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Cosmologie et astrophysique

Énergie noire et expansion accélérée

Les supernovæ lointaines, le CMB et les grandes structures indiquent une accélération de l’expansion cosmique. « Énergie noire » désigne la composante responsable de cet effet dans les modèles cosmologiques。

Les supernovæ lointaines, le CMB et les grandes structures indiquent une accélération de l’expansion cosmique. « Énergie noire » désigne la composante responsable de cet effet dans les modèles cosmologiques。

a¨/a=−4πG3(ρ+3pc2),pΛ=−ρΛc2\ddot{a}/a = -\frac{4\pi G}{3}\left(\rho + \frac{3p}{c^2}\right),\qquad p_\Lambda=-\rho_\Lambda c^2

Définition: Paramètre de l’équation d’état w

En relativité générale, une pression suffisamment négative peut accélérer le facteur d’échelle a(t). La constante cosmologique Λ est une description simple compatible avec les données actuelles, mais sa nature physique profonde reste ouverte。

Modifiez les paramètres pour explorer la relation physique. Le schéma n’est pas à l’échelle astronomique。

Modèle et observations

En relativité générale, une pression suffisamment négative peut accélérer le facteur d’échelle a(t). La constante cosmologique Λ est une description simple compatible avec les données actuelles, mais sa nature physique profonde reste ouverte。

Exemple: Estimation rapide

À partir de la relation ci-dessus, prévoyez la tendance lorsque vous modifiez un paramètre, puis vérifiez-la dans la simulation。

Solution

Fixez les autres grandeurs et appliquez l’équation. La simulation illustre une tendance sans remplacer les données réelles ni l’analyse des incertitudes。

L’équation de Friedmann pour l’accélération montre qu’en relativité générale la pression gravite aussi : une composante accélère l’expansion si ρ+3p/c2<0\rho+3p/c^2<0. Pour un paramètre d’équation d’état constant w=p/(ρc2)w=p/(\rho c^2), sa densité varie comme ρ∝a−3(1+w)\rho\propto a^{-3(1+w)} ; une constante cosmologique a w=−1w=-1 et une densité constante. Les supernovæ Ia mesurent la distance de luminosité en fonction du redshift, tandis que CMB et oscillations acoustiques baryoniques fournissent des échelles standard complémentaires. Leur combinaison aide à séparer l’histoire de l’expansion de la luminosité intrinsèque d’une classe d’objets.

L’hypothèse Λ\LambdaCDM ajuste les données actuelles avec une constante cosmologique, mais n’explique pas pourquoi l’énergie du vide est si faible par rapport aux attentes théoriques : c’est le problème de la constante cosmologique. Des champs dynamiques comme la quintessence autorisent un ww variable, mais les observations les contraignent fortement et des dégénérescences avec la courbure ou les systématiques peuvent apparaître. « Énergie noire » désigne donc une composante du modèle, non une identification microscopique. Les tests futurs doivent mesurer de façon cohérente distances, croissance des structures et lentille faible.

Vérification rapide

Quel est le meilleur usage de la simulation ou de l’équation ?

Que faut-il prendre en compte pour conclure sur un phénomène astronomique ?

Références

  1. Bradley W. Carroll and Dale A. Ostlie (2017). An Introduction to Modern Astrophysics