de la couleur de la recombinaison

Bonjour les astronamis!

 

Voilà j'ai une question très importante que je me pose concernant le fond diffus cosmologique et j'espère que vous pouvez m'éclaircir sur ce point.

 

Ce fond, on baigne dedans en tant que relique du big bang, à 2,7K. Il rayonne aujourd'hui dans les micro-ondes. Mais, l'univers étant en expansion, et donc les longueurs d'ondes aussi, cela n'a pas été toujours le cas. A l'époque de la recombinaison donc, lorsque ce rayonnement a effectivement été émis, l'univers était bien plus chaud, genre 3000K.

 

Si je me réfère à la loi de Wien, l'univers rayonne maintenant très intensément dans le rouge-proche infrarouge.

 

Imaginons maintenant que je vis à l'époque de la recombinaison (380 000 ans après BB), et que j'ai des yeux qui me permettent de voir les fluctuations de densité à 10^-5 près.

 

Question: est ce que je verrais effectivement cela? (réalisé en mettant un filtre rouge sur la photo de l'univers par Planck)

 

 

Merci de votre réponse!

Tu as pris les images de planck et tu les as colorisé en rouge, c'est pas bon : les inhomogénéités de l'univers ont largement évolué depuis et ont suivi leur logique propre de "grumeaux".

 

Les tailles d'inhomogénéités n'étaient pas les même que celles que nous observons (taille à l'époque des différents horizons, optiques et acoustiques notamment...).

 

http://www.apc.univ-paris7.fr/APC_CS/content/le-fond-diffus-cosmologique-cmb

 

De plus à 3000K on est loin du spectre visible...

Modifié 7 juillet 2013 par Poussin38
orthographe

On est loin du spectre visible pour le maximum de ce spectre (pas si loin, d'ailleurs). Mais le spectre d'un corps noir (car c'est un corps noir) s'étale de part et d'autre de ce maximum, donc une partie est dans le rouge. C'est comme pour certaines étoiles relativement froides : on les voit rouges même si l'intensité maximale est dans le proche infra-rouge.

 

Bref, je pense que pour la couleur, c'est bien ça.

Tu as raison, je ne pensais pas que la courbe tombait si vite de part et d'autre du maximum, la couleur rouge s'explique effectivement parce que le rayonnement aux longueurs d'ondes plus petites sont nettement moins prépondérantes : http://www.ac-nice.fr/clea/lunap/html/CorpsNoir/CNApprof.html

 

Edit : en fait il faudrait peut-être modifier quand même la couleur vers l'orange, l'oeil intégrant toutes les longueurs d'onde visibles : http://media4.obspm.fr/public/FSU/pages_corps-noir/temperature-couleur-observer.html# (mais les carbonées sont pourtant bien rouges voire orange foncé et font entre 2000 et 3000K...)

Modifié 6 juillet 2013 par Poussin38

Oui, c'est le rouge qui l'emporte parce que l'intensité est plus forte en rouge qu'en orange.

Sur le principe général je suis en phase mais selon http://media4.obspm.fr/public/FSU/pages_corps-noir/html_images/envimage17.html l'oeil tient compte des longueurs d'ondes du reste du spectre visible, non complètement négligeables quand même (le graphique donne pour 3000K une couleur nettement orange, le coté "rouge" provenant de la différence d'intégration des yeux de chacun dixit le lien).

 

Notre ami à utilisé un filtre rouge à une certaine longueur d'onde, pourquoi pas celui un peu plus rouge ou un peu moins (voire orange), Antarès a une température de surface de 3000K et apparait orange, comment trancher "rigoureusement" : en prenant la plus grande longueur d'onde que son oeil pourrait voir ou une autre, moyenne pondérée de toutes les longueurs d'ondes captées... ?

 

Tu as une idée pour le fait de garder les fluctuations du CMB telles que vues aujourd'hui ?

Poussin, tu pinailles... Je ne connais pas avec précision le lien entre couleur et température. Je sais qu'il y a des étoiles qu'on voit rouges (les carbonées notamment) et que le maximum de leur spectre est dans le proche infrarouge. Si tu dis que 3000 K correspond à l'orange, OK (et ça s'explique probablement par la plus faible sensibilité de l'oeil nocturne au rouge). Ce que je disais, c'était juste concernant l'idée générale de Flashcordon, pas concernant le détail. L'idée générale, c'était qu'à l'époque de la recombinaison, on aurait pu voir le rayonnement cosmologique sous forme d'une lueur rouge (ou orange, OK). Je ne suis pas sûr que Flashcordon voulait connaître pile poil la couleur perçue (mais c'est intéressant de le préciser).

Je demande des précisions parce que justement selon moi on ne voyait rien (avant que tu me reprennes à raison) donc la longueur d'onde résultante me parait importante, ce n'était pas pour embêter !

 

Si j'ai bien compris, la loi de planck n'étant pas symétrique, la couleur observée ne sera donc jamais (exactement) celle de son pic ?

Je pense qu'il faut également prendre en compte la sensibilité des différents cônes (on sait que l'oeil est bien plus sensible au vert qu'au rouge ou bleu).

 

Pour ce qui est de la couleur des 3000 K, il suffit de chauffer du fer pour le voir, rouge, ou rouge orangé.

Certaines étoiles ont effectivement une température avoisinant 3000K, néanmoins elles ne sont pas vraiment rouges. Vous pouvez le vérifier à l'oeil nu, car si les naines rouges sont invisibles, les géantes sont parfaitement visibles. 3000K c'est quelque part entre la température de Mira et de Betelgeuse, toutes deux apparaissent comme des étoiles légérement orangées, même si la teinte est caractéristique, la lumière reste globalement blanche. Seules les étoiles très chaudes (je pense aux LVB et de type spectral O) sont carrément bleues et seules les étoiles très froides (M tardives, L et certaines étoiles carbonnées)

 

Une autre façon de le vérifier est de regarder une vielle ampoule à incandescence. La température du filament est justement à environ 3000K. Bien que la teinte soit clairement jaune orangée, toutes les longueurs d'onde du visible sont présentes.

 

Ton fond diffus cosmologique devait donc avoir une couleur miel chaude.

Je suis en train de me demander, s'il existe toujours des logiciels de dessins ou autre, qui permettent de composer soi-même des couleurs.

En effet, certains logiciels permettent d'agir sur la composante RVB (rouge vert bleu).

 

Dans ce cas, il suffirait de prendre la loi de Planck, et de déterminer les intensités relatives de ces 3 fréquences à la dite température pour ensuite dire si c'est plutôt rouge ou orange.

Merci pour vos réponses! Pour la couleur, il y a bien plus simple: demander à Wolfram Alpha!

http://www.wolframalpha.com/input/?i=blackbody+3000K

 

Et on a bien une couleur perçue qui tend vers l'orange!

 

Maintenant qu'on est sûr pour la couleur, qu'en est-il de la densité? Qu'est ce que je verrais si je vivais à l'époque de la recombinaison et que j'avais de très grands yeux?

Si j'ai bien compris, la loi de planck n'étant pas symétrique, la couleur observée ne sera donc jamais (exactement) celle de son pic ?

Ce n'est pas un problème de symétrie ou non. C'est un problème de pic hors du domaine visible. Si le pic était dans le domaine visible, le truc apparaîtrait blanc (le mélange de toutes les couleurs du visible donne du blanc) avec une teinte correspondant au pic (car ce mélange n'est pas uniforme : il y a un pic). Exemple : le Soleil est blanc avec une teinte un peu jaune (les enfants qui dessinent le Soleil le colorient toujours en jaune).

 

Mais là, le pic est dans le proche infrarouge. Du coup l'oeil n'y est pas sensible. Ce qui est maximum dans le spectre visible, c'est le rouge profond. Comme l'oeil ne voit rien à droite du rouge profond, mais voit ce qui est à gauche (où l'intensité baisse peu à peu, mais n'empêche qu'il y a quelque chose), ça explique probablement pourquoi on voit plutôt de l'orange. (On peut imaginer que la teinte dominante correspond à la moyenne de ce qui est perçu - ah, il faudrait faire des dessins pour expliquer ça clairement...)

Modifié 8 juillet 2013 par 'Bruno

Ce n'est pas un problème de symétrie ou non. C'est un problème de pic hors du domaine visible. Si le pic était dans le domaine visible' date=' le truc apparaîtrait blanc (le mélange de toutes les couleurs du visible donne du blanc) avec une teinte correspondant au pic (car ce mélange n'est pas uniforme : il y a un pic). Exemple : le Soleil est blanc avec une teinte un peu jaune (les enfants qui dessinent le Soleil le colorient toujours en jaune).

[/quote']

 

Dans le visible ce sera bien un problème de symétrie qui explique que la longueur d'onde perçue ne sera pas celle de son pic (j'aurais du préciser).

 

Mais là, le pic est dans le proche infrarouge. Du coup l'oeil n'y est pas sensible. Ce qui est maximum dans le spectre visible, c'est le rouge profond. Comme l'oeil ne voit rien à droite du rouge profond, mais voit ce qui est à gauche (où l'intensité baisse peu à peu, mais n'empêche qu'il y a quelque chose), ça explique probablement pourquoi on voit plutôt de l'orange. (On peut imaginer que la teinte dominante correspond à la moyenne de ce qui est perçu - ah, il faudrait faire des dessins pour expliquer ça clairement...)

Le lien de l'obs de meudon de mon premier post ne dit pas autre chose

Merci pour vos réponses! Pour la couleur, il y a bien plus simple: demander à Wolfram Alpha!

http://www.wolframalpha.com/input/?i=blackbody+3000K

 

Et on a bien une couleur perçue qui tend vers l'orange!

 

Maintenant qu'on est sûr pour la couleur, qu'en est-il de la densité? Qu'est ce que je verrais si je vivais à l'époque de la recombinaison et que j'avais de très grands yeux?

 

Merci pour le lien je le garde, excellent !

 

http://www.apc.univ-paris7.fr/APC_CS/content/la-cosmologie dit que le contraste de densité augmente au cours du temps, j'aurais tendance à dire que l'image de planck ne serait pas la même, les grumeaux (anisotropie de température donc de densité) auraient une taille beaucoup plus petite que celle qu'on voit aujourd'hui.

 

Le phénomène physique à l'origine du CMB est une recombinaison de noyaux et de photons mélant électromagnétisme et gravitation (http://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Sachs-Wolfe), la taille des anisotropies dépendent donc d'une distance de référence dépendante elle même du facteur d'échelle de l'univers valable à cette époque là, différent de l'actuel.

 

Si un pro pouvait compléter (voire infirmer )...

Dans le visible ce sera bien un problème de symétrie qui explique que la longueur d'onde perçue ne sera pas celle de son pic (j'aurais du préciser).

Oui mais dans le visible, la couleur perçue est bien celle du pic, non ? Par exemple le Soleil semble jaune. Ou alors c'est que le pic est suffisamment proche de la frontière pour qu'une bonne partie du spectre soit coupé par l'atmosphère (et notre vision). Par exemple pour une étoile ayant un pic dans le rouge, toute la partie de droite du spectre n'est pas perçue, du coup on peut comprendre que la perception penche vers l'orange.

Oui mais dans le visible' date=' la couleur perçue est bien celle du pic, non ? Par exemple le Soleil semble jaune. Ou alors c'est que le pic est suffisamment proche de la frontière pour qu'une bonne partie du spectre soit coupé par l'atmosphère (et notre vision). Par exemple pour une étoile ayant un pic dans le rouge, toute la partie de droite du spectre n'est pas perçue, du coup on peut comprendre que la perception penche vers l'orange.[/quote']

Le pic du Soleil est dans le vert.

Merci pour vos réponses! Pour la couleur, il y a bien plus simple: demander à Wolfram Alpha!

http://www.wolframalpha.com/input/?i=blackbody+3000K

 

Et on a bien une couleur perçue qui tend vers l'orange!

 

Maintenant qu'on est sûr pour la couleur, qu'en est-il de la densité? Qu'est ce que je verrais si je vivais à l'époque de la recombinaison et que j'avais de très grands yeux?

 

Je trouve le logiciel un peu foireux. Si tu monte la température jusqu'à celle du Soleil, il me met une couleur rosatre, plus rouge qu'à 3000K ce qui est déjà illogique. De plus le Soleil donne une couleur presque blanche (notre balance des blancs est fixée sur son spectre), moins jaune même que ce que l'on voit sur Terre puisque l'essentiel de la teinte est due à la dispersion du bleu dans l'atmosphère.

 

ça monte aussi beaucoup trop vite dans les bleus j'ai l'impression, mais c'est un problème moins grave. Après je peux me tromper, je ne suis pas physicien!

 

Une petite frise des températures de couleur en fonction de la classification spectrale selon WolframAlpha:

L:

M:

K:

G:

F:

A:

B:

O:

Modifié 9 juillet 2013 par Fitz

Merci pour le lien je le garde, excellent !

 

http://www.apc.univ-paris7.fr/APC_CS/content/la-cosmologie dit que le contraste de densité augmente au cours du temps, j'aurais tendance à dire que l'image de planck ne serait pas la même, les grumeaux (anisotropie de température donc de densité) auraient une taille beaucoup plus petite que celle qu'on voit aujourd'hui.[/Quote]De ce que je comprends, le CMB est une photo des fluctuations de densité lorsque ce rayonnement a été émis, 380 000 ans après le big bang. Depuis, ce rayonnement n'a pas évolué du tout, excepté l'étirement vers le rouge, c'était un rayonnement de corps noir à 3000 K, aujourd'hui il est à 2.7 K (permettant d'estimer un z=1100).

 

Ensuite, dans le spectre de puissance, tu peux voir un pic à 1°.

De ce que je comprends, c'est la taille angulaire sous laquelle on verrait une région de 380 000 al vu à une distance de 13 Gal, ce qui permet d'estimer la courbure de l'espace (qui est très proche d'un espace euclidien).

Donc si on remonte le temps, ce pic doit se décaler vers la gauche.

Le phénomène physique à l'origine du CMB est une recombinaison de noyaux et de photons mélant électromagnétisme et gravitation (http://fr.wikipedia.org/wiki/Effet_Sachs-Wolfe), la taille des anisotropies dépendent donc d'une distance de référence dépendante elle même du facteur d'échelle de l'univers valable à cette époque là, différent de l'actuel.

 

Si un pro pouvait compléter (voire infirmer )...

Quant au CMB, il correspond non pas à une recombinaison proton photon, mais une recombinaison (une combinaison plutôt puisque c'est la première fois qu'ils sont combinés) proton électron.

En fait cela correspond à une énergie de 13.6 eV (énergie d'ionisation de l'hydrogène), et l'énergie des photons en équilibre thermodynamique avec la matière suivait une distribution de Maxwell ou Planck?? . Tout ça pour dire qu'à la recombinaison, seuls 1 photon sur un milliard avait assez d'énergie pour ioniser l'hydrogène c'est pourquoi cette température est de T=3000 K et non celle correspondant à 13.6 eV (je mélange les unités, mais j'espère que tu comprends).

 

Cela étant dit (phénomène purement électromagnétique), l'effet Sachs-Wolfe est un phénomène gravitationnel expliquant que les régions les plus denses, donc plus chauds subissent un redshift plus important et paraissent donc plus froides.

 

Le spectre de puissance est très riche en enseignement, les autres pics à droite correspondent aux ondes acoustiques baryoniques (les baryons en chauffant ont tendance à se dilater, ce qui les refroidit et ils se contractent sous l'effet de la gravitation etc...).

Modifié 9 juillet 2013 par bongibong

De ce que je comprends, le CMB est une photo des fluctuations de densité lorsque ce rayonnement a été émis, 380 000 ans après le big bang. Depuis, ce rayonnement n'a pas évolué du tout, excepté l'étirement vers le rouge, c'était un rayonnement de corps noir à 3000 K, aujourd'hui il est à 2.7 K (permettant d'estimer un z=1100).

 

Ensuite, dans le spectre de puissance, tu peux voir un pic à 1°.

 

De ce que je comprends, c'est la taille angulaire sous laquelle on verrait une région de 380 000 al vu à une distance de 13 Gal, ce qui permet d'estimer la courbure de l'espace (qui est très proche d'un espace euclidien).

Donc si on remonte le temps, ce pic doit se décaler vers la gauche.

Quant au CMB, il correspond non pas à une recombinaison proton photon, mais une recombinaison (une combinaison plutôt puisque c'est la première fois qu'ils sont combinés) proton électron.

En fait cela correspond à une énergie de 13.6 eV (énergie d'ionisation de l'hydrogène), et l'énergie des photons en équilibre thermodynamique avec la matière suivait une distribution de Maxwell ou Planck?? . Tout ça pour dire qu'à la recombinaison, seuls 1 photon sur un milliard avait assez d'énergie pour ioniser l'hydrogène c'est pourquoi cette température est de T=3000 K et non celle correspondant à 13.6 eV (je mélange les unités, mais j'espère que tu comprends).

 

Cela étant dit (phénomène purement électromagnétique), l'effet Sachs-Wolfe est un phénomène gravitationnel expliquant que les régions les plus denses, donc plus chauds subissent un redshift plus important et paraissent donc plus froides.

 

Le spectre de puissance est très riche en enseignement, les autres pics à droite correspondent aux ondes acoustiques baryoniques (les baryons en chauffant ont tendance à se dilater, ce qui les refroidit et ils se contractent sous l'effet de la gravitation etc...).

 

Je suis entièrement d'accord avec ton explication et ta correction sur la recombinaison (proton électron) qui est bien une (re) car la réaction de photoionisation p+e<>H+gamma est en équilibre avant la (dernière) recombinaison où la réaction va devenir univoque avec le refroidissement de l'univers.

 

Comme tu le soulignes, l'interaction photon - baryon génère un mode acoustique qui oscille et engendre (pour partie) les anisotropies observées de l'ordre de 10^-5. Or la période angulaire de ces oscillations acoustiques dépend d'un nombre d'onde qui dépend de la métrique à l'époque de la recombinaison et notamment d'une distance (et non d'un angle) liée au libre parcours moyen des ondes acoustiques, l'horizon sonore lors de la recombinaison : http://www.apc.univ-paris7.fr/APC_CS/content/le-fond-diffus-cosmologique-cmb

 

De même, les autres sources d'anisotropies avaient une taille linéaire (non angulaire) fixée par les conditions physiques de l'époque, dans une métrique spécifique différente de celle d'aujourd'hui.

 

Ainsi, il me semble, en prenant en compte l'expansion de l'univers, que la période linéaire de ces ondes acoustiques s'est diluée au fil du temps pour devenir celle qu'on a observé. Ainsi le décalage de la courbe se fait effectivement vers le rouge mais aussi avec une modification de forme (notamment rétrécissement des oscillations dans le spectre de puissance).

 

Donc si je ne me goure pas (), tout ça devrait donner, à z=1100 , des anisotropies nettement plus petites et réparties différemment que dans la carte de Planck, WMAP ou Cobe.

Je suis entièrement d'accord avec ton explication et ta correction sur la recombinaison (proton électron) qui est bien une (re) car la réaction de photoionisation p+e<>H+gamma est en équilibre avant la (dernière) recombinaison où la réaction va devenir univoque avec le refroidissement de l'univers.

Ah je ne suis pas sûr de comprendre la même chose que toi, corrige-moi si je me trompe, à l’époque, avant 380 000 ans (plus proche du Big Bang), on avait beaucoup de gamma énergétique, donc la tendance de la réaction que tu as écrite était plutôt portée vers la gauche non ?

Or la période angulaire de ces oscillations acoustiques dépend d'un nombre d'onde qui dépend de la métrique à l'époque de la recombinaison et notamment d'une distance (et non d'un angle) liée au libre parcours moyen des ondes acoustiques, l'horizon sonore lors de la recombinaison : http://

De même, les autres sources d'anisotropies avaient une taille linéaire (non angulaire) fixée par les conditions physiques de l'époque, dans une métrique spécifique différente de celle d'aujourd'hui. http://www.apc.univ-paris7.fr/APC_CS/content/le-fond-diffus-cosmologique-cmb

Je suis entièrement d’accord que c’est bien une longueur qui est caractéristique des oscillations, longueur qui se traduit par une taille angulaire vu de chez nous, et donc à une valeur de l dans la décomposition en harmonique sphérique ?

Par contre, je n’ai pas bien compris ton commentaire sur la métrique… elle n’était pas la même il y a 380 000 ans ??

En tout cas le lien que tu as fourni est génial, je le connaissais déjà, et ça fait plusieurs fois que je le lis, mais je n’ai pas tout compris. J’ai hâte qu’ils remettent ça à jour avec les données plus précises de Planck (notamment sur la partie polarisation).

Il y a une partie non traduite, je n’ai pas compris en quelle langue c’était.

Ainsi, il me semble, en prenant en compte l'expansion de l'univers, que la période linéaire de ces ondes acoustiques s'est diluée au fil du temps pour devenir celle qu'on a observé.

De ce que je comprends, au moment du découplage photons-baryons, ces inhomogénéités se sont accrues (à cause de la gravitation). Les photons n’étaient plus là en contre partie de la gravitation, donc il n’y avait plus de phénomène acoustique ?

Ainsi le décalage de la courbe se fait effectivement vers le rouge mais aussi avec une modification de forme (notamment rétrécissement des oscillations dans le spectre de puissance).[/Quote]Un point que je n’ai pas très bien compris : pourquoi lorsque la densité de baryon augmente, le second pic est plus faible ? (est-ce lié à l’effet Sachs-Wolfe ?)

Donc si je ne me goure pas (), tout ça devrait donner, à z=1100 , des anisotropies nettement plus petites et réparties différemment que dans la carte de Planck, WMAP ou Cobe.

Je n’ai pas compris comment tu es arrivé à cette conclusion.

 

J’étais également tombé sur ce lien :

Wayne Hu

Et sur sa thèse

Ah je ne suis pas sûr de comprendre la même chose que toi, corrige-moi si je me trompe, à l’époque, avant 380 000 ans (plus proche du Big Bang), on avait beaucoup de gamma énergétique, donc la tendance de la réaction que tu as écrite était plutôt portée vers la gauche non ?

oui mais pas de manière univoque : les protons et électrons ont déjà eu l'occasion de fricoter, d'où le "re".

Je suis entièrement d’accord que c’est bien une longueur qui est caractéristique des oscillations, longueur qui se traduit par une taille angulaire vu de chez nous, et donc à une valeur de l dans la décomposition en harmonique sphérique ?

Par contre, je n’ai pas bien compris ton commentaire sur la métrique… elle n’était pas la même il y a 380 000 ans ??

oui l représente bien une distance angulaire mais comme toute distance, elle dépend du facteur d'échelle, pas le même à la recombinaison que maintenant (et non pas métrique qui n'est pas le terme approprié tu m'as repris avec justesse).

L'équation 7 de la thèse de Hu le montre (entre autre).

 

Il y a une partie non traduite, je n’ai pas compris en quelle langue c’était.

c'est du "cordiste" donc naturellement imbitable

 

De ce que je comprends, au moment du découplage photons-baryons, ces inhomogénéités se sont accrues (à cause de la gravitation). Les photons n’étaient plus là en contre partie de la gravitation, donc il n’y avait plus de phénomène acoustique ?

Attention, l'analyse de Sachs Wolf présuppose un modèle simplifié de la recombinaison, considérée instantanée avec surface de dernière diffusion infiniment fine, ce qui n'est pas le cas. En fait il y a plusieurs phénomènes qui se superposent en fonction de la longueur d'onde des photons (à comparer aux dimensions caractéristiques de l'expansion de l'univers à ce moment là, ce qui conditionne la physique afférente) et qui donnent la forme bizarre du spectre de puissance aux échelles intermédiaires : la force de pression des photons est compensée par l'effondrement gravitationnel sous la forme d'oscillations harmoniques du plasma photons /baryons. Cette oscillation n'est valable que pour les échelles intermédiaires, il n'existe pas aux grandes échelles angulaires (mode super hubble où le potentiel gravitationnel est constant) ou très petites, où les amortissements suppriment toute disparité angulaire.

Un point que je n’ai pas très bien compris : pourquoi lorsque la densité de baryon augmente, le second pic est plus faible ? (est-ce lié à l’effet Sachs-Wolfe ?)

c'est l'amortissement Silk, il me semble, lié à une pression résiduelle anisotrope de la diffusion thomson qui donne un terme d'amortissement dans l'équation du second ordre issue du rapprochement des équations d'Euler des baryons et photons en mode sub Hubble (longueur d'onde < rayon de Hubble).

Je n’ai pas compris comment tu es arrivé à cette conclusion.

cf l'argumentaire lié au facteur d'échelle, nettement plus petit à la recombinaison que maintenant.

 

 

C'est sympa, tu m'obliges à comprendre et trancrire le §6 du "cosmologie primordiale" (Peter et Uzan commencé à Noël... ) que j'ai vraiment du mal à digérer...

 

...donc je réitère : si un pro peut passer par là et valider ou corriger mes explications, ce sera le bienvenu, là on est complètement en boucle ouverte

Modifié 10 juillet 2013 par Poussin38

Merci pour ces réponses! J'ai une autre question: combien de temps dure la recombinaison? Ou en d'autres termes, quel est le delta z entre la surface de dernière diffusion et le début des âges sombres?

flashcordon,

Il me semble que la couleur orangée n'est pas la bonne : rien que de l'acier en fusion vers 1600°C (1900 K) paraît déjà bien blanc. C'est peut-être du à l'intensité du rayonnement, mais dans ton hypothèse tu serais plongé dans un rayonnement encore plus intense

 

Pour les fluctuations, je pense que tu n'en verrais aucune : tu es à l'instant où l'univers devient transparent, ou sous forme d'image où la brume se lève. Tu ne vois donc que ton environnement immédiat qui est dans l'hypothèse cosmologique très homogène.

 

Au fur et à mesure du temps, ton entourage s'éclaircit. Formellement, au bout d'un an, la brume est à une année-lumière : le décalage vers le rouge n'est pas encore bien net même si la constante de Hubble y est bien plus élevée que maintenant.

 

Combien dure la recombinaison ? Il n'y a probablement pas de réponse nette à la question. Les modèles sont simplifiés et supposent un passage instantané d'un état ionisé (opaque) à un état "recombiné" (transparent).

Merci ChiCyg, tu m'obliges à être plus rigoureux dans mes recherches

 

Selon Wikipédia, source ultime de connaissance (), la température de couleur est bien orangée, si on se réfère à cet outil aussi:

 

Simulation corps noir

 

mais c'est vrai que je n'ai pas pensé à la luminosité. Essayons de raisonner par analogie. 3000K, c'est un peu la température d'une ampoule à incandescence, ou plus précisément d'une ampoule à fluorescence "blanc chaud", sorte de blanc orangé si j'en crois mes recherches.

 

Donc en fait, ce que je verrais s'approcherait plutôt de... ça?

 

"http://youtu.be/rckgywwB4aQ" via YouTube
ERROR: Si vous lisez ce texte, YouTube est hors-ligne ou vous n'avez pas installe Flash

 

Je crois que je commence à me faire une idée. Mais cela m'amène à me poser la question à l'envers. Avant la recombinaison, l'univers est opaque, donc on nage dans une espèce de brouillard. Mais concrètement, on y verrait quoi? La même chose qu'après, vu que l'univers est incroyablement homogène? Ou rien du tout, parce que les photons sont tellement liés à la matière qu'ils n'interagissent pas avec nos yeux?

Modifié 16 juillet 2013 par flashcordon

Mais concrètement, on y verrait quoi? La même chose qu'après, vu que l'univers est incroyablement homogène?

A cette époque bien reculée , l'univers est sensé être un plasma donc a priori parfaitement homogène à courte distance. La densité, la température sont les mêmes dans toutes les directions. Si on veut une comparaison, c'est un peu ce qui se passe dans une flamme (immense ). Simplement, la densité y est très, très faible. La densité de matière actuelle est en moyenne plus faible qu'un atome par cm³. La "taille" de l'univers étant grosso modo 1000 fois plus petite, la densité y était donc 1 milliard de fois plus grande soit 1000 électrons et protons par cm³ ce qui est bien plus faible que les couches externes des très ténues atmosphères d'étoiles géantes qui ont de l'ordre de 10 milliards de particules par cm³. Ce qui veut dire que le plasma était transparent sur de grandes distances (il faudrait faire le calcul) : la brume était peu épaisse.

Ou rien du tout, parce que les photons sont tellement liés à la matière qu'ils n'interagissent pas avec nos yeux?

Rien du tout parce que tes yeux auraient eu quelque peine à fonctionner à cette époque et ces températures, non je rigole :) .

 

Les photons ne sont pas liés à la matière. Ils sont constamment émis par la matière mais si elle est dense, ils sont absorbés au terme d'un très court "vol" libre. Ca rejoint la question précédente, il faudrait calculer l'opacité d'un plasma à 3000K et 1000 protons et électrons par cm³ et donc le "libre parcours moyen" d'un photon dans ce milieu. J'imagine qu'il est assez grand peut-être quelques unités astronomiques ?

Combien dure la recombinaison ? Il n'y a probablement pas de réponse nette à la question. Les modèles sont simplifiés et supposent un passage instantané d'un état ionisé (opaque) à un état "recombiné" (transparent).

 

Même il y a vingt ans, cette affirmation aurait été ridicule !

 

L'état de l'art est décrit ici. Si vous savez compiler un programme en Fortran, vous aurez la réponse à votre question. Si vous maîtrisez l'anglais, vous trouverez aussi sur cette page pas mal de références historiques sur le sujet.

 

Cordialement,

Même il y a vingt ans, cette affirmation aurait été ridicule !

Merci de me corriger si gentiment . Il me semble, que dans la plupart des modèles, la sphère de recombinaison est prise infiniment mince, ce qui n'exclut pas que des calculs plus détaillés existent.

Si vous savez compiler un programme en Fortran, vous aurez la réponse à votre question.

J'ai essayé sans succès , il faudrait que je corrige quelques bricoles pour l'adapter à mon système, mais ça ne répondrait pas à la question "combien dure la recombinaison".

Il faudrait préciser le critère de début et de fin de la recombinaison ? Le délai entre telle et telle proportion d'hydrogène ionisé, ou si on s'intéresse à la "transparence" de l'univers un critère sur la profondeur optique.

Merci pour ces réponses! J'ai une autre question: combien de temps dure la recombinaison? Ou en d'autres termes, quel est le delta z entre la surface de dernière diffusion et le début des âges sombres?

Le "cosmologie primordiale" de P Peter et JP Uzan donne une épaisseur caractéristique de z=185.7 par calcul de la profondeur optique en fonction de z (loi de puissance) et cite une analyse de Wmap (Spergel) donnant une valeur mesurée de 195 +/-2 , zone pendant laquelle la fonction de visibilité (probabilité de diffusion d'un photon, cf le lien donné dans mon post précédent) est divisée par 2.

 

Pour la taille des inhomogénéités, par contre, j'aurais tendance à rejoindre chicyg sur le fait que tu ne verrais pas grand chose, elles seraient 1100 fois plus petites que celles observées aujourd'hui (facteur d'échelle inversement proportionnel au z en première approximation ;1/(1+z) en fait) donc de taille relative de 10^-8.

Merci de me corriger si gentiment . Il me semble, que dans la plupart des modèles, la sphère de recombinaison est prise infiniment mince, ce qui n'exclut pas que des calculs plus détaillés existent.

 

Mmmm, d'où est-ce que vous sortez ça ?? Même des papiers vieux de 15 ans ne faisaient pas d'approximations aussi grossières. Le papier de Ma et Berschinger, qui date de 95, détaille très bien les choses. C'est bizarre, vous connaissiez du jargon du type "hypothèse de la recombinaison instantanée" tout en ignorant l'obsolescence du terme. A moins que vous ne sortiez de 20 ans d'hibernation ?

mais ça ne répondrait pas à la question "combien dure la recombinaison".

Il faudrait préciser le critère de début et de fin de la recombinaison ? Le délai entre telle et telle proportion d'hydrogène ionisé, ou si on s'intéresse à la "transparence" de l'univers un critère sur la profondeur optique.

Ben ça, c'est à vous d'en décider en fonction de ce que vous voulez considérer. On va pas décider à la place des autres la question précise à laquelle ils veulent répondre ! Mais toute l'information nécessaire est présente dans le premier lien que j'ai donné.

 

Pour la taille des inhomogénéités, par contre, j'aurais tendance à rejoindre chicyg sur le fait que tu ne verrais pas grand chose, elles seraient 1100 fois plus petites que celles observées aujourd'hui (facteur d'échelle inversement proportionnel au z en première approximation ;1/(1+z) en fait) donc de taille relative de 10^-8.

 

Heu, vous confondez amplitude et taille angulaire, non ? un delta T décroit avec le temps, mais le T aussi, donc le delta T / T reste constant (10^{-5}). Si on pinaille, c'est même plus facile de détecter ces fluctuations dans le passé parce qu'on ne sera pas limité par le bruit de photons étant donnée la brillance de surface du ciel ! La taille angulaire change, par contre, avec des fluctuations de plus grande taille angulaire (donc comportant moins d'information) à l'époque.

 

Cordialement,

Modifié 16 juillet 2013 par rt42

Ben ça, c'est à vous d'en décider en fonction de ce que vous voulez considérer.

Justement, c'est pas moi qui pose la question, d'où ma remarque :)

Heu, vous [Poussin38] confondez amplitude et taille angulaire, non ? un delta T décroit avec le temps, mais le T aussi, donc le delta T / T reste constant (10^{-5}).

C'est pas la question. La question de flashcordon était de savoir s'il verrait "à l'époque de la recombinaison" l'image donnée par Planck (avec ses fluctuations) mais décalée vers le bleu (autour du micron).

Du point de vue de l'observateur l'espace environnant devient transparent et la sphère d'une transparence donnée voit son rayon croître à la vitesse de la lumière (l'univers étant supposé homogène). Tant que cette sphère de transparence n'est pas trop grande, sa surface est supposée parfaitement homogène (même température, même densité, même ionisation, même opacité) parce que ses parties ont eu le temps d'interagir. Il aurait donc vu un fond de ciel parfaitement homogène dans un premier temps.