L'horizon cosmologique - Exercice corrigé

Contexte : L'exploration des limites de l'Univers Observable.

En cosmologie, l'horizon des particulesLa distance maximale d'où la lumière a pu nous parvenir depuis le Big Bang. Il définit la taille de l'Univers observable. représente la frontière de l'Univers observable. Puisque l'Univers a un âge fini et que la vitesse de la lumière est constante, il existe une distance maximale au-delà de laquelle nous ne pouvons recevoir aucune information. Cet exercice a pour but de vous guider dans le calcul de cette distance fondamentale, en utilisant les paramètres clés qui décrivent notre Univers en expansion.

Remarque Pédagogique : Cet exercice vous apprendra à manipuler les équations de la cosmologie standard pour quantifier un concept qui semble abstrait. Vous appliquerez des notions de calcul intégral pour modéliser l'expansion de l'Univers et en déduire une de ses propriétés les plus fondamentales.

Objectifs Pédagogiques

Comprendre la définition et l'implication de l'horizon des particules.
Calculer la distance de l'horizon dans un modèle d'Univers simplifié (dominé par la matière).
Maîtriser la conversion d'unités astronomiques (Mpc, km/s/Mpc) vers le Système International.
Analyser l'impact de l'âge de l'Univers sur la taille de l'Univers observable.

Données de l'étude

Nous allons modéliser l'Univers en utilisant les paramètres cosmologiques standards. Pour simplifier les calculs, nous considérerons un modèle d'Univers plat, dominé par la matière, où l'expansion suit une loi de puissance simple.

Fiche Technique du Modèle

Caractéristique	Description
Modèle d'Univers	Einstein-de Sitter (plat, dominé par la matière, sans constante cosmologique)
Géométrie	Euclidienne (plate)
Évolution du facteur d'échelle a(t)	\(a(t) = (t/t_0)^{2/3}\)

L'Univers Observable et l'Horizon

Paramètre Cosmologique	Symbole	Valeur	Unité
Constante de Hubble	\(H_0\)	70	km/s/Mpc
Vitesse de la lumière	\(c\)	\(3 \times 10^8\)	m/s
Conversion Mégaparsec	1 Mpc	\(3.086 \times 10^{22}\)	m

Questions à traiter

Calculer l'âge de l'Univers, \(t_0\), dans ce modèle (sachant que \(t_0 = 2/(3H_0)\)).
Exprimer la constante de Hubble \(H_0\) en unités du Système International (s⁻¹).
Calculer la distance de l'horizon des particules \(d_p(t_0)\) en mètres.
Convertir cette distance en années-lumière.
Comparer le résultat à la simple multiplication \(c \times t_0\) et expliquer la différence.

Les bases sur l'Horizon Cosmologique

L'horizon des particules est défini comme la distance maximale que la lumière a pu parcourir depuis le début de l'Univers (\(t=0\)) jusqu'à aujourd'hui (\(t=t_0\)). En raison de l'expansion de l'espace, cette distance n'est pas simplement \(c \times t_0\). Il faut tenir compte du fait que l'espace lui-même s'est étiré pendant que la lumière voyageait.

1. Le Facteur d'Échelle \(a(t)\)
Le facteur d'échelle \(a(t)\) décrit comment les distances dans l'Univers évoluent avec le temps. Par convention, \(a(t_0) = 1\) aujourd'hui. Dans un Univers dominé par la matière, son évolution est donnée par : \[ a(t) = \left( \frac{t}{t_0} \right)^{2/3} \]

2. La Distance de l'Horizon des Particules \(d_p(t_0)\)
La distance de l'horizon est calculée en intégrant la distance parcourue par la lumière sur un intervalle de temps, tout en tenant compte de l'expansion via le facteur d'échelle : \[ d_p(t_0) = c \int_{0}^{t_0} \frac{\text{d}t}{a(t)} \]

Correction : Calcul de l'Horizon Cosmologique

Question 1 : Calculer l'âge de l'Univers, \(t_0\)

Principe

L'âge de l'Univers, dans ce modèle spécifique, est directement inversement proportionnel à la constante de Hubble. Cette relation simple est une caractéristique du modèle d'Einstein-de Sitter. Nous devons d'abord convertir \(H_0\) dans des unités cohérentes pour obtenir un temps en secondes.

Mini-Cours

La constante de Hubble, \(H_0\), représente le taux d'expansion de l'Univers *aujourd'hui*. L'inverse de cette constante, \(1/H_0\), est appelé le "temps de Hubble" et donne un ordre de grandeur de l'âge de l'Univers. Le facteur numérique exact (ici, 2/3) dépend du contenu énergétique de l'Univers (matière, rayonnement, énergie sombre).

Remarque Pédagogique

La première étape dans tout calcul cosmologique impliquant \(H_0\) est presque toujours de la convertir en unités du Système International pour éviter les erreurs. C'est un réflexe à acquérir.

Normes

En cosmologie, il n'y a pas de "norme" de construction, mais des principes fondamentaux. Le calcul repose sur le Principe Cosmologique, qui postule que l'Univers est homogène et isotrope à grande échelle, et sur les équations de la Relativité Générale d'Einstein.

Formule(s)

La relation entre l'âge de l'Univers et la constante de Hubble pour un univers plat dominé par la matière est :

t_0 = \frac{2}{3 H_0}

Hypothèses

Ce calcul est valide sous les hypothèses du modèle d'Einstein-de Sitter :

L'Univers est parfaitement plat (courbure nulle).
Le contenu de l'Univers est uniquement de la matière non relativiste ("poussière").
La constante cosmologique (énergie sombre) est nulle.

Donnée(s)

Paramètre	Symbole	Valeur	Unité
Constante de Hubble	\(H_0\)	70	km/s/Mpc

Astuces

Pour vérifier rapidement l'ordre de grandeur, sachez que le temps de Hubble \(1/H_0\) est d'environ 14 milliards d'années. Notre résultat doit être du même ordre de grandeur (ici, \(2/3 \times 14 \approx 9.3\) milliards d'années).

Schéma (Avant les calculs)

Évolution de la Taille de l'Univers

Calcul(s)

Étape 1 : Conversion de \(H_0\)

Nous convertissons les Mégaparsecs (Mpc) en kilomètres (km) pour simplifier les unités.

\begin{aligned} H_0 &= 70 \frac{\text{km/s}}{\text{Mpc}} \\ &= \frac{70 \; \text{km/s}}{3.086 \times 10^{19} \; \text{km}} \\ &\approx 2.27 \times 10^{-18} \; \text{s}^{-1} \end{aligned}

Étape 2 : Calcul de \(t_0\)

Nous appliquons la formule avec la valeur de \(H_0\) convertie.

\begin{aligned} t_0 &= \frac{2}{3 \times (2.27 \times 10^{-18} \; \text{s}^{-1})} \\ &\approx 2.94 \times 10^{17} \; \text{s} \end{aligned}

Étape 3 : Conversion de \(t_0\) en années

Pour une meilleure intuition, nous convertissons les secondes en années.

\begin{aligned} t_0 &\approx \frac{2.94 \times 10^{17} \; \text{s}}{3.154 \times 10^7 \; \text{s/an}} \\ &\approx 9.32 \times 10^9 \; \text{ans} \end{aligned}

Schéma (Après les calculs)

Ligne de Temps de l'Univers (Modèle Simplifié)

Réflexions

Cet âge de 9.32 milliards d'années est inférieur à l'âge actuellement accepté de 13.8 milliards d'années. Cela est dû au fait que notre modèle simpliste ignore l'effet de l'énergie sombre, qui accélère l'expansion et conduit à un univers plus âgé pour une même valeur de \(H_0\).

Points de vigilance

Attention aux unités ! Une erreur classique est de ne pas convertir les Mpc en km (ou en mètres), ce qui conduit à un résultat absurde. De plus, le facteur 2/3 est spécifique à ce modèle ; un univers dominé par le rayonnement aurait un facteur différent (1/2).

Points à retenir

L'âge de l'Univers est inversement proportionnel à la constante de Hubble : un univers qui s'étend plus vite est un univers plus jeune. Le modèle cosmologique précis ajuste cette relation par un facteur numérique.

Le saviez-vous ?

Le premier à avoir suggéré que l'Univers était en expansion et à avoir calculé un taux d'expansion à partir d'observations fut l'astronome et prêtre belge Georges Lemaître en 1927, deux ans avant Edwin Hubble !

FAQ

Résultat Final

L'âge de l'Univers dans ce modèle est d'environ 9.32 milliards d'années, soit \(2.94 \times 10^{17}\) secondes.

A vous de jouer

Recalculez l'âge de l'Univers si la constante de Hubble était plus faible, par exemple \(H_0 = 65\) km/s/Mpc.

Question 2 : Exprimer \(H_0\) en unités du SI (s⁻¹)

Principe

Cette question est une pure conversion d'unités. Il s'agit de passer des unités composites et astronomiques (km/s/Mpc) à l'unité de base de la fréquence dans le Système International, l'inverse de la seconde (s⁻¹), pour pouvoir l'utiliser dans des formules physiques cohérentes.

Mini-Cours

Une unité de s⁻¹ représente une fréquence, soit un nombre d'événements par seconde. Ici, \(H_0\) en s⁻¹ peut être interprété comme le taux de "création" fractionnaire de nouvelle distance par seconde. Par exemple, une valeur de \(2 \times 10^{-18}\) s⁻¹ signifie que chaque seconde, une distance donnée s'allonge de \(2 \times 10^{-18}\) fois sa propre longueur.

Remarque Pédagogique

La méthode la plus sûre pour les conversions est l'analyse dimensionnelle : écrivez les unités comme des fractions et multipliez par des facteurs de conversion (qui valent 1, comme "3.086e19 km / 1 Mpc") jusqu'à ce que les unités non désirées s'annulent.

Normes

Cette conversion suit les conventions du Système International d'unités (SI), qui est le standard mondial pour la science et la technologie. L'unité de base pour le temps est la seconde (s) et pour la longueur, le mètre (m).

Formule(s)

La conversion repose sur l'égalité :

1 \; \text{Mpc} = 3.086 \times 10^{19} \; \text{km}

Hypothèses

Aucune hypothèse physique n'est nécessaire pour une conversion d'unités. On suppose seulement que les valeurs de conversion sont exactes.

Donnée(s)

Paramètre	Valeur	Unité
\(H_0\)	70	km/s/Mpc
1 Mpc	\(3.086 \times 10^{19}\)	km

Astuces

Pour éviter les erreurs, convertissez d'abord les unités de distance (Mpc en km), puis simplifiez la fraction. Le "par seconde" (/s) est déjà dans la bonne unité, il n'y a donc pas à y toucher.

Schéma (Avant les calculs)

Illustration de la Loi de Hubble-Lemaître

Calcul(s)

Le calcul consiste à diviser la vitesse (en km/s) par la distance (en km) pour annuler les unités de longueur.

\begin{aligned} H_0 &= \frac{70 \; \text{km/s}}{1 \; \text{Mpc}} \\ &= \frac{70 \; \text{km/s}}{3.086 \times 10^{19} \; \text{km}} \\ &\approx 2.268 \times 10^{-18} \; \text{s}^{-1} \end{aligned}

Schéma (Après les calculs)

Signification Visuelle de H₀

Réflexions

Le résultat est un nombre extrêmement petit. Cela est normal : l'expansion de l'Univers est un processus très lent à l'échelle humaine, mais son effet cumulé sur des milliards d'années et des distances intergalactiques est colossal.

Points de vigilance

L'erreur la plus fréquente est d'oublier la conversion des kilomètres en mètres si la formule finale requiert des mètres. Ici, nous sommes restés en kilomètres, ce qui est cohérent, mais il faut toujours vérifier l'homogénéité des unités.

Points à retenir

La constante de Hubble est un taux d'expansion. Son unité fondamentale en physique est l'inverse du temps (s⁻¹). La valeur est d'environ \(2.27 \times 10^{-18} \; \text{s}^{-1}\) pour \(H_0 = 70 \; \text{km/s/Mpc}\).

Le saviez-vous ?

Il existe aujourd'hui une "tension de Hubble" en cosmologie : les mesures de \(H_0\) dans l'Univers proche (via les supernovae) donnent une valeur d'environ 73 km/s/Mpc, tandis que les mesures basées sur le fond diffus cosmologique (l'Univers primordial) donnent environ 67 km/s/Mpc. Cette différence est l'un des plus grands mystères de la cosmologie actuelle.

FAQ

Résultat Final

La constante de Hubble \(H_0\) est d'environ \(2.27 \times 10^{-18} \; \text{s}^{-1}\).

A vous de jouer

Convertissez \(H_0 = 70\) km/s/Mpc en inverse de Giga-année (Gyr⁻¹). (Indice: 1 Gyr = \(10^9\) ans).

Question 3 : Calculer la distance de l'horizon \(d_p(t_0)\)

Principe

Nous devons résoudre l'intégrale définissant la distance de l'horizon en utilisant l'expression du facteur d'échelle \(a(t)\) pour notre modèle. C'est l'étape clé où la physique de l'expansion est prise en compte : on somme toutes les petites distances parcourues par un photon depuis le Big Bang, en tenant compte du fait que chaque "pas" est étiré par l'expansion.

Mini-Cours

L'élément de distance parcouru par la lumière dans un univers en expansion est \(dl = c \cdot \text{d}t\). Cependant, cette distance est mesurée dans les coordonnées "comobiles", qui s'étirent avec l'Univers. Pour obtenir la distance physique "propre" aujourd'hui, il faut diviser par le facteur d'échelle \(a(t)\) au moment où la lumière a été émise, puis intégrer sur toute la durée du voyage. C'est l'origine de l'intégrale \(d_p(t_0) = c \int \text{d}t/a(t)\).

Remarque Pédagogique

Ne soyez pas intimidé par l'intégrale. La démarche est toujours la même : 1. Isoler l'intégrale et la résoudre de manière symbolique. 2. Remplacer le résultat symbolique dans l'équation principale. 3. Effectuer l'application numérique.

Normes

Le calcul de la propagation de la lumière dans un espace-temps courbe est un résultat direct de la Relativité Générale. La métrique utilisée pour décrire notre Univers est la métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW).

Formule(s)

d_p(t_0) = c \int_{0}^{t_0} \frac{\text{d}t}{a(t)}

a(t) = \left(\frac{t}{t_0}\right)^{2/3}

Hypothèses

On suppose que la lumière voyage sur des "géodésiques de type nul" (le chemin le plus court dans l'espace-temps pour une particule sans masse) et que notre modèle pour \(a(t)\) est correct sur toute la période de 0 à \(t_0\).

Donnée(s)

Paramètre	Symbole	Valeur	Unité
Vitesse de la lumière	\(c\)	\(3 \times 10^8\)	m/s
Âge de l'Univers	\(t_0\)	\(2.94 \times 10^{17}\)	s

Astuces

Pour une loi de puissance \(a(t) \propto t^n\), l'intégrale \(\int_0^{t_0} \text{d}t/a(t)\) donnera toujours un résultat proportionnel à \(t_0\). Le facteur de proportionnalité dépend de \(n\). Savoir cela permet de vérifier la cohérence du résultat final.

Schéma (Avant les calculs)

Diagramme d'Espace-Temps (Cône de Lumière)

Calcul(s)

Étape 1 : Résolution de l'intégrale

\begin{aligned} \int_{0}^{t_0} \frac{\text{d}t}{(t/t_0)^{2/3}} &= \int_{0}^{t_0} t_0^{2/3} t^{-2/3} \text{d}t \\ &= t_0^{2/3} \left[ \frac{t^{1/3}}{1/3} \right]_{0}^{t_0} \\ &= t_0^{2/3} [3t^{1/3}]_{0}^{t_0} \\ &= 3 t_0^{2/3} (t_0^{1/3} - 0) \\ &= 3t_0 \end{aligned}

Étape 2 : Calcul de la distance

Le résultat de l'intégrale est étonnamment simple. La distance de l'horizon est simplement 3 fois la vitesse de la lumière multipliée par l'âge de l'Univers.

d_p(t_0) = c \times (3t_0)

\[ d_p(t_0) = 3ct_0 \]

\begin{aligned} d_p(t_0) &= 3 \times (3 \times 10^8 \; \text{m/s}) \times (2.94 \times 10^{17} \; \text{s}) \\ &\approx 2.646 \times 10^{26} \; \text{m} \end{aligned}

Schéma (Après les calculs)

Taille de l'Univers Observable

Réflexions

Le facteur 3 est la conséquence directe de la physique de l'expansion dans ce modèle. Il signifie que la distance qui nous sépare AUJOURD'HUI de la source du plus lointain photon observable est 3 fois plus grande que la distance que ce photon aurait parcourue dans un univers statique du même âge.

Points de vigilance

Attention à ne pas oublier le facteur \(c\) devant l'intégrale. L'intégrale elle-même donne un temps (le "temps conforme"), qui doit être multiplié par la vitesse de la lumière pour devenir une distance.

Points à retenir

La distance de l'horizon des particules n'est PAS \(c \times t_0\). Elle dépend de l'histoire de l'expansion de l'Univers, résumée dans l'intégrale de \(1/a(t)\). Pour un univers dominé par la matière, \(d_p(t_0) = 3ct_0\).

Le saviez-vous ?

Il existe un autre horizon en cosmologie : l'horizon des événements. Il représente la distance au-delà de laquelle la lumière émise AUJOURD'HUI ne nous parviendra JAMAIS, à cause de l'expansion accélérée de l'Univers. Dans notre Univers, cet horizon est à environ 16 milliards d'années-lumière.

FAQ

Résultat Final

La distance de l'horizon des particules est d'environ \(2.65 \times 10^{26}\) mètres.

A vous de jouer

Calculez la distance de l'horizon pour un Univers dominé par le rayonnement, où \(a(t) \propto t^{1/2}\). Quel est le résultat en fonction de \(c\) et \(t_0\) ?

Question 4 : Convertir cette distance en années-lumière

Principe

Une année-lumière est la distance que la lumière parcourt en un an. Pour convertir notre distance en mètres vers des années-lumière, il suffit de la diviser par la valeur d'une année-lumière en mètres.

Mini-Cours

L'année-lumière est une unité de distance, pas de temps. Elle est définie comme \(1 \; \text{al} = c \times (1 \; \text{an})\). C'est une unité pratique en astronomie car elle donne une idée intuitive des échelles de temps impliquées. Une galaxie à 1 milliard d'années-lumière est vue telle qu'elle était il y a 1 milliard d'années.

Remarque Pédagogique

Lorsque vous manipulez des puissances de 10, une bonne pratique est de traiter les nombres et les exposants séparément. Calculez \(2.646 / 9.461\) puis \(10^{26} / 10^{15} = 10^{26-15} = 10^{11}\).

Normes

L'Union Astronomique Internationale (UAI) définit l'année julienne exacte à 365.25 jours, et la seconde est définie par des transitions atomiques. Ces standards permettent d'avoir une valeur précise pour l'année-lumière.

Formule(s)

La conversion est une simple division :

D_{\text{al}} = \frac{D_{\text{m}}}{1 \; \text{al en m}}

Donnée(s)

Paramètre	Valeur	Unité
1 année-lumière	\(9.461 \times 10^{15}\)	m
\(d_p(t_0)\)	\(2.646 \times 10^{26}\)	m

Schéma (Avant les calculs)

Concept d'une Année-Lumière

Calcul(s)

\begin{aligned} d_p(t_0) \; [\text{al}] &= \frac{2.646 \times 10^{26} \; \text{m}}{9.461 \times 10^{15} \; \text{m/al}} \\ &\approx 2.797 \times 10^{10} \; \text{al} \end{aligned}

Schéma (Après les calculs)

Taille de l'Univers Observable en Années-Lumière

Résultat Final

La distance de l'horizon est d'environ 27.97 milliards d'années-lumière.

A vous de jouer

La galaxie d'Andromède est à environ \(2.5 \times 10^6\) années-lumière. Convertissez cette distance en mètres.

Question 5 : Comparer \(d_p(t_0)\) à \(c \times t_0\) et expliquer

Principe

Cette question met en évidence l'effet crucial de l'expansion. Si l'Univers était statique, la distance de l'horizon serait simplement \(c \times t_0\). Nous comparons notre résultat calculé à cette valeur naïve pour quantifier l'impact de l'expansion.

Mini-Cours

On distingue deux types de distances en cosmologie : la distance de temps de parcours de la lumière (\(c \times (t_0 - t_e)\)), qui est le temps que la lumière a mis pour nous parvenir, multiplié par \(c\). Et la distance propre, qui est la distance "réelle" à un instant \(t\) donné, mesurée par une règle. L'horizon des particules est une distance propre aujourd'hui, alors que \(c \times t_0\) est lié au temps de parcours de la lumière.

Remarque Pédagogique

L'analogie de la fourmi sur un élastique qui s'étire est excellente ici. La distance parcourue par la fourmi sur l'élastique est \(c \times t_0\), mais la distance entre son point de départ et son point d'arrivée sur la table est bien plus grande car l'élastique s'est étiré pendant sa marche.

Schéma (Avant les calculs)

Comparaison des Distances à Calculer

Calcul(s)

Étape 1 : Calcul de la distance naïve

L'âge de l'Univers est de 9.32 milliards d'années. La distance naïve est donc :

\begin{aligned} d_{\text{naïve}} &= c \times t_0 \\ &= 1 \; \text{al/an} \times 9.32 \times 10^9 \; \text{ans} \\ &= 9.32 \; \text{milliards d'années-lumière} \end{aligned}

Étape 2 : Comparaison

Notre résultat est \(d_p(t_0) \approx 27.97\) milliards d'années-lumière.

\frac{d_p(t_0)}{d_{\text{naïve}}} = \frac{27.97}{9.32} \approx 3

Schéma (Après les calculs)

Analogie de l'Élastique en Expansion

Réflexions

La distance de l'horizon est 3 fois plus grande que ce que l'on pourrait penser. Explication : Le photon que nous recevons aujourd'hui d'une galaxie lointaine a voyagé pendant 9.32 milliards d'années. Cependant, pendant son long voyage, l'espace entre cette galaxie et nous s'est considérablement dilaté. La position actuelle de cette galaxie est donc beaucoup plus éloignée que la distance que la lumière a effectivement parcourue. La distance de l'horizon des particules correspond à cette distance "actuelle" (propre).

Points de vigilance

Ne pas conclure que "quelque chose" a voyagé plus vite que la lumière. Aucune particule ne dépasse localement la vitesse de la lumière. C'est l'espace lui-même qui s'étire, ce qui n'est pas limité par la Relativité Restreinte.

Points à retenir

L'expansion de l'espace fait que la distance actuelle (propre) d'un objet lointain est plus grande que la distance parcourue par la lumière depuis cet objet. C'est le concept le plus contre-intuitif mais le plus fondamental de la cosmologie.

Le saviez-vous ?

Dans notre Univers réel (avec énergie sombre), l'âge est de 13.8 milliards d'années, et la distance de l'horizon des particules est d'environ 46.5 milliards d'années-lumière. Le rapport est d'environ 3.37, et non 3, à cause de l'histoire différente de l'expansion.

FAQ

Résultat Final

Le rapport entre la distance de l'horizon et la distance naïve \(c \times t_0\) est de 3 dans ce modèle.

A vous de jouer

Pour le cas d'un univers dominé par le rayonnement (\(a(t) \propto t^{1/2}\)), quel serait ce même rapport ?

Outil Interactif : Simulateur d'Horizon

Utilisez les curseurs pour voir comment la constante de Hubble et le modèle d'expansion influencent l'âge de l'Univers et la taille de l'horizon cosmologique.

Paramètres d'Entrée

Constante de Hubble \(H_0\) (km/s/Mpc) 70 km/s/Mpc

Exposant temporel du facteur d'échelle (2/3 pour matière) 0.67

Résultats Clés

Âge de l'Univers \(t_0\) (milliards d'années) -

Distance de l'horizon \(d_p\) (milliards d'al) -

Glossaire

Horizon des Particules: La frontière de l'Univers observable. C'est la distance maximale que la lumière (ou toute autre particule) a pu parcourir pour nous atteindre depuis le Big Bang.
Constante de Hubble (\(H_0\)): Le taux actuel d'expansion de l'Univers. Elle lie la vitesse de récession d'une galaxie à sa distance.
Facteur d'Échelle (\(a(t)\)): Une fonction du temps qui représente la taille relative de l'Univers. Elle décrit l'étirement de l'espace lui-même.
Mégaparsec (Mpc): Une unité de distance utilisée en astronomie, équivalente à un million de parsecs, soit environ 3.26 millions d'années-lumière.

L’horizon cosmologique

Objectifs Pédagogiques

Données de l'étude

Fiche Technique du Modèle

L'Univers Observable et l'Horizon

Questions à traiter

Les bases sur l'Horizon Cosmologique

Correction : Calcul de l'Horizon Cosmologique

Question 1 : Calculer l'âge de l'Univers, \(t_0\)

Principe

Mini-Cours

Remarque Pédagogique

Normes

Formule(s)

Hypothèses

Donnée(s)

Astuces

Schéma (Avant les calculs)

Évolution de la Taille de l'Univers

Calcul(s)

Schéma (Après les calculs)

Ligne de Temps de l'Univers (Modèle Simplifié)

Réflexions

Points de vigilance

Points à retenir

Le saviez-vous ?

FAQ

Résultat Final

A vous de jouer

Question 2 : Exprimer \(H_0\) en unités du SI (s⁻¹)

Principe

Mini-Cours

Remarque Pédagogique

Normes

Formule(s)

Hypothèses

Donnée(s)

Astuces

Schéma (Avant les calculs)

Illustration de la Loi de Hubble-Lemaître

Calcul(s)

Schéma (Après les calculs)

Signification Visuelle de H₀

Réflexions

Points de vigilance

Points à retenir

Le saviez-vous ?

FAQ

Résultat Final

A vous de jouer

Question 3 : Calculer la distance de l'horizon \(d_p(t_0)\)

Principe

Mini-Cours

Remarque Pédagogique

Normes

Formule(s)

Hypothèses

Donnée(s)

Astuces

Schéma (Avant les calculs)

Diagramme d'Espace-Temps (Cône de Lumière)

Calcul(s)

Schéma (Après les calculs)

Taille de l'Univers Observable

Réflexions

Points de vigilance

Points à retenir

Le saviez-vous ?

FAQ

Résultat Final

A vous de jouer

Question 4 : Convertir cette distance en années-lumière

Principe

Mini-Cours

Remarque Pédagogique

Normes

Formule(s)

Donnée(s)

Schéma (Avant les calculs)

Concept d'une Année-Lumière