En cosmologie, l'horizon cosmologique (en anglais : cosmological horizon) 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 que ce soit, ne peut être reçu du fait du caractère fini de la vitesse de la lumière et/ou de l'expansion de l'univers. Il est aussi connu, à la suite de Wolfgang Rindler, comme l'horizon des particules.

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  • En cosmologie, l'horizon cosmologique (en anglais : cosmological horizon) 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 que ce soit, ne peut être reçu du fait du caractère fini de la vitesse de la lumière et/ou de l'expansion de l'univers. Il est aussi connu, à la suite de Wolfgang Rindler, comme l'horizon des particules. Il ne doit pas être confondu avec l'horizon des événements, défini comme la surface de l'espace-temps séparant les événements qui ont pu, peuvent ou pourront nous faire parvenir un signal de ceux qui ne le pourront jamais. Ils ne doivent pas être confondus avec la sphère de Hubble (en) (Hubble sphere), parfois appelée l'horizon de photons.Selon le contexte, il correspond soit à la limite d'où un rayonnement électromagnétique peut être issu, ou alors la limite d'où un signal de quelque nature que ce soit (neutrinos ou ondes gravitationnelles) peut être reçu. En pratique, les moyens d'observation actuels (2010) détectent difficilement les neutrinos et sont incapables de détecter les ondes gravitationnelles (même primordiales). Plus généralement, un modèle cosmologique donné peut, ou non, contenir un tel horizon, c'est-à-dire des régions inaccessibles à l'observation d'un observateur donné.En pratique, les signaux les plus lointains que nous recevons viennent du fond diffus cosmologique. Ce rayonnement emplit tout l'univers ; la région d'où est issu le rayonnement que nous détectons est appelée surface de dernière diffusion. Les modèles cosmologiques utilisés de nos jours, basés sur le modèle standard de la cosmologie et les équations de Friedmann, indiquent que la surface de dernière diffusion se trouverait actuellement (voir ci-dessous) à environ 45 milliards d'années-lumière de l'observateur.C'est ce chiffre qui définit généralement la distance de l'horizon cosmologique.
  • In cosmologia l' orizzonte cosmologico individua un limite di osservabilità dell'universo da parte di un ipotetico osservatore terrestre, causato dagli effetti cosmologici.L'esistenza, le proprietà e il significato dell'orizzonte cosmologico sono direttamente correlati al modello cosmologico che viene preso in considerazione.In ogni caso è opportuno notare che l'orizzonte cosmologico non è il limite effettivo dell'universo, perché rappresenta soltanto un problema di limiti osservativi. Si consideri come paragone quello di un osservatore che non è in grado di percepire visivamente i limiti dell'oceano che sta attraversando. Analogamente, per l'osservatore terrestre è possibile vedere soltanto la luce che proviene da aree dello spazio poste all'interno dell'orizzonte cosmologico.Talvolta ci si riferisce all'orizzonte cosmologico come all'universo osservabile. Si ritiene, inoltre, che quello osservabile sia un universo decisamente più piccolo (di diversi ordini di grandezza) rispetto all'universo che esiste oltre i limiti della osservazione percepita.Se l'intero orizzonte cosmologico fosse contenuto in una sfera grande quanto una moneta, e se la teoria inflazionaria fosse corretta, l'universo che giace oltre questo orizzonte sarebbe grande quanto l'intero globo terrestre.
  • A cosmological horizon is a measure of the distance from which one could possibly retrieve information. This observable constraint is due to various properties of general relativity, the expanding universe, and the physics of Big Bang cosmology. Cosmological horizons set the size and scale of the observable universe. This article will explain a number of these horizons. This article will report distances in units of kiloparsecs (kpc), megaparsecs (Mpc), and gigaparsecs (Gpc).
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  • Partant de l'expression :, on effectue un changement de variable, où l'on remplace le temps t par la facteur d'échelle a, en utilisant la formule donnant le taux d'expansion H de l'univers, :, d'où :. On obtient alors :, le taux d'expansion étant alors vu non pas comme une fonction du temps t, mais du facteur d'échelle a. On définit ensuite x comme le facteur d'échelle normalisé à aujourd'hui, à savoir :, d'où :. En notant la valeur actuelle du taux d'expansion, on a :, la borne d'intégration correspondant à la valeur de x à l'époque . Les équations de Friedmann permettent de relier le taux d'expansion aux densités d'énergie du contenu matériel de l'univers selon :, la constante κ étant la constante d'Einstein. Les densité d'énergie des espèces concernées sont des fonctions du temps, et donc du facteur d'échelle. Pour une espèce dont le rapport de la pression à la densité d'énergie est , la densité varie en fonction du facteur d'échelle selon :. Sans perte de généralité, on peut donc écrire les densités fonction des densité d'énergie actuelles selon :, la quantité étant une constante ou une fonction de temps . En définissant la densité critique actuelle par :, il vient, en divisant par , :, les quantité étant les paramètres de densité actuels, définis par le rapport . En évaluant cette équation aujourd'hui , il vient :, On a ainsi :, pour finalement obtenir :. La quantité D recherchée s'exprime donc selon :. Dans le cas où le contenu matériel de l'univers se réduit à de la radiation , de la matière non relativiste et une constante cosmologique , alors on retrouve bien :.
  • Dans le cadre d'un modèle d'univers homogène et isotrope, on peut décrire celui-ci à l'aide d'une métrique dite de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker. L'élément de longueur associé à cette métrique s'écrit :, où représente la variation temporelle des distances cosmologique et correspond, au facteur près, aux coefficients de la métrique des sections spatiales de l'univers. Celles-ci peuvent être euclidiennes, sphériques ou hyperboliques, ce que l'on peut écrire sous la forme compacte :, où les coordonnées des sections spatiales sont notées χ, θ et φ. Les deux dernières correspondent aux coordonnées angulaires habituelles des coordonnées sphériques usuelles, alors que χ correspond à une coordonnée radiale qui tient compte de la nature des sections spatiales. La fonction s s'écrit : Le paramètre K décrit donc la nature des sections spatiales. Quand K est nul, les sections spatiales sont euclidiennes et la coordonnée χ s'identifie à la coordonnée radiale habituelle . Dans cette métrique, les objets astrophysiques sont essentiellement immobiles, au sens où leurs coordonnées χ, θ, φ ne changent pas au cours du temps . La coordonnée t est appelée temps cosmique. Elle représente le temps mesuré par un objet immobile par rapport aux autres coordonnées. Il est commode d'effectuer un changement de variable, où le temps cosmique est remplacé par une quantité η, appelée temps conforme, selon :. Le facteur d'échelle peut alors être exprimé indifféremment en fonction de t ou de η . L'élément de longueur se réécrit alors :. La relativité restreinte enseigne que l'élément de longueur associé à la trajectoire d'un photon est nul. Si on considère la trajectoire d'un photon émis en un point dans la direction de l'originie du système de coordonnées, les coordonnées θ et φ sont en prime constantes. On a donc immédiatement :. Ainsi l'intervalle en termes de temps conforme entre émission et réception du photon correspond à la variation de la coordonnée χ le long de la trajectoire. Un objet situé à la coordonné χ est distant à l'instant de :. Pour que cet objet ait pu émettre de la lumière que nous recevons, il faut que l'intervalle en temps conforme entre émission et réception du signal soit égal à χ. La distance qui nous sépare d'un objet dont on reçoit la lumière est donc :. En utilisant la formule reliant le temps conforme au temps cosmique, on trouve :, l'intégrale étant prise entre les instant d'émission du signal et de réception, soit aujourd'hui . On a donc :. On peut en toute généralité définir le décalage vers le rouge par le rapport entre les distances entre deux galaxies lointaines à une époque donnée et aujourd'hui, selon la formule :, écriture qui signifie que l'on relie l'âge de l'univers t à une époque donnée au décalage vers le rouge, que l'on observe aujourd'hui, d'un signal émis à cette époque, cette relation étant pour l'heure indéterminée. Finalement, on obtient :.
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  • sphère de Hubble
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  • Démonstration
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  • Hubble volume
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  • En cosmologie, l'horizon cosmologique (en anglais : cosmological horizon) 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 que ce soit, ne peut être reçu du fait du caractère fini de la vitesse de la lumière et/ou de l'expansion de l'univers. Il est aussi connu, à la suite de Wolfgang Rindler, comme l'horizon des particules.
  • A cosmological horizon is a measure of the distance from which one could possibly retrieve information. This observable constraint is due to various properties of general relativity, the expanding universe, and the physics of Big Bang cosmology. Cosmological horizons set the size and scale of the observable universe. This article will explain a number of these horizons. This article will report distances in units of kiloparsecs (kpc), megaparsecs (Mpc), and gigaparsecs (Gpc).
  • In cosmologia l' orizzonte cosmologico individua un limite di osservabilità dell'universo da parte di un ipotetico osservatore terrestre, causato dagli effetti cosmologici.L'esistenza, le proprietà e il significato dell'orizzonte cosmologico sono direttamente correlati al modello cosmologico che viene preso in considerazione.In ogni caso è opportuno notare che l'orizzonte cosmologico non è il limite effettivo dell'universo, perché rappresenta soltanto un problema di limiti osservativi.
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  • Horizon cosmologique
  • Cosmological horizon
  • Orizzonte cosmologico
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