Le Principe Cosmologique
Contexte : La structure de l'Univers à grande échelle.
Le Principe Cosmologique est le postulat fondamental de la cosmologie moderne. Il affirme qu'à très grande échelle, l'Univers est homogèneL'Univers présente les mêmes propriétés (densité, température, etc.) en tout point. Il n'y a pas de "centre" ou de "bord". et isotropeL'Univers a la même apparence dans toutes les directions d'observation. Aucune direction n'est privilégiée.. Cette hypothèse audacieuse, bien que contre-intuitive à notre échelle (où nous voyons des planètes, des étoiles et des galaxies), est la pierre angulaire du modèle du Big Bang. Cet exercice vous propose de tester la validité de ce principe en utilisant des données observationnelles réelles, comme le font les cosmologistes.
Remarque Pédagogique : Cet exercice illustre la démarche du scientifique. À partir d'une observation (le spectre d'une galaxie lointaine), nous allons déduire des grandeurs physiques (vitesse, distance) grâce à une loi (la loi de Hubble-Lemaître), puis utiliser ces résultats pour tester une hypothèse fondamentale (l'homogénéité de l'Univers). C'est un voyage du photon unique à la structure globale du cosmos.
Objectifs Pédagogiques
- Calculer le décalage vers le rougeAussi appelé redshift (z). C'est l'augmentation de la longueur d'onde de la lumière provenant d'objets qui s'éloignent de nous, due à l'expansion de l'Univers. (redshift) d'une galaxie.
- Appliquer la loi de Hubble-Lemaître pour déterminer la distance d'une galaxie.
- Estimer la densité numérique de galaxies dans un volume d'espace donné.
- Comparer une mesure locale à une moyenne cosmologique pour tester le principe d'homogénéité.
- Comprendre l'interconnexion entre observation, loi physique et principe fondamental en cosmologie.
Données de l'étude
Schéma du Décalage Spectral
Univers à grande échelle (Simulation)
| Paramètre | Symbole | Valeur | Unité |
|---|---|---|---|
| Longueur d'onde Hα au repos | \(\lambda_{\text{repos}}\) | 656.3 | \(\text{nm}\) |
| Longueur d'onde Hα observée | \(\lambda_{\text{obs}}\) | 708.8 | \(\text{nm}\) |
| Constante de Hubble-Lemaître | \(H_0\) | 70 | \(\text{km/s/Mpc}\) |
| Côté du cube de relevé | \(L_{\text{cube}}\) | 100 | \(\text{Mpc}\) |
| Nombre de galaxies comptées | \(N_{\text{gal}}\) | 95 | - |
| Densité moyenne de l'Univers | \(\rho_{\text{moy}}\) | \(1 \times 10^{-4}\) | \(\text{galaxies/Mpc}^3\) |
Questions à traiter
- Calculer le redshift \(z\) de la galaxie.
- En déduire sa vitesse de récession \(v\).
- Calculer sa distance \(D\) en Mégaparsecs (Mpc).
- Calculer la densité numérique de galaxies \(\rho_{\text{local}}\) dans le cube observé et la comparer à \(\rho_{\text{moy}}\) pour tester le principe d'homogénéité.
Les bases de la cosmologie observationnelle
Avant de commencer, rappelons quelques concepts clés.
1. Le Redshift Cosmologique (z) :
Ce n'est pas un effet Doppler classique, mais un étirement de la longueur d'onde de la lumière dû à l'expansion de l'espace lui-même pendant que le photon voyage. Il se calcule par :
\[ z = \frac{\lambda_{\text{obs}} - \lambda_{\text{repos}}}{\lambda_{\text{repos}}} \]
Un \(z > 0\) indique un décalage vers le rouge, donc un éloignement.
2. La Loi de Hubble-Lemaître :
Cette loi observationnelle est la preuve majeure de l'expansion de l'Univers. Elle stipule que la vitesse de récession \(v\) d'une galaxie est directement proportionnelle à sa distance \(D\).
\[ v = H_0 \cdot D \]
Où \(H_0\) est la constante de Hubble-Lemaître, qui mesure le taux d'expansion actuel de l'Univers.
3. Lien entre Vitesse et Redshift :
Pour des redshifts faibles (\(z \ll 1\)), la relation est très simple et s'approxime à un effet Doppler. La vitesse de récession \(v\) est liée au redshift \(z\) par :
\[ v \approx z \cdot c \]
Où \(c\) est la vitesse de la lumière (\(\approx 300,000 \, \text{km/s}\)). Cette approximation est valable pour la plupart des calculs de cet exercice.
Correction : Le Principe Cosmologique
Question 1 : Calculer le redshift z de la galaxie
Principe (le concept physique)
Le redshift, ou décalage vers le rouge, est la mesure de l'étirement de la lumière émise par un objet astronomique. Cet étirement est causé par l'expansion de l'Univers : plus l'espace s'est dilaté pendant le voyage du photon, plus sa longueur d'onde a augmenté. En comparant la longueur d'onde que nous observons à celle qui a été émise (connue grâce à la physique atomique), on peut quantifier cette expansion.
Mini-Cours (approfondissement théorique)
Le facteur d'échelle de l'Univers, noté \(a(t)\), décrit comment les distances cosmiques évoluent avec le temps. Le redshift est directement lié au rapport des facteurs d'échelle entre le moment de l'émission (\(t_e\)) et le moment de la réception (\(t_0\)). La relation exacte est \(1+z = a(t_0)/a(t_e)\). Notre formule est une simplification directe de cette relation fondamentale.
Remarque Pédagogique (le conseil du professeur)
Le redshift est la grandeur la plus fondamentale que les astronomes mesurent pour les objets lointains. C'est la première brique d'information qui nous permet ensuite de déduire la vitesse, la distance, et même l'âge de l'Univers à l'époque où la lumière a été émise. Maîtriser ce calcul simple est la porte d'entrée de toute la cosmologie.
Normes (la référence réglementaire)
Le calcul du redshift est une prédiction directe du modèle métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW), qui est la solution des équations d'Einstein pour un univers homogène et isotrope en expansion. La formule utilisée est la définition même du redshift spectroscopique.
Formule(s) (l'outil mathématique)
Définition du redshift spectroscopique :
Hypothèses (le cadre du calcul)
On suppose que la raie Hα a été correctement identifiée dans le spectre et qu'il n'y a pas d'autres sources de décalage spectral significatives (comme un effet Doppler local dû à la rotation de la galaxie).
Donnée(s) (les chiffres d'entrée)
- Longueur d'onde observée, \(\lambda_{\text{obs}} = 708.8 \, \text{nm}\)
- Longueur d'onde au repos, \(\lambda_{\text{repos}} = 656.3 \, \text{nm}\)
Astuces(Pour aller plus vite)
Le redshift est une grandeur sans dimension, car c'est un rapport de deux longueurs d'onde. Assurez-vous simplement que \(\lambda_{\text{obs}}\) et \(\lambda_{\text{repos}}\) sont dans la même unité (ici, le nanomètre) avant de faire le calcul. Le résultat sera le même quelle que soit l'unité choisie (nm, Å, m...).
Schéma (Avant les calculs)
Calcul du rapport des longueurs d'onde
Calcul(s) (l'application numérique)
On applique la formule de définition du redshift :
Schéma (Après les calculs)
Valeur du Redshift
Réflexions (l'interprétation du résultat)
Un redshift de 0.080 signifie que la longueur d'onde de la lumière a été étirée de 8% pendant son trajet jusqu'à nous. C'est une valeur typique pour une galaxie relativement proche à l'échelle cosmologique. Cela confirme que la galaxie s'éloigne de nous, conformément au modèle de l'Univers en expansion.
Points de vigilance (les erreurs à éviter)
L'erreur la plus commune est d'inverser \(\lambda_{\text{obs}}\) et \(\lambda_{\text{repos}}\) dans la formule. Rappelez-vous que pour un objet qui s'éloigne, la longueur d'onde observée est TOUJOURS plus grande que la longueur d'onde au repos, donc le redshift \(z\) doit être positif.
Points à retenir (permettre a l'apprenant de maitriser la question)
- Le redshift \(z\) mesure l'étirement de la lumière dû à l'expansion cosmique.
- Il se calcule par \(z = (\lambda_{\text{obs}}/\lambda_{\text{repos}}) - 1\).
- C'est une grandeur positive et sans dimension pour les objets qui s'éloignent.
Le saviez-vous ? (la culture de l'ingénieur)
Les quasars sont les objets les plus lointains que nous pouvons observer, et certains ont des redshifts supérieurs à 7, voire 8 ! Cela signifie que la lumière que nous recevons d'eux a été émise lorsque l'Univers n'avait que quelques centaines de millions d'années, et sa longueur d'onde a été étirée de plus de 800% pendant son voyage.
FAQ (pour lever les doutes)
Résultat Final (la conclusion chiffrée)
A vous de jouer(pour verifier la comprehension de l'etudiant parrapport a la question)
Si l'on observait la raie Lyman-alpha (\(\lambda_{\text{repos}}\) = 121.6 nm) à 135.0 nm, quel serait le redshift ?
Question 2 : En déduire sa vitesse de récession v
Principe (le concept physique)
Le redshift cosmologique nous informe sur l'ampleur de l'expansion de l'espace depuis l'émission de la lumière. Pour des distances pas trop grandes, cette expansion se traduit par une vitesse d'éloignement (ou vitesse de récession) apparente. Plus le redshift est élevé, plus la galaxie semble s'éloigner rapidement de nous. Cette relation est une conséquence directe de la dilatation de l'espace.
Mini-Cours (approfondissement théorique)
La formule \(v \approx z \cdot c\) est une approximation du premier ordre, valable quand la vitesse de récession est bien inférieure à celle de la lumière. Pour des redshifts plus élevés (z > 0.1), les effets de la relativité restreinte deviennent importants et la formule complète est plus complexe : \(v = c \frac{(z+1)^2 - 1}{(z+1)^2 + 1}\). Pour notre cas, \(z=0.080\), l'approximation est excellente.
Remarque Pédagogique (le conseil du professeur)
C'est ici que l'on passe d'une mesure spectrale (un décalage de couleur) à une grandeur cinématique (une vitesse). C'est un pas conceptuel majeur. Il est important de comprendre que cette "vitesse" n'est pas un mouvement de la galaxie *à travers* l'espace, mais un entraînement de la galaxie *par* l'expansion de l'espace lui-même.
Normes (la référence réglementaire)
Cette relation est une conséquence directe de la loi de Hubble-Lemaître dans le régime des faibles distances. Elle relie une quantité observationnelle (\(z\)) à une quantité cinématique (\(v\)) via une constante fondamentale (\(c\)).
Formule(s) (l'outil mathématique)
Approximation pour les faibles redshifts :
Hypothèses (le cadre du calcul)
On suppose que le redshift \(z=0.080\) est suffisamment petit pour que l'approximation linéaire soit valide. On néglige également la "vitesse particulière" de la galaxie (son mouvement propre dû à la gravité locale), qui est généralement faible par rapport à la vitesse d'expansion à ces distances.
Donnée(s) (les chiffres d'entrée)
- Redshift, \(z = 0.080\) (de Q1)
- Vitesse de la lumière, \(c \approx 300,000 \, \text{km/s}\)
Astuces(Pour aller plus vite)
Puisque \(z\) est sans dimension, la vitesse \(v\) aura les mêmes unités que celles que vous utilisez pour \(c\). En astrophysique, on utilise presque toujours des km/s pour les vitesses galactiques, car cela donne des nombres faciles à manipuler.
Schéma (Avant les calculs)
Relation Vitesse-Redshift
Calcul(s) (l'application numérique)
On applique la formule d'approximation :
Schéma (Après les calculs)
Vitesse de Récession Calculée
Réflexions (l'interprétation du résultat)
La galaxie s'éloigne de nous à une vitesse prodigieuse de 24 000 km/s, soit environ 8% de la vitesse de la lumière. Cette vitesse n'est pas due à un moteur de fusée, mais purement à l'expansion de l'Univers. Tous les observateurs, dans n'importe quelle autre galaxie, verraient notre propre galaxie s'éloigner d'eux de la même manière.
Points de vigilance (les erreurs à éviter)
Ne pas appliquer cette formule simple pour des redshifts élevés (par exemple z > 0.5). Cela donnerait des vitesses supérieures à celle de la lumière, ce qui est physiquement incorrect pour un mouvement *dans* l'espace. La vitesse de récession due à l'expansion *peut* dépasser c, mais la formule d'approximation n'est alors plus valable.
Points à retenir (permettre a l'apprenant de maitriser la question)
- Pour \(z \ll 1\), la vitesse de récession est proportionnelle au redshift : \(v \approx z \cdot c\).
- Cette vitesse est due à l'expansion de l'espace.
- Elle est exprimée en km/s en cosmologie.
Le saviez-vous ? (la culture de l'ingénieur)
La mesure précise des redshifts est une prouesse technologique. Les astronomes utilisent des instruments appelés spectrographes, qui décomposent la lumière des galaxies comme un prisme. En comparant les spectres obtenus à des spectres de référence d'éléments chimiques, ils peuvent mesurer le décalage des raies spectrales avec une précision incroyable, même pour des objets à des milliards d'années-lumière.
FAQ (pour lever les doutes)
Résultat Final (la conclusion chiffrée)
A vous de jouer(pour verifier la comprehension de l'etudiant parrapport a la question)
Quelle serait la vitesse de récession pour un redshift de z=0.01 ? (en km/s)
Question 3 : Calculer sa distance D en Mégaparsecs (Mpc)
Principe (le concept physique)
La loi de Hubble-Lemaître est notre "mètre" cosmique. Puisqu'elle établit une relation directe entre la vitesse de récession d'une galaxie et sa distance, si nous connaissons la vitesse (calculée à partir du redshift) et le taux d'expansion (la constante \(H_0\)), nous pouvons directement calculer la distance qui nous sépare de cette galaxie. C'est la méthode la plus fondamentale pour mesurer les distances à l'échelle de l'Univers.
Mini-Cours (approfondissement théorique)
La constante de Hubble-Lemaître, \(H_0\), n'est pas vraiment une constante dans le temps. Elle décrit le taux d'expansion *aujourd'hui*. Dans le passé, ce taux était différent. L'inverse de \(H_0\) (\(1/H_0\)) donne une estimation de l'âge de l'Univers, appelée "temps de Hubble". La valeur précise de \(H_0\) fait encore l'objet d'un débat intense en cosmologie, avec des mesures différentes selon les méthodes utilisées.
Remarque Pédagogique (le conseil du professeur)
Faites très attention aux unités ! C'est le piège principal de ce calcul. La constante \(H_0\) est donnée en km/s/Mpc. Cela signifie que pour chaque Mégaparsec de distance, la vitesse de récession augmente de 70 km/s. Pour que les unités s'annulent correctement, votre vitesse doit être en km/s et votre distance sera alors calculée en Mpc.
Normes (la référence réglementaire)
La loi \(v = H_0 D\) est la forme linéaire de la relation distance-redshift prédite par le modèle cosmologique standard (ΛCDM) pour l'univers proche. Elle est la signature observationnelle d'un univers en expansion uniforme.
Formule(s) (l'outil mathématique)
Loi de Hubble-Lemaître, réarrangée pour trouver la distance :
Hypothèses (le cadre du calcul)
On suppose que la valeur de \(H_0 = 70 \, \text{km/s/Mpc}\) est correcte. On suppose aussi que la loi linéaire est une bonne approximation à la distance de cette galaxie, ce qui est vrai pour \(z=0.080\).
Donnée(s) (les chiffres d'entrée)
- Vitesse de récession, \(v = 24,000 \, \text{km/s}\) (de Q2)
- Constante de Hubble-Lemaître, \(H_0 = 70 \, \text{km/s/Mpc}\)
Astuces(Pour aller plus vite)
Le Mégaparsec (Mpc) est une unité de distance gigantesque, utilisée en cosmologie. \(1 \, \text{Mpc} \approx 3.26\) millions d'années-lumière. Pour vous donner une idée, la galaxie d'Andromède est à moins de 1 Mpc de nous. Le calcul est simple : il suffit de diviser la vitesse en km/s par la valeur de \(H_0\).
Schéma (Avant les calculs)
Application de la Loi de Hubble-Lemaître
Calcul(s) (l'application numérique)
On applique directement la loi de Hubble-Lemaître :
Schéma (Après les calculs)
Distance Calculée de la Galaxie
Réflexions (l'interprétation du résultat)
La galaxie se trouve à une distance d'environ 343 Mégaparsecs, ce qui équivaut à plus d'un milliard d'années-lumière. La lumière que nous avons analysée a donc commencé son voyage lorsque les premières formes de vie multicellulaires apparaissaient sur Terre. Chaque mesure de redshift est une machine à remonter le temps.
Points de vigilance (les erreurs à éviter)
Ne pas mélanger les unités. Si la vitesse était en m/s, il faudrait convertir \(H_0\) en m/s/Mpc. Le plus simple est de toujours travailler en km/s et Mpc. De plus, rappelez-vous que cette distance est la "distance de Hubble", qui est valide pour notre Univers proche. Pour les objets très lointains, les cosmologistes utilisent d'autres définitions de distance (distance de luminosité, distance de diamètre angulaire) qui tiennent compte de la courbure et de l'évolution de l'Univers.
Points à retenir (permettre a l'apprenant de maitriser la question)
- La distance est proportionnelle à la vitesse : \(D = v / H_0\).
- Les unités doivent être cohérentes : km/s pour \(v\) et km/s/Mpc pour \(H_0\).
- Le résultat est une distance en Mégaparsecs (Mpc).
Le saviez-vous ? (la culture de l'ingénieur)
Pour mesurer \(H_0\), les astronomes ont besoin de mesurer des distances par des méthodes indépendantes du redshift. Ils utilisent des "chandelles standard" comme les étoiles variables Céphéides ou les supernovae de type Ia, dont la luminosité intrinsèque est connue. En comparant cette luminosité intrinsèque à la luminosité que nous observons, ils peuvent en déduire la distance, un peu comme on estime la distance d'un phare en connaissant la puissance de son ampoule.
FAQ (pour lever les doutes)
Résultat Final (la conclusion chiffrée)
A vous de jouer(pour verifier la comprehension de l'etudiant parrapport a la question)
Si une autre galaxie avait une vitesse de 7000 km/s, quelle serait sa distance en Mpc ?
Question 4 : Calculer la densité locale et tester l'homogénéité
Principe (le concept physique)
Le principe d'homogénéité stipule que la matière est répartie de manière uniforme dans l'Univers, à condition de regarder à une échelle suffisamment grande. Pour tester cette idée, on peut mesurer la densité de galaxies dans un grand volume de l'espace ("densité locale") et la comparer à la densité moyenne de l'Univers, estimée à partir de relevés beaucoup plus vastes. Si les deux valeurs sont similaires, cela soutient le principe d'homogénéité.
Mini-Cours (approfondissement théorique)
L'échelle de l'homogénéité est d'environ 100-150 Mpc. En dessous de cette échelle, l'Univers est très "grumeleux" : les galaxies sont regroupées en amas, et les amas en superamas, séparés par d'immenses vides. C'est seulement en moyennant sur des volumes de plusieurs centaines de Mpc de côté que la distribution de matière devient lisse et uniforme, un peu comme le sable sur une plage paraît uniforme de loin, même s'il est composé de grains distincts.
Remarque Pédagogique (le conseil du professeur)
Ce calcul final boucle la boucle de notre exercice. Nous utilisons des mesures pour évaluer la validité d'un des principes les plus fondamentaux de notre modèle de l'Univers. C'est l'essence de la méthode scientifique : une interaction constante entre théorie, observation et vérification. Une petite différence entre \(\rho_{\text{local}}\) et \(\rho_{\text{moy}}\) est attendue (fluctuations statistiques), mais un écart massif remettrait en question nos hypothèses.
Normes (la référence réglementaire)
Le Principe Cosmologique est une hypothèse fondatrice du modèle ΛCDM (Lambda-Cold Dark Matter), le modèle standard de la cosmologie. Des relevés de galaxies à grande échelle comme le SDSS (Sloan Digital Sky Survey) ou Euclid ont pour mission de cartographier la distribution de la matière pour tester ce principe avec une précision sans précédent.
Formule(s) (l'outil mathématique)
1. Volume du cube :
2. Densité numérique locale :
Hypothèses (le cadre du calcul)
On suppose que le comptage des galaxies dans le volume est complet et non biaisé (on n'a pas manqué de galaxies peu lumineuses) et que le volume choisi est suffisamment grand pour être représentatif.
Donnée(s) (les chiffres d'entrée)
- Côté du cube, \(L_{\text{cube}} = 100 \, \text{Mpc}\)
- Nombre de galaxies, \(N_{\text{gal}} = 95\)
- Densité moyenne de l'Univers, \(\rho_{\text{moy}} = 1 \times 10^{-4} \, \text{galaxies/Mpc}^3\)
Astuces(Pour aller plus vite)
Le calcul est direct. Assurez-vous simplement que les unités sont cohérentes. Le volume sera en Mpc³, et la densité en galaxies/Mpc³. La comparaison finale est un simple rapport de deux nombres.
Schéma (Avant les calculs)
Test de l'Homogénéité
Calcul(s) (l'application numérique)
1. Calcul du volume du cube :
2. Calcul de la densité locale :
3. Comparaison :
Schéma (Après les calculs)
Comparaison des Densités
Réflexions (l'interprétation du résultat)
La densité de galaxies mesurée dans notre cube de 100 Mpc de côté est de \(9.5 \times 10^{-5} \, \text{galaxies/Mpc}^3\). Cette valeur est très proche (à 5% près) de la densité moyenne de l'Univers, \(\rho_{\text{moy}} = 1 \times 10^{-4} \, \text{galaxies/Mpc}^3\). Ce résultat est une excellente confirmation du principe d'homogénéité à cette échelle. Notre "petit" coin d'Univers semble bien être un échantillon représentatif du cosmos dans son ensemble.
Points de vigilance (les erreurs à éviter)
Ne pas oublier de mettre la longueur au cube pour calculer le volume ! Une autre erreur serait de conclure trop vite. Un seul volume ne suffit pas. Les cosmologistes font cette analyse sur des milliers de volumes indépendants pour obtenir une statistique robuste et s'assurer que l'accord n'est pas une coïncidence.
Points à retenir (permettre a l'apprenant de maitriser la question)
- Le principe d'homogénéité se teste en comparant des densités locales à la moyenne.
- La densité se calcule en divisant le nombre d'objets par le volume.
- Un bon accord entre \(\rho_{\text{local}}\) et \(\rho_{\text{moy}}\) valide le principe à l'échelle considérée.
Le saviez-vous ? (la culture de l'ingénieur)
La carte la plus précise de l'Univers primordial vient du satellite Planck, qui a mesuré les infimes fluctuations de température du Fond Diffus Cosmologique. Ces fluctuations, de l'ordre d'une partie pour 100 000, sont les "graines" de densité qui, par effondrement gravitationnel, ont donné naissance à toutes les structures que nous voyons aujourd'hui, des étoiles aux superamas de galaxies.
FAQ (pour lever les doutes)
Résultat Final (la conclusion chiffrée)
A vous de jouer(pour verifier la comprehension de l'etudiant parrapport a la question)
Si l'on avait compté 800 galaxies dans un cube de 200 Mpc de côté, quelle serait la densité locale (en galaxies/Mpc³)?
Outil Interactif : L'Univers en Expansion
Modifiez les paramètres cosmologiques pour voir leur influence sur les distances et l'âge de l'Univers.
Paramètres d'Entrée
Résultats Clés
Le Saviez-Vous ?
L'expansion de l'Univers est en accélération ! Cette découverte, récompensée par le prix Nobel de physique en 2011, a été faite en observant des supernovae lointaines. Elle implique l'existence d'une mystérieuse "énergie sombre" qui agit comme une force répulsive à grande échelle, et qui constituerait environ 70% du contenu énergétique de l'Univers.
Foire Aux Questions (FAQ)
Si tout s'éloigne de nous, sommes-nous au centre de l'Univers ?
Non, et c'est une conséquence directe du principe cosmologique. L'expansion se produit partout en même temps. Un observateur dans n'importe quelle autre galaxie verrait également toutes les autres galaxies s'éloigner de lui. L'analogie classique est celle d'un gâteau aux raisins qui gonfle : chaque raisin voit tous les autres raisins s'éloigner de lui, mais aucun raisin n'est au centre.
La constante de Hubble est-elle vraiment constante ?
Le terme est un peu trompeur. Elle est constante dans l'espace (elle a la même valeur partout dans l'Univers à un instant t) mais elle n'est pas constante dans le temps. Sa valeur a changé au cours de l'histoire de l'Univers, en fonction du contenu en matière et en énergie. On l'appelle "constante" par convention historique, mais "paramètre de Hubble" serait plus exact.
Quiz Final : Testez vos connaissances
1. Selon la loi de Hubble-Lemaître, si la galaxie A est deux fois plus loin que la galaxie B, sa vitesse de récession sera...
2. Le principe cosmologique s'applique...
- Principe Cosmologique
- Postulat selon lequel, à une échelle suffisamment grande, l'Univers est homogène (identique en tout point) et isotrope (identique dans toutes les directions).
- Redshift (Décalage vers le rouge)
- Augmentation de la longueur d'onde de la lumière provenant d'objets astronomiques qui s'éloignent, causée par l'expansion de l'Univers.
- Loi de Hubble-Lemaître
- Loi fondamentale de la cosmologie qui établit que la vitesse de récession d'une galaxie est proportionnelle à sa distance.
- Mégaparsec (Mpc)
- Unité de distance utilisée en cosmologie. 1 Mpc équivaut à un million de parsecs, soit environ 3.26 millions d'années-lumière.
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