Mesure des distances en cosmologie

Il existe différentes méthodes de mesure, selon les objets considérés et les données qu'il est possible de considérer à leur sujet :

• la distance en diamètre angulaire constitue une bonne indication (spécialement dans un univers plat) de la proximité à laquelle se trouvait un objet astronomique lorsqu'il a émis la lumière vue par un observateur terrestre ;
• la distance de luminosité s'appuie sur la quantité de lumière reçue d'un objet, en rapportant sa magnitude absolue (${\displaystyle M}$) à sa magnitude apparente (${\displaystyle m}$) ;
• la distance comobile entre deux points est mesurée le long d'un chemin défini selon le temps cosmologique présent ;
• la distance cosmologique propre entre deux points est mesurée le long d'un chemin défini selon un temps cosmologique constant. Il faut distinguer la distance cosmologique propre de la notion plus générale de longueur propre ou distance propre ;
• le temps de voyage de la lumière ou temps de regard vers le passé mesure la durée depuis laquelle la lumière a quitté un objet d'un décalage vers le rouge donné ;
• la distance de voyage de la lumière est égale au temps de voyage de la lumière multiplié par la vitesse de la lumière. Pour des valeurs supérieures à deux milliards d'années-lumière, cette valeur n'est plus égale à la distance comobile ou à la distance de diamètre angulaire du fait de l'expansion de l'univers[1] ;
• la loi de Hubble "naïve", qui pose ${\displaystyle z=H_{0}{\frac {d}{c}}}$, où H₀ représente la constante de Hubble actuelle, z, le décalage vers le rouge de l'objet, c, la vitesse de la lumière, et d la "distance".

• la distance de voyage de la lumière est égale à la vitesse de la lumière multipliée par l'intervalle de temps cosmologique, c'est-à-dire l'intégrale de c dt alors que la distance comobile est égale à l'intégrale de c dt /a(t).

• d_L distance de luminosité ;
• d_pm distance de mouvement propre :
  • appelée distance de dimension angulaire par James Peebles en 1993, mais ne doit pas être confondue avec la distance de diamètre angulaire[2]
  • parfois appelée distance coordonnée ;
  • parfois également appelée distance de diamètre angulaire ;
• d_a distance de diamètre angulaire.

Les trois dernières mesures sont liées par la relation :
d_a = d_pm / (1 + z) = d_L /(1 + z)²,
où z correspond au décalage vers le rouge.

La relation entre la distance de luminosité des Chandelle standard et la distance de diamètre angulaire, d_a = d_L /(1 + z)², est aussi appelée équation de dualité des distances d'Etherington.

• Si et seulement si la courbure est nulle, la distance de mouvement propre et la distance comobile sont identiques, c'est-à-dire :${\displaystyle d_{\mathrm {pm} }=\chi }$.
• Pour une courbure négative :

${\displaystyle d_{\mathrm {pm} }=R_{C}\sinh {\chi \over R_{C}}}$,

• alors que pour une courbure positive :

${\displaystyle d_{\mathrm {pm} }=R_{C}\sin {\chi \over R_{C}}}$,
où ${\displaystyle R_{C}}$ est la valeur absolue du rayon de courbure.

Une formule pratique d'intégration numérique de ${\displaystyle d_{p}}$ à un décalage vers le rouge ${\displaystyle z}$ pour des valeurs arbitraire de paramètre de densité de matière ${\displaystyle \Omega _{m}}$, la constante cosmologique ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$, et le paramètre de la quintessence ${\displaystyle w}$ est :
${\displaystyle d_{p}\equiv \chi (z)={c \over H_{0}}\int _{a'=1/(1+z)}^{a'=1}{\mathrm {d} a \over a{\sqrt {\Omega _{m}/a-(\Omega _{m}+\Omega _{\Lambda }-1)+\Omega _{\Lambda }a^{-(1+3w)}}}},}$
où c est la vitesse de la lumière et H₀ la constante de Hubble.

L'utilisation des fonctions sinus et sinh permet d'obtenir la distance de mouvement propre d_pm à partir de d_p.

• (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « distance measures (cosmology) » (voir la liste des auteurs).