Bonsoir,

Continuant lentement dans la lecture du livre d'Hubert Reeves intitulé "Patience dans l'azur" et daté de 1988 pour sa seconde édition, j'ai trouvé quelques chiffres et explications sur le nombre estimés de particules dans l'univers.

On a les proportions suivantes:

- 1 milliard de photons lumineux par atome de matière

- 90% des atomes de matière sont de l'hydrogène

- 9% des atomes de matière sont de l'hélium

- 1% sont des atomes plus gros

En fait cette répartition provient du tout début de l'univers alors que la matière était en nombre un peu plus grand que l'antimatière, faisant que leur rencontre a produit des photons lumineux en très grand nombre, des atomes d'hydrogène et 90% des atomes d'hélium.

La vie des étoiles depuis qu'il en existe a finalement peu modifié la répartition initiale même si les étoiles ont créé 10% de la quantité d'hélium et le 1% de matière avec des atomes plus lourds jusqu'au fer.

On comprend donc pourquoi on se focalise beaucoup sur l'hydrogène, comme je l'ai fait dans l'exposé, et que de nombreuses nébuleuses font donc apparaître (ou disparaître) les raies des séries associées à cet atome de Lyman à Pfund.

Concernant le rayonnement fossile, je reste sur ma faim pour comprendre en détail les phénomènes en relation avec l'expansion de l'Univers qui fait baisser la température puisque la densité des éléments baisse et il y a de moins en moins de collisions qui expliquerait donc aujourd'hui cette notion de rayonnement fossile à 3K alors qu'à son origine l'Univers avait une température estimée à 3000 K. En d'autres termes, un photon particule sans masse a-t-il une température en plus d'avoir une fréquence et une longueur d'onde?

L'explication du refroidissement du rayonnement primordial est simple si on a vraiment compris et admis ce qu'est l'expansion de l'univers.

La longueur d'onde du rayonnement suit l'étirement de l'espace.
Imagine une sinusoïde tracée sur une baudruche, et gonfle tout en observant le tracé.
A partir de cette petite expérience, tu vois que les longueurs d'ondes de la lumière fossile augmentent en accompagnant la surface du ballon (l'espace).

Qui dit longueur d'onde plus grande dit énergie plus petite et donc température plus faible. CQFD

Bonsoir Francis,

OK avec toutes les explications sauf le tout dernier membre de la dernière phrase "et donc température plus faible"

C'est le corps qui émet la lumière ou qui va absorber celle-ci qui a une température du fait de l'agitation entre ses composants: les photons correspondent à une perte ou à un gain d'énergie suivant qu'ils sont émis ou absorbés.

A noter au passage que tous les corps noirs d'après la loi de Planck émettent, quelque soit leur température (de 1700 à 40 000 K pour les étoiles) , des photons avec des longueurs d'onde allant de 0 à l'infini, et ainsi des longueurs d'onde identiques à celle du rayonnement fossile d'aujourd'hui.

Par ailleurs, je n'ai pas trouvé de texte expliquant comment il fallait corriger le spectre reçu sur Terre d'un rayonnement électro-magnétique parce qu'il avait un certain âge et avait donc subi l'expansion de l'univers depuis son émission.

Dans ton raisonnement on fait donc passer la caractéristique de température appartenant au corps qui crée les photons à ces même photons qui avec le temps vont voir cette caractéristique évoluer car d'autres de leurs caractéristiques (longueur d'onde ou fréquence) vont changer.

Mais en recherchant "Température d'un Photon" sur Internet, on trouve très clairement que le photon n'a pas lui-même de température: ce qui provoque des changements de température, ce sont des absorptions de photons par des particules car les photons absorbés dans le cas d'atomes peuvent exciter des électrons changeant alors d'orbite et qui provoqueront l'émission d'autres photons d'énergie moindre lorsqu'ils reviendront sur des orbites basses

La densité de puissance d'un rayonnement est autant dû à la puissance des photons et donc à leur caractéristique de fréquence (E=hf) qu'à leur nombre (E_totale = Nb_Photons * E_moyenne/photon): avec la loi de Planck, on peut d'ailleurs savoir combien de photons sont émis par seconde à une fréquence donnée (ou une longueur d'onde donnée)

En conclusion, pour moi, oui à l'expansion de l'Univers pour expliquer le refroidissement de celui-ci car il y a moins de collisions et de ré-émissions de photons suite à leur absorption par les autres particules de moins en moins denses dans les milieux interstellaires et inter-galactiques mais non au refroidissement du rayonnement lui-même, sauf à avoir une transformation du rayonnement par absorption-ré-émission

Et si je suis ton raisonnement, comme le rayonnement fossile n'est que du rayonnement, c’est-à-dire des ondes électromagnétiques, il n'a pas de température propre.

Ce n'est pas faux.

En fait, quand on dit que le rayonnement fossile est à 3K, cela veut dire qu'il correspond maintenant au rayonnement d'un corps à 3K.

Bonjour,

C'était la conclusion à laquelle j'étais arrivé en disant lors de mon exposé qu'on pouvait appliquer la loi de Wien pour connaître la longueur d'onde du rayonnement fossile ayant la densité de puissance maximale.

Mais en fait c'est plutôt la connaissance de la longueur d'onde maximale identifiée dans la courbe de spectre du rayonnement fossile, supposé provenir d'un corps noir, qui permet de déterminer la "température" de ce rayonnement, càd plutôt la température de ce corps noir ou équivalent qui l'a émis.

Apparaît ici une autre difficulté car j'avais en tête (et c'est à vérifier!) que la température actuelle de l'Univers était estimée à 7K: cela correspond-il alors à une moyenne entre la température de tous les corps célestes et celle des milieux inter-stellaires (qui serait donc elle estimée à 3K)?

Re-bonjour,

Je me permets d'inscrire ici une réflexion de JPM pour rebondir dessus: il me disait que mon parcours professionnel dans les télécommunications m'a conduit lors de l'exposé à parler plutôt de fréquence que de longueur d'onde, caractéristique préférée des astronomes pour les rayonnements.

C'est vrai que les ondes électro-magnétiques utilisées en télécommunications, que ce soit pour les réseaux de diffusion (radio, TV), les réseaux mobiles (publics 2G, 3G, 4G et privés), les réseaux de transport (Liaisons de Faisceaux Hertziens point à point) et les réseaux à base de satellite(s) - un dans le cas géostationnaire et plusieurs à basse orbite pour une constellation comme celle du GPS- n'apparaissent très fortement que dans le domaine des antennes d'émission-réception des signaux radio (celui dans lequel travaillait notre ami Gérard).

Dans les équipements électroniques qui correspondent à des distances ultra-minuscules pour des mouvements d'électrons (et non plus de photons), on utilise effectivement la fréquence plutôt que la longueur d'onde (en faisant appel d'ailleurs dans le traitement des signaux devenu quasiment entièrement numérique aux transformées de Fourier, directe et inverse, qui permet de passer du temporel au fréquentiel et vice-versa).

Néanmoins, il faut vérifier que les pistes d'un circuit ne rayonnent pas de trop, ce qui est une perte d'énergie inutile, et surtout ne viennent pas perturber les pistes voisines (problème existant aussi à une plus grande échelle entre les multiples paires de cuivre d'un câble du réseau téléphonique utilisé avec la technologie ADSL, et qui n'existe quasiment plus avec la fibre optique où on peut multiplexer plusieurs longueurs d'onde, avec un écart donné entre elles, suivant la qualité de cette fibre).

Bonjour,

Dans le cadre du MOOC ou FLOT intitulé ExplorUnivers et sa 8ème leçon consacrée à l'Univers et ses galaxies, voir ci-après comment est décrit le Redshift

J'en conclus donc que le rayonnement fossile émis 380 000 années après le big-bang lorsque l'Univers est devenu transparent avec une température estimée à 3000K a vu sa longueur d'onde s'allonger avec l'expansion de l'Univers exactement dans les mêmes proportions qui sont évaluées donc à 1100

En parcourant hier l'exposition temporaire "L'Odyssée de la lumière" à la Cité des Sciences, j'ai appris 3 choses supplémentaires sur le rayonnement fossile qui fait l'objet de la moitié de l'exposition:

- il représenterait 99,9% de la lumière (au sens large) actuelle, ce qui signifie que seulement 0,1% de la lumière a été créé par les étoiles en 13,7 milliards d'années (je laisse tomber notre propre production!)
- du fait de l'expansion de l'Univers, le rayonnement fossile que nous captons aurait parcouru en fait plus de 40 milliards d'années-lumière
- les photons du rayonnement fossile sont un peu regénérés en énergie et donc leur longueur d'onde un peu raccourcie à chaque fois qu'ils traversent des nuages de gaz ionisés des amas d'étoiles au cours de collisions avec les électrons libres (mais quid des noyaux?)

La notion de "redshift"

Le décalage vers le rouge (redshift en anglais) est un phénomène astronomique de décalage vers les grandes longueurs d'onde des raies spectrales et de l'ensemble du spectre — ce qui se traduit par un décalage vers le rouge pour le spectre visible — observé parmi les objets astronomiques lointains, quasiment proportionnel à leur distance. Suite aux travaux de Tolman et Hubble c'est un phénomène bien documenté, considéré comme la preuve initiale de l'expansion de l'Univers et du modèle cosmologique du Big Bang.

Il ne s'agit donc plus d'un Effet Doppler comme on le présente encore parfois aujourd'hui, mais bien d'un effet de relativité générale qui se comprend quantitativement en disant que l'expansion, en « allongeant » l'Univers, allonge aussi la longueur d'onde de tous les photons de l'Univers. Il y a « comobilité » des galaxies qui sont entraînées par cette expansion.

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 la longueur d'onde observée en laboratoire à partir du source locale, et celle observée par les instruments astronomiques pour une source distante.

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.

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

Le décalage vers le rouge appliqué aux galaxies lointaines permet d'en estimer la distance. Cette technique constitue la seule méthode présentement utilisable, parmi les méthodes existantes, pour déterminer la distance des astres les plus éloignés.

Pour cela, on écrit la loi de Hubble comme une relation entre la distance et la vitesse radiale des objets observés, on mesure la vitesse radiale de l'objet (le décalage vers le rouge de raies dont les fréquences sont connues) et on en déduit sa distance. Cette méthode ne convient pas pour les objets trop proches, dont le mouvement propre l'emporte sur le mouvement induit par l'expansion de l'univers et elle est parfois contestée pour les objets compacts tel les quasars. Son utilisation pour les objets très lointains est également délicate car dépendant du modèle cosmologique que l'on considère. Si l'on se place dans le cadre d'un modèle cosmologique donné, il existe une correspondance entre le décalage vers le rouge et la distance, et l'on exprime parfois les distances en terme de décalage vers le rouge noté z. Par exemple, pour le rayonnement cosmologique de fond on peut estimer que z est égal à environ 1100. La galaxie la plus lointaine est z=8. Et nous sommes à z=0. Compte tenu du nombre important de modèles cosmologiques encore à l'étude, il existe autant de résultats différents aux calculs issus de mesures de distances par cette méthode.

Le Redshift, une unité de distance

Plutôt que d’années-lumière, les astronomes préfèrent l’unité de parsec, qu’ils peuvent mesurer directement. Un parsec mesure 3,26 années-lumière, et la galaxie d’Andromède se trouve à 780 000 parsecs ou 0,78 megaparec. Mais pour les distances véritablement énormes ou « cosmologiques », on utilise alors le terme de « redshift » en anglais ou « décalage vers le rouge ». De quoi s’agit il ? Comme notre univers est en expansion, on peut comparer sa taille caractéristique à une époque donnée à celle qu’il a aujourd’hui. Le rapport de ces deux tailles moins un est le redshift. Si un photon a été émis avec une longueur d’onde de 100 microns à un redshift de 1, il a donc été émis quand l’échelle caractéristique de l’univers était deux fois plus petite que de nos jours.

Pour ce qui est de l'explication du refroidissement du rayonnement primordial, qui va de paire avec le redshift, je l'avais expliqué plus haut.

Francis,

Toujours non, il n' y a pas à proprement parler de refroidissement du rayonnement primordial: il y a allongement de la longueur d'onde de ce rayonnement à cause de l'expansion, longueur d'onde qui peut être assimilée donc au maximum selon la loi de Stefan émis par un corps noir à une température très basse (aujourd'hui 3K alors qu'à sa vraie émission l'Univers avait une température de 3000K)

En d'autre terme, un rayonnement n'a pas de température propre: c'est un raccourci malencontreux comme il en existe tant d'autres et qui sont source de confusion

Mais tu avais raison que cela provenait de l'expansion de l'Univers.

Ceci, je l'ai dit aussi plus haut.

Bonsoir,

Voici un document expliquant les différentes distances utilisées par les cosmologistes (ou cosmologues?)

http://atunivers.free.fr/universe/redshift.html

Je viens d'en profiter pour relire mon post précédent où j'avais reproduit un article sur le Redshift, ce qui me permet de mieux comprendre ce nouveau document ci-dessus: j'ai fait la confusion entre le Redshift des longueurs d'ondes du rayonnement fossile (z estimé à 1100) et le Redshift de la plus lointaine galaxie (z estimé à 8), et du coup je ne comprenais pas la taille de l'Univers Observable.

Mais je sens qu'il y encore de la marge pour atteindre le niveau de compréhension, rien que sur ce petit sujet, des professionnels du domaine!