Mesure des distances en astronomiePlusieurs méthodes ont été identifiées pour mesurer des en astronomie. Chaque méthode n'est applicable que pour une certaine échelle. Le recoupement des méthodes permet, de proche en proche, de mesurer la distance des objets les plus lointains de l'univers observable. Rayon de la Terre La première mesure effectuée en astronomie a été conçue au par Ératosthène. Son calcul est simple : le Soleil est si éloigné que ses rayons arrivent parallèlement en tout point de la Terre.
Loi de Hubble-LemaîtreEn astronomie, la loi de Hubble-Lemaître (anciennement loi de Hubble) énonce que les galaxies s'éloignent les unes des autres à une vitesse approximativement proportionnelle à leur distance. Autrement dit, plus une galaxie est loin de nous, plus elle semble s'éloigner rapidement. Cette loi ne concerne que la partie de l'univers accessible aux observations. L'extrapolation de la loi de Hubble-Lemaître sur des distances plus grandes est possible, mais uniquement si l'univers demeure homogène et isotrope sur de plus grandes distances.
Mesure des distances en cosmologieEn cosmologie physique, la mesure des distances cosmologiques consiste à fournir la valeur d'une - ou un équivalent - entre deux objets ou évènements de l'Univers. On utilise souvent les mesures pour lier des quantités observables telles que la luminosité d'un quasar éloigné, le décalage vers le rouge d'une galaxie ou encore la dimension angulaire des pics acoustiques du spectre du fond diffus cosmologique, à une autre quantité qui n'est pas directement observable, mais est plus facile à calculer telles que les coordonnées comobiles des quasars, des galaxies, etc.
Principe cosmologiqueLa cosmologie ne peut s’envisager qu’en faisant des hypothèses simplificatrices que l’on appelle des « principes cosmologiques ». Sans cet artifice, il faudrait en effet connaître les vitesses et les positions de toutes les particules dans l’espace, ce qui est tout simplement impossible. On distingue actuellement quatre grands principes : Le principe cosmologique d'homogénéité et d'isotropie ; Le principe cosmologique parfait (ou d'équivalence temporelle) ; Le principe cosmologique global ; Le principe cosmologique de l'Univers fractal.
Distance comobileLa distance comobile est une caractérisation de la séparant deux objets astronomiques en faisant abstraction de l'expansion de l'Univers, c'est-à-dire en utilisant une unité de longueur qui suit l'expansion de l'univers. La relativité générale est une théorie locale, qui modélise la gravitation, ce qui manque dans la relativité restreinte. L'espace y est une variété riemannienne dont la courbure locale est reliée à la gravitation. La variété elle-même est globale.
Facteur d'échelleEn cosmologie, le facteur d'échelle mesure la façon dont la distance entre deux objets, en pratique prise entre deux objets célestes distants, varie avec le temps du fait de l'expansion de l'Univers. Le concept est utilisé quand on considère un modèle cosmologique satisfaisant au principe cosmologique c’est-à-dire homogène et isotrope.
Horizon cosmologiqueEn cosmologie, l'horizon cosmologique 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 qu'il soit, ne peut être reçu du fait du caractère fini de la vitesse de la lumière et de l'expansion de l'Univers. Il est aussi connu, à la suite de Wolfgang Rindler, comme l'horizon des particules.
Constante cosmologiqueLa constante cosmologique est un paramètre ajouté par Einstein en février 1917 à ses équations de la relativité générale (1915), dans le but de rendre sa théorie compatible avec l'idée qu'il avait alors d'un Univers statique. La constante cosmologique est notée . Elle a la dimension d'une courbure de l'espace, . Depuis la fin des années 1990, les développements de la cosmologie ont montré que l'expansion de l'Univers, interprétée en termes de masse et d'énergie, pouvait être attribuée à 68 % à une « énergie sombre » dont l'effet est celui de la constante cosmologique.
Réionisationvignette|Place de l'âge de réionisation dans la chronologie de l'univers, de 400 millions à 1 milliard d'années après le Big Bang. En cosmologie, la réionisation représente l’époque, juste après les âges sombres, où un grand nombre d’atomes existant dans l’Univers a été ionisé par le rayonnement intense de la probable toute première génération d’étoiles à avoir illuminé l’Univers, les étoiles de population III. Elles ont été créées durant l'aube cosmique, qui se poursuit durant la réionisation.
Oscillations acoustiques des baryonsEn cosmologie, l'étude du fond diffus cosmologique a révélé que des ondes acoustiques se propageaient dans le plasma primordial — constitué d'un mélange opaque de baryons et de photons — qui précédait la recombinaison. Ces oscillations acoustiques des baryons (en anglais, Baryon Acoustic Oscillations ou BAO) ont laissé des empreintes dans la structure de l'univers à grande échelle, sur des distances de l'ordre de 100 à 150 Mpc/h.
Relevé du décalage vers le rougedroite|vignette|300x300px|Le rendu des données du relevé 2dFGRS En astronomie, un relevé du décalage vers le rouge (en anglais redshift survey) est un relevé astronomique d'une section du ciel pour mesurer le décalage vers le rouge (redshift) des objets célestes. Il s'agit habituellement de galaxies, mais parfois aussi d'autres objets tels que les amas de galaxies ou les quasars. À l'aide de la loi de Hubble, le décalage vers le rouge peut être utilisé pour estimer la distance entre un objet et la Terre.
Forêt Lyman-αEn cosmologie, la forêt Lyman-α désigne l'ensemble des structures observées dans les spectres des galaxies et quasars lointains, et qui sont dues à l'absorption par le milieu intergalactique d'une partie de la lumière émise par ces objets. Les photons absorbés sont ceux qui permettent une transition entre différents états excités de l'hydrogène neutre (non ionisé), partant de son état fondamental, ce qui correspond en spectroscopie à ce que l'on appelle la série de Lyman.
CosmologieLa cosmologie est une branche de la physique qui regroupe les études scientifiques portant sur les propriétés de l'univers dans son ensemble, sa structure. La cosmologie permet d'étudier l'origine et l'évolution de l'univers. Les théories et les hypothèses permettent d'établir des modèles, qui sont testés avec des observations. La théorie dominante sur l'origine et l'évolution de notre Univers est la théorie du Big Bang. La Terre est une planète de taille relativement modeste (environ km de rayon), en orbite autour d'une étoile de la Séquence principale, le Soleil.
Physical cosmologyPhysical cosmology is a branch of cosmology concerned with the study of cosmological models. A cosmological model, or simply cosmology, provides a description of the largest-scale structures and dynamics of the universe and allows study of fundamental questions about its origin, structure, evolution, and ultimate fate. Cosmology as a science originated with the Copernican principle, which implies that celestial bodies obey identical physical laws to those on Earth, and Newtonian mechanics, which first allowed those physical laws to be understood.
Wilkinson Microwave Anisotropy ProbeWilkinson Microwave Anisotropy Probe ou WMAP est un observatoire spatial américain de la NASA lancé en pour dresser une carte de l'anisotropie du fond diffus cosmologique. Par rapport à l'observatoire spatial COBE qui l'a précédé dans les années 1980, la mission a permis d'améliorer d'un facteur la précision des valeurs des principaux paramètres cosmologiques comme l'âge de l'Univers (13,77 milliards d'années) et la proportion de ses composants : matière baryonique (4,6 %), matière noire (24 %) et énergie sombre (71 %).
Relevé astronomiquevignette|Image composite du GOODS-South field, recensement astronomique utilisant le Very Large Telescope. Un relevé astronomique est un recensement (survey en anglais) d'objets astronomiques réalisé à l'aide de télescopes et de satellites. Il permet notamment aux astronomes d'établir le catalogue des objets célestes et d'effectuer des analyses statistiques sur ces derniers. Ce type d'approche est idéal pour détecter les mouvements d'objets tels des astéroïdes et des comètes, ainsi que les variations de luminosités d'étoiles variables.
Énergie noirevignette|redresse=1.1|Répartition de la densité d'énergie de l'Univers après exploitation des premières données obtenues par le satellite Planck. L'énergie noire en serait la composante principale. En cosmologie, lénergie noire ou énergie sombre (dark energy) est une forme d'énergie hypothétique remplissant uniformément tout l'Univers et dotée d'une pression négative, elle se comporte comme une force gravitationnelle répulsive.
Filtre (optique)vignette|Filtre optique pour la photographie. En optique, un filtre est un dispositif qui laisse passer une partie du rayonnement lumineux, sans autrement affecter son cheminement. Les filtres sont utilisés en photographie, dans de nombreux instruments d'optique comme ceux utilisés en astronomie, ainsi que pour l'éclairage de scène de spectacle. On distingue trois procédés de filtrage : le filtrage par absorption transmet ou absorbe le rayonnement selon sa longueur d'onde dans le vide.
Modèle linéairevignette|Données aléatoires sous forme de points, et leur régression linéaire. Un modèle linéaire multivarié est un modèle statistique dans lequel on cherche à exprimer une variable aléatoire à expliquer en fonction de variables explicatives X sous forme d'un opérateur linéaire. Le modèle linéaire est donné selon la formule : où Y est une matrice d'observations multivariées, X est une matrice de variables explicatives, B est une matrice de paramètres inconnus à estimer et U est une matrice contenant des erreurs ou du bruit.
Lentille gravitationnelleEn astrophysique, une lentille gravitationnelle, ou mirage gravitationnel, est produit par la présence d'un corps céleste très massif (tel, par exemple, un amas de galaxies) se situant entre un observateur et une source « lumineuse » lointaine. La lentille gravitationnelle, imprimant un fort champ gravitationnel autour d'elle, a comme effet de faire dévier les rayons lumineux qui passent près d'elle, déformant ainsi les images que reçoit un observateur placé sur la ligne de visée.
