblu, în timp ce putem vedea doar o parte din el. Într-adevăr, pe de o parte, poziția observatorului în Univers nu are nicio consecință specială asupra observației. Principiul copernican , astfel desemnat în cinstea lui Nicolas Copernic (1473-1543) și conform căruia Pământul nu ocupă o poziție privilegiată în sistemul solar , a fost confirmat și extins la Soare , încă din 1609 , de Johannes Kepler ( 1571-1630), apoi generalizat, din 1697 , de Isaac Newton (1643-1727). Rezultatul este principiul mediocrității , desemnat astfel după Alexander Vilenkin , potrivit căruia nu există un punct privilegiat de observație în universul observabil. Pe de altă parte, principiul cosmologic , astfel desemnat în urma lui Edward A. Milne (1896-1950), care afirmă că Universul observabil este, la scară largă, omogen și izotrop , asigură faptul că părțile neobservate ale Universului se află la nivelul în același timp cosmic , probabil similar cu universul observat.
Obiectele îndepărtate ale universului observabil nu apar așa cum sunt, în același timp cosmic cu momentul observării, ci așa cum erau, în momentul emiterii luminii lor. Cu cât obiectele sunt mai îndepărtate, cu atât sunt observate mai mult într-un timp cosmic tânăr, iar cel mai îndepărtat obiect astronomic care apare astăzi este quasarul ULAS J1120 + 0641 , care apare așa cum a fost 700 de milioane de ani mai târziu. Cu toate acestea, când avea caracteristicile observate astăzi, nu era cel mai îndepărtat obiect observabil de la noi astăzi, departe de el.
Aprecierea vârstei obiectelor observate în raport cu Big Bang-ul nu este un lucru ușor și constituie căutarea timpului de a privi spre trecut . Acest timp nu este observat direct și trebuie dedus din deplasarea spre roșu măsurată direct în raport cu deplasarea liniilor spectrale ale spectrului electromagnetic al obiectului observat. Conversia acestei schimbări în timp cosmologic depinde de modelul cosmologic utilizat , precum și de valoarea parametrilor săi , care sunt adesea slab cunoscuți.
Obiectele astronomice observate la deplasări mari spre roșu sunt, în același timp cosmic cu observația, cu atât mai îndepărtate cu cât deplasarea lor spre roșu este mai mare. Este distanța până la recepția luminii, care este mai mare decât viteza luminii înmulțită cu vârsta obiectului, dată fiind expansiunea universului. Nu putem ști cum arată aceste obiecte în acest moment și la această distanță.
Pe de altă parte, vedem aceste obiecte așa cum se aflau în momentul emiterii luminii lor, unde se aflau la o distanță mai apropiată de observator, este distanța de emisie . Distanța până la emisie crește odată cu schimbarea la roșu pentru schimbări mici, trece printr-o valoare maximă și apoi scade pentru schimbări mari. Într-un univers modelat în conformitate cu o metrică FLRW , redshift-ul limitativ după care distanța până la emisie scade este z = 5/4 = 1,25, reprezentând o distanță de aproximativ 5 miliarde de ani. Cu alte cuvinte, nu putem observa obiecte care erau la mai mult de 5 miliarde de ani lumină distanță de noi, când erau așa cum apar astăzi. Cosmică fundal difuză fiind la un redshift foarte mare, partea de spațiu care a generat aceste fotoni a fost deosebit de aproape de noi , la momentul emisiei: aproximativ 40 de milioane de ani lumina.
Vârsta Universului este estimat, în iunie 2014, să fie de aproximativ 13800000000 ani [13.798 (± 0,037) x 10 9 ani] de . Lumina emisă de o stea nu a putut călători mai mult de 13,8 miliarde de ani. În consecință, lumina care vine de la cele mai îndepărtate obiecte pe care le putem detecta, la limita părții observabile a Universului nostru, va fi trebuit să ajungă la noi 13,8 miliarde de ani. În acest timp, lumina va călători 13,8 miliarde de ani lumină și, prin urmare, acest număr fixează convenabil distanța mobilă a părții observabile a Universului nostru.
Este o altă întrebare despre cât de departe se află în mod geometric obiectele de la care primim lumină în prezent, la 13,8 miliarde de ani după ce au emis-o. Pentru a determina această distanță, este necesar să se adopte un model al universului și cunoașterea vitezei de expansiune a spațiului deduce distanța de la care obiectul considerat se va fi îndepărtat de emisia de fotoni . Conform modelului standard de cosmologie , distanța actuală de la orizontul cosmologic este de ordinul a 46,5 miliarde de ani lumină. Diametrul Universului observabil este estimat la circa 93 miliarde de ani lumină, sau 8,8 × 10 de 23 kilometri De (8,8 x 10 26 m ), sau 880.000 miliarde de kilometri.
Prin urmare, nu putem observa obiecte situate la orizontul cosmologic la distanța sa actuală. Teoretic, putem observa doar obiecte până la distanță de fundalul cosmic difuz , la 380.000 de ani de la Big Bang , când Universul s-a răcit suficient pentru a permite electronii să se alăture nucleelor atomice , ceea ce a dus la oprirea efectului Compton al fotonilor ambientali, astfel permițând fotonilor să supraviețuiască suficient de mult pentru a ajunge pe Pământ . Cu toate acestea, ar fi (teoretic) posibil să se extragă informații dinainte de acel moment, datorită detectării undelor gravitaționale sau a neutrinilor „fosili”. Acestea nu au fost încă detectate și încercăm să evidențiem undele gravitaționale ale Big Bang-ului, în special prin experimentul BICEP , dar care nu a dat rezultate concludente.
Iată trei moduri de a estima în ordine de mărime echivalentul, în cantitate de materie, a energiei prezente în partea observabilă a Universului nostru. Acestea conduc la un număr total de atomi de ordinul 10 80 în cifre rotunde.
Până în prezent (martie 2016), cea mai îndepărtată galaxie observată vreodată ar fi GN-z11 în constelația Ursa Major , situată la 13,4 miliarde de ani lumină distanță, formată probabil la doar 400 de milioane de ani după Big Bang.
Celelalte cele mai îndepărtate galaxii observate până în prezent ar fi: