Concept
Facteur d'échelle
Concepts associés (24)
Expansion de l'Univers
droite|redresse=1.2|vignette|L'expansion de l'Univers imagée par le gonflement d'un gâteau aux raisins. En cosmologie, l'expansion de l'Univers est le nom du phénomène qui voit à grande échelle les objets composant l'Univers (galaxies, amas...) s'éloigner les uns des autres. Cet écartement mutuel, que l'on pourrait prendre pour un mouvement des galaxies dans l'espace, s'interprète en réalité par un gonflement, une dilatation, de l'espace lui-même, les objets célestes étant de ce fait amenés à s'éloigner les uns des autres.
Énergie noire
vignette|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.
Univers de de Sitter
En cosmologie, l'univers de de Sitter () est un modèle cosmologique dans lequel la seule contribution à la densité d'énergie provient de la constante cosmologique. C'est une solution exacte des équations de la relativité générale correspondant physiquement à un univers homogène, isotrope, vide de matière mais rempli d'une constante cosmologique positive et notée ici . C'est un espace de courbure positive (valant ) bien que sa courbure spatiale puisse être quelconque. Il porte le nom du physicien Willem de Sitter.
Distance comobile
La 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.
Big Crunch
vignette|Animation illustrant le Big Crunch. En cosmologie, le Big Crunch ou effondrement terminal est un des possibles destins de l'Univers. Il désigne l'effondrement de l'Univers, c'est-à-dire une phase de contraction faisant suite à la phase d'expansion. C'est donc en quelque sorte un « Big Bang à l'envers », qui consiste à ramener le cosmos à un point de singularité d'origine annulant l'espace et le temps. Vers la fin de cet effondrement, l'Univers atteint une densité et une température gigantesques.
Grand déchirement
Le « grand déchirement » (Big Rip en anglais) est un modèle cosmologique proposant un scénario inhabituel de la fin de l'Univers. Dans ce scénario, toutes les structures, des amas de galaxies jusqu'aux atomes, sont détruites, étirées par une expansion de plus en plus violente, jusqu'à être disloquées, « déchirées » (d'où Big « Rip »). Ce modèle suppose l'existence d'une forme d'énergie très atypique, l'énergie fantôme, dont la principale caractéristique est de voir sa densité augmenter alors que l'expansion se poursuit.
Accélération de l'expansion de l'Univers
vignette|Diagramme circulaire montrant la composition de l'Univers. On voit la prédominance de l'énergie noire (70%) dans la densité d'énergie totale de l'Univers. L'accélération de l'expansion de l'Univers est le nom donné au phénomène qui voit la vitesse de fuite des galaxies par rapport à la Voie lactée augmenter au cours du temps. Ce phénomène a été mis en évidence en 1998 par deux équipes internationales, le Supernova Cosmology Project, mené par Saul Perlmutter, et le High-Z supernovae search team, mené par Adam Riess, ce qui leur vaudra l'obtention du prix Nobel de physique en 2011.
Histoire et chronologie de l'Univers
vignette|upright=1.5|Schéma simplifié des principales étapes de la formation de l'Univers.1- Big Bang.2- Ère de l'inflation.3- Découplage de l'interaction forte et faible et formation des particules.4- Formation des étoiles et galaxies. Lhistoire et la chronologie de l'Univers décrit l'évolution de l’Univers en s'appuyant sur le modèle standard de la cosmologie, fondé sur le modèle cosmologique du Big Bang et les recherches en cosmologie et en astronomie. Selon plusieurs estimations, l'âge de l'Univers serait d'environ d'années.
Âge de l'Univers
L’âge de l'Univers représente la durée écoulée depuis le Big Bang, c'est-à-dire la phase dense et chaude de l'histoire de l'univers. Ce terme ne préjuge pas que l'univers soit d'un âge fini, son état antérieur au Big Bang (s'il existe) étant au impossible à théoriser car la physique moderne n'a pas de modèle pour décrire le comportement de la matière à si haute température et dans une gravité aussi intense qu'au moment du Big Bang. L'âge de l'Univers peut s'évaluer par plusieurs méthodes plus ou moins directes, qui convergent vers une valeur de l'ordre de d'années.
Equation of state (cosmology)
In cosmology, the equation of state of a perfect fluid is characterized by a dimensionless number , equal to the ratio of its pressure to its energy density : It is closely related to the thermodynamic equation of state and ideal gas law. The perfect gas equation of state may be written as where is the mass density, is the particular gas constant, is the temperature and is a characteristic thermal speed of the molecules. Thus where is the speed of light, and for a "cold" gas.