Voir la source de Univers observable

L''''Univers observable''' est, en [[cosmologie]], la partie visible de notre [[Univers]]. Il est donc une [[Boule (solide)|boule]] dont la limite est située à l'[[horizon cosmologique]] et dont la [[Terre]] constitue le centre. Il s'agit nécessairement d'une notion relative : d'autres observateurs, situés ailleurs dans l'Univers, n'ont pas la même boule observable, mais une autre, similaire et de même rayon, située ailleurs.

Du fait que notre Univers a un [[Âge de l'Univers|âge fini]], d'environ {{nobr|13,8 milliards}} d'années, la lumière des [[Objet céleste|objets célestes]] situés au-delà de l'horizon n'a pas eu le temps de parvenir jusqu'à nous et ces objets sont donc encore invisibles ; néanmoins, l'Univers observable s'agrandit mécaniquement au cours du temps : son rayon est une seconde-lumière plus grand chaque seconde et une [[année-lumière]] plus grand chaque année, indépendamment de l'[[expansion de l'Univers]].

Les objets les plus éloignés de l'Univers observable sont également ceux qui peuvent être observés dans leur état le plus primordial, le plus proche du [[Big Bang]], car ce sont ceux dont la lumière a mis le plus de temps à parvenir à l'observateur. Ils sont également perçus avec un [[décalage vers le rouge]] d'autant plus grand qu'ils sont éloignés.
[[Image:Observable universe logarithmic illustration.png|vignette|redresse=1.8|Représentation à l'[[échelle logarithmique]] de l'Univers observable comprenant, au centre, le [[Système solaire]], et au fur et à mesure qu'on s'éloigne du centre, les étoiles proches, le [[bras de Persée]], la [[Voie lactée]], les [[Groupe local|galaxies proches]], le [[Structures à grande échelle de l'Univers|réseau des structures à grande échelle]], le [[fond diffus cosmologique]] et, à la périphérie, le plasma invisible du [[Big Bang]].]]

== Forme ==
L'Univers observable est défini comme tout ce qui est observable et mesurable, et la [[vitesse de la lumière]] étant la [[vitesse limite]], tout ce qui est situé au-delà de l'[[horizon cosmologique]] ne peut être observé ni ne peut influencer ce qui peut être observé. Le [[Principes cosmologiques|principe cosmologique]], ainsi désigné à la suite d'[[Edward Arthur Milne|Edward A. Milne]] (1896-1950), énonce que l'Univers observable est, à grande échelle, [[Homogénéité (cosmologie)|homogène]] et [[Isotropie (cosmologie)|isotrope]]. L'Univers étant globalement identique dans toutes les directions, les rayons lumineux provenant de toutes les directions parcourent a priori la même distance dans le même temps. L'Univers observable à un instant donné est donc une [[Boule (solide)|boule]] dont l'observateur est le centre et dont le [[Rayon (géométrie)|rayon]] est la distance parcourue par un signal lumineux pendant le [[âge de l'Univers|temps d'existence de l'Univers]] à cet instant<ref>{{Ouvrage|langue=fr|prénom1=Edgard|nom1=Gunzig|lien auteur1=Edgard Gunzig|titre=Que faisiez-vous avant le Big Bang ?|lieu=Paris|éditeur=[[Éditions Odile Jacob|Odile Jacob]]|collection=Sciences|année=2008|mois=mars|pages totales=327|format livre={{unité|22|cm}}|isbn=978-2-7381-2057-1|oclc=318824977|bnf=412548930|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=eCf7PW0YoiwC&printsec=frontcover|consulté le=20 septembre 2014}}, {{p.|241}} ([https://books.google.fr/books?id=eCf7PW0YoiwC&pg=PA241#v=onepage&q&f=false lire en ligne]).</ref>.

En pratique, l'Univers observable s'est [[Astronomie prétélescopique|longtemps]] réduit à l'univers visible à l'[[œil nu]]. Il est à présent limité par la [[surface de dernière diffusion]] qui peut être définie, en première approximation, comme la région de l'espace d'où a été émis, environ {{unité|380000|ans}} après le Big Bang, le [[rayonnement électromagnétique]] observé aujourd'hui, le [[fond diffus cosmologique]]. Son [[anisotropie]] a été cartographiée par [[Cosmic Background Explorer|COBE]], [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] puis [[Planck (satellite)|''Planck'']]. Le [[fond cosmologique de neutrinos]], prédit dès [[1953 en science|1953]]<ref>{{article|langue=fr|prénom1=Julien|nom1=Lesgourgues|titre=Invisible témoin du Big Bang|périodique=[[La Recherche (magazine)|La Recherche]]|numéro=402|mois=novembre|année=2006|passage=43|lire en ligne=http://www.larecherche.fr/actualite/aussi/4-invisible-temoin-du-big-bang-01-11-2006-74741|consulté le=20 septembre 2014}}.</ref> par [[Ralph Alpher]], James Follin et [[Robert Herman]]<ref>{{Article |langue=en |prénom1=Ralph A. |nom1=Alpher |lien auteur1=Ralph Alpher |prénom2=James W. |nom2=Follin |postnom2=Jr. |prénom3=Robert C. |nom3=Herman |lien auteur3=Robert Herman |titre=Physical Conditions in the Initial Stages of the Expanding Universe |périodique=[[Physical Review]] |série=2 |volume=92 |numéro=6 |jour=15 |mois=décembre |année=1953 |passage=1347-1361 |oclc=179596566 |doi=10.1103/PhysRev.92.1347 |consulté le=20 septembre 2014}}.</ref>, n'a pas été détecté. Quant au [[fond cosmologique d'ondes gravitationnelles]], sa détection par la collaboration [[Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization|BICEP2]]<ref>{{article|langue=en|prénom1=P. A. R.|nom1=Ade|et al.=oui|champ libre=collaboration BICEP2|titre=Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2|périodique=[[Physical Review Letters]]|volume=112|numéro=24|mois=juin|année=2014|doi=10.1103/PhysRevLett.112.241101|bibcode=2014PhRvL.112x1101A|arxiv=1403.3985|consulté le=20 septembre 2014}}.</ref>, annoncée le {{date-|17|mars|2014|en science}}<ref>{{article|langue=en|prénom1=Ron|nom1=Cowen|titre=Telescope captures view of gravitational waves|périodique=[[Nature (revue)|Nature]]|volume=507|numéro=7492|jour=20|mois=mars|année=2014|passage=281-283|lire en ligne=http://www.nature.com:80/polopoly_fs/1.14876!/menu/main/topColumns/topLeftColumn/pdf/507281a.pdf|format=pdf|consulté le=20 septembre 2014}}.</ref>, est contestée<ref>{{article|langue=en|prénom1=Ron|nom1=Cowen|titre=‘No evidence for or against gravitational waves’|périodique=Nature News|jour=29|mois=mai|année=2014|lire en ligne=http://www.nature.com/news/no-evidence-for-or-against-gravitational-waves-1.15322|consulté le=20 septembre 2014}}.</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|prénom1=Michael J.|nom1=Mortonson|prénom2=Uroš|nom2=Seljak|titre=A joint analysis of Planck and BICEP2 B modes including dust polarization uncertainty|périodique=[[arXiv]]|jour=22|mois=mai|année=2014|bibcode=2014arXiv1405.5857M|arxiv=1405.5857|lire en ligne=https://arxiv.org/pdf/1405.5857v1.pdf|format=pdf|consulté le=20 septembre 2014}}.</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|prénom1=Raphael|nom1=Flauger|prénom2=J. Colin|nom2=Hill|prénom3=David N.|nom3=Spergel|titre=Toward an understanding of foreground emission in the BICEP2 region|périodique={{Lien|fr=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|lang=en|trad=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|texte=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics}}|numéro=8|mois=août|année=2014|doi=10.1088/1475-7516/2014/08/039|bibcode=2014JCAP...08..039F|arxiv=1405.7351|lire en ligne=https://arxiv.org/pdf/1405.7351v2.pdf|format=pdf|consulté le=20 septembre 2014}}.</ref>. D'autre part, certaines régions de l'Univers observable ne sont pas visibles. Il s'agit des régions situées au-delà de l'[[Horizon (trou noir)|horizon]] des [[Trou noir|trous noirs]] astrophysiques tels que les [[Trou noir stellaire|trous noirs stellaires]], résultant de l'[[effondrement gravitationnel]] d'[[étoile]]s massives, ou les [[Trou noir supermassif|trous noirs supermassifs]], situés au centre de [[galaxie]]s.

== Perception ==
Ce que l'on peut observer et mesurer de l'Univers en est une image, et non l'Univers tel qu'il existe au moment où il est observé. Cette image est sensiblement différente du présent, du fait que la lumière se propage à vitesse finie, et de surcroît dans un [[Expansion de l'Univers|Univers en expansion]], ce qui s'accompagne de certains effets :
* l'Univers observable paraît fini alors que l'Univers est au moins beaucoup plus vaste et potentiellement infini ;
* la lumière reçue des objets les plus lointains est [[décalage vers le rouge|décalée vers le rouge]] et devient de moins en moins visible et énergétique à mesure que l'objet est lointain. C'est une autre raison de la finitude de l'Univers observable ;
* les objets astronomiques apparaissent d'autant plus jeunes (par rapport au Big Bang) qu'ils sont éloignés ;
* la distance de l'objet à l'observateur au moment où sa lumière a été émise et sa distance au moment où la lumière est reçue par celui-ci peuvent être très différentes. De plus, du fait de l'expansion de l'Univers, certains objets qui se trouvaient plus proches de l'observateur que d'autres lors de l'émission de la lumière paraissent à la réception en ordre inversé et plus éloignés{{Pourquoi|date=juillet 2021}}. À l'extrême, la position de la zone ayant émis le [[fond diffus cosmologique]] actuellement observable était relativement proche (environ {{nobr|40 millions}} d'années-lumière), bien plus proche que d'autres objets observables actuellement, qui étaient plus éloignés au moment de l'émission de leur lumière{{refnec|date=avril 2022}}.

=== Finitude et évolution du rayon ===
En tant que [[Boule (solide)|boule]] de rayon fini, l'Univers observable occupe un [[volume]] fini<ref>Entrée « Univers », dans {{Ouvrage|langue=fr|prénom1=Richard|nom1=Taillet|prénom2=Pascal|nom2=Febvre|prénom3=Loïc|nom3=Villain|titre=Dictionnaire de physique|lieu=Bruxelles|éditeur=[[De Boeck Université]]|année=2009 |numéro édition=2 |pages totales=XII-741|format livre={{unité|24|cm}}|isbn=978-2-8041-0248-7|oclc=632092205|bnf=421229458|consulté le=20 septembre 2014 |passage=567 |url=https://books.google.fr/books?id=fts1ydufciQC&pg=PA567#v=onepage&q&f=false }}.</ref> dans le temps et dans l'espace. Sa finitude résulte de ce que l'[[Âge de l'Univers|Univers a un âge fini]] et que la lumière se propage dans le vide à [[Vitesse de la lumière|une vitesse finie]]. Ce volume ne représente qu'une fraction de l'Univers dans son ensemble, qui est potentiellement infini si [[courbure spatiale|sa courbure]] est nulle ou négative. Les mesures du fond diffus cosmologique montrent que la courbure spatiale de l'Univers est très faible ou nulle et suggèrent que l'Univers observable ne représente qu'au plus 2 % de l'Univers<ref>{{en}} Gorbunov, Rubakov, ''Introduction to the Theory of the Early Universe'', World Scientific, 2011, p. 71.</ref>.

Le rayon de l'Univers observable s'agrandit continûment, du fait conjugué de l'[[expansion de l'Univers]] et de la vitesse de la lumière. Mais les distances aux objets s'accroissent également du fait de l'expansion. Le taux d'accroissement du rayon de l'[[horizon cosmologique]] est de<ref group="MBC" name="MBC_6.5">paragraphe 6.5.</ref>:

<math>\frac{dH_p}{dt}=H_p(z)H(z)+c</math>

avec <math>H_p(z)</math> la distance de l'[[horizon cosmologique]] (ou [[horizon des particules]], d'où <math>H_p</math>) au [[temps de regard vers le passé]] défini par le [[décalage vers le rouge]] <math>z</math>, <math>H(z)</math> la [[constante de Hubble]] à ce même temps, et <math>c</math> la [[vitesse de la lumière]]. La formule est une fonction de <math>z</math> et non de <math>t</math> étant donné les difficultés à connaître le temps de regard vers le passé en fonction de <math>z</math>.

<math>H_p(z)H(z)</math> étant la [[vitesse de récession]] des objets situés sur l'horizon cosmologique, on déduit de cette formule que chaque seconde de temps qui s'écoule nous fait découvrir une profondeur d'espace nouvelle de {{nb|300000 kilomètres}} au-delà des objets s'éloignant le plus rapidement, et de nouveaux objets entrent donc constamment dans l'Univers observable pour ne plus jamais en sortir<ref group="MBC" name="MBC_6.5"/>. Aujourd'hui, les objets les plus lointains s'éloignent à une vitesse de <math>3,409 c</math> et le rayon de l'Univers observable de <math>4,409 c</math><ref group="MBC" name="MBC_6.1">paragraphe 6.1.</ref>, et à la fin des temps les objets les plus lointains s'éloigneront à une vitesse tendant vers l'infini, mais le rayon de l'Univers observable les devancera toujours avec une vitesse <math>c</math>.

{| class="wikitable centre" style=text-align:center
|+ Taux d'accroissement de l'Univers observable à différentes époques cosmologiques<ref group="MBC" name="MBC_6.1"/>
|-
! scope=col | Destin<br>de l'univers
! scope=col | <math>z</math><br>Décalage<br>vers le rouge
! scope=col | <math>t</math><br>Temps de regard<br>vers le passé
! scope=col | <math>\Omega_m(z)</math><br>Densité<br>de matière
! scope=col | <math>\Omega_\Lambda(z)</math><br>Densité<br>d'énergie
! scope=col | <math>H_p(z)</math><br>Rayon<br>de l'Univers observable
! scope=col | <math>\frac{dH_p}{dt}</math><br>Taux d'accroissement<br>du rayon
|-
| Origine<br>de l'Univers
| <math>\infty</math>
| 0
| 1
| 0
| 0
| <math>3c</math>
|-
| Temps<br>présent
| 0
| <math>t_0</math>
| 0,278
| 0,722
| <math>\frac {2,672c}{H_0 \sqrt {\Omega_{\Lambda 0}}}</math>
| <math>4,409 c</math>
|-
| Fin<br>des temps
| -1
| <math>\infty</math>
| 0
| 1
| <math>\infty</math>
| <math>\infty (+c)</math>
|}

Il serait scientifiquement inconséquent d'ignorer la partie non observable de l'Univers sous prétexte que nous ne pouvons pas la voir. C'est toute la force des [[modèle cosmologique|modèles théoriques]] de pouvoir appréhender l'Univers dans son ensemble alors que nous ne pouvons en voir qu'une partie. En effet, d'une part la position de l'observateur dans l'Univers n'a pas de conséquence particulière sur l'observation. Le [[principe de Copernic|principe copernicien]], ainsi désigné en l'honneur de [[Nicolas Copernic]] (1473-1543) et selon lequel la [[Terre]] n'occupe pas de position privilégiée dans le [[Système solaire]], a été confirmé et étendu au [[Soleil]], dès [[1609 en science|1609]], par [[Johannes Kepler]] (1571-1630), puis généralisé, dès [[1697 en science|1697]], par [[Isaac Newton]] (1643-1727). Le résultat est le [[principe de médiocrité]], ainsi désigné à la suite d'[[Alexander Vilenkin]]<ref>{{article|langue=en|prénom=Alexander|nom=Vilenkin|lien auteur=Alexander Vilenkin|titre=Predictions from quantum cosmology|périodique=[[Physical Review Letters]] |volume=74|numéro=6|jour=6|mois=février|année=1995|pages=846-849|doi=10.1103/PhysRevLett.74.846|bibcode=1995PhRvL..74..846V|consulté le=19 octobre 2014}}.</ref>, selon lequel il n'existe, dans l'Univers observable, aucun point d'observation privilégié. D'autre part, le [[Principes cosmologiques|principe cosmologique]], ainsi désigné à la suite d'[[Edward Arthur Milne|Edward A. Milne]] (1896-1950), qui énonce que l'Univers observable est, à grande échelle, [[Homogénéité (cosmologie)|homogène]] et [[Isotropie (cosmologie)|isotrope]], assure que les parties non observées de l'Univers sont, au même [[temps cosmique]], probablement semblables à l'univers observé.

=== Décalage vers le rouge ===
{{Article détaillé|Décalage vers le rouge}}
{{...}}

=== Regard vers le passé ===
{{Article détaillé|Temps de regard vers le passé}}
[[Image:HUDF-JD2.jpg|vignette|[[HUDF-JD2]], [[galaxie primordiale]] mise en évidence dans le cercle situé sur les trois agrandissements à droite de l'image. Son décalage vers le rouge est d'environ z = 6,5, donnant un temps de regard vers le passé de 850 millions d'années après le Big Bang.]]
Les objets lointains de l'Univers observable n'apparaissent pas comme ils sont, au même [[temps cosmique]] que le moment de l'observation, mais comme ils étaient, au moment de l'émission de leur lumière. Plus les objets sont lointains, plus ils sont observés à un temps cosmique jeune ; l'objet astronomique qui apparaît aujourd’hui le plus lointain est le [[quasar]] [[ULAS J134208.10+092838.61]], qui apparaît tel qu'il était 690 millions d'années après le Big Bang. Toutefois, au moment où il avait les caractéristiques aujourd’hui observées, ce n'était pas l'objet aujourd'hui observable le plus lointain de nous, loin de là.

L'appréciation de l'âge des objets observés par rapport au Big Bang n'est pas une chose facile et constitue la recherche du temps de regard vers le passé. Ce temps n'est pas directement observé et doit être déduit du [[décalage vers le rouge]] directement mesuré par rapport au décalage des [[raies spectrales]] du [[spectre électromagnétique]] de l'objet observé. La conversion de ce décalage en [[temps cosmique]] dépend du [[modèle cosmologique]] employé, ainsi que de la valeur de ses [[paramètre cosmologique|paramètres]], qui sont souvent mal connus.

=== Distance à l'émission et à la réception ===
Les objets astronomiques observés à de grands décalages vers le rouge sont, au même [[temps cosmique]] que l'observation, d'autant plus éloignés que leur décalage vers le rouge est grand. C'est la ''distance à la réception'' de la lumière, qui est plus grande que la vitesse de la lumière, multipliée par l'âge de l'objet, étant donné l'expansion de l'Univers. Nous ne pouvons pas savoir à quoi ressemblent ces objets à ce moment et à cette distance.

En revanche, nous voyons ces objets tels qu'ils étaient au moment de l'émission de leur lumière, où ils étaient à une distance plus proche de l'observateur, c'est la ''distance à l'émission''. La distance à l'émission augmente avec le décalage vers le rouge pour les petits décalages, passe par une valeur maximale, puis diminue pour les grands décalages<ref name="Harrison">{{en}} Edward Harrison, ''Cosmology - The Science of the Universe'', Cambridge University Press 2000, {{2e|édition}}, p. 444-446.</ref>. Dans un univers modélisé selon une [[Métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker|métrique FLRW]], le décalage vers le rouge limite, après lequel la distance à l'émission diminue est de z = 5/4 = 1,25, représentant une distance d'à peu près 5 milliards d'années-lumière<ref name="Harrison"/>. Autrement dit, nous ne pouvons pas observer des objets qui étaient à plus de 5 milliards d'années-lumière de nous, au moment où ils étaient tels qu'ils apparaissent aujourd'hui. Le [[fond diffus cosmologique]] étant à un décalage vers le rouge très élevé, la partie de l'espace qui a généré ces photons était particulièrement proche de nous au moment de l'émission : environ 40 millions d'années-lumière.

== Taille ==
L'[[âge de l'Univers]] est estimé, en juin 2014, à environ 13,8 milliards d'années ({{nb|13,798 ±0,037 e9 ans}}<ref>{{article|langue=en|prénom=Peter A. R.|nom=Ade|et al.=oui|champ libre=collaboration Planck|titre=Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results |périodique=[[arXiv]] |année=2014 |doi=10.1051/0004|bibcode=2013arXiv1303.5062P|lire en ligne=https://arxiv.org/pdf/1303.5062v2.pdf|format=pdf|consulté le=19 octobre 2014}}.</ref>). La lumière émise par un astre ne peut pas avoir voyagé plus de {{nobr|13,8 milliards}} d'années. Par conséquent, la lumière issue des objets les plus éloignés que nous puissions détecter, à la [[horizon cosmologique|limite de la partie observable]] de notre Univers, aura mis {{nobr|13,8 milliards}} d'années pour nous parvenir. Pendant ce temps, la lumière aura parcouru {{nobr|13,8 milliards}} d'[[années-lumière]] et par conséquent, ce nombre fixe commodément la [[distance comobile]] de la partie observable de notre Univers.

C'est une autre question de savoir à quelle distance géométrique se situent actuellement les objets dont nous recevons la lumière, {{nobr|13,8 milliards}} d'années après qu'ils l'ont émise. Pour déterminer cette distance, il faut adopter un [[modèle cosmologique|modèle d'univers]] et connaissant la vitesse d'expansion de l'espace en déduire la distance dont se sera éloigné l'objet considéré depuis l'émission des [[photon]]s. Dans le cadre du [[modèle standard de la cosmologie]], la distance actuelle de l'[[horizon cosmologique]] est de l'ordre de {{nobr|46,5 milliards}} d'années-lumière. Le [[diamètre]] de l'Univers observable est estimé à environ {{nobr|93 milliards}} d'années-lumière soit {{unité|8.8|e=23|km}} ({{unité|8.8|e=26|m}})<ref>{{en}} [https://books.google.fr/books?id=fFSMatekilIC&pg=PA27&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false ''Extra Dimensions in Space and Time''] p. 27.</ref>{{,}}<ref>{{lien web|url=http://villemin.gerard.free.fr/Science/UnivDim.htm |titre=Univers ses dimensions |consulté le=15 janvier 2018 |auteur=Gérard Villemin}}.</ref>, ou encore {{nb|880000 milliards}} de milliards de kilomètres.

Nous ne pouvons donc pas observer les objets situés sur l'horizon cosmologique à sa distance actuelle. Nous ne pouvons théoriquement observer les objets que jusqu'à la distance du [[fond diffus cosmologique]], {{unité|380000|ans}} après le [[Big Bang]], quand l'Univers s'est assez refroidi pour permettre aux électrons de se joindre aux [[noyau atomique|noyaux atomiques]], ce qui a mené à l'arrêt de l'[[Diffusion Compton|effet Compton]] des photons ambiants, permettant aux photons de survivre assez longtemps pour atteindre la [[Terre]]. Toutefois, il serait théoriquement possible d'extraire des informations d'avant cette époque, grâce à la détection des [[Onde gravitationnelle primordiale|ondes gravitationnelles primordiales]] ou des [[neutrino]]s « fossiles ». Ces derniers n'ont pas encore été détectés et on cherche à mettre en évidence les ondes gravitationnelles du Big Bang, notamment par l'expérience [[Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization|BICEP]], qui n'a pas donné de résultats concluants<ref>« [http://www.liberation.fr/sciences/2015/02/02/les-ondes-du-big-bang-s-evaporent_1194221 Les ondes du big-bang s’évaporent] », [[Libération (journal)|''Libération'']].</ref>.

== Masse ==
[[Fichier:Observable Universe with Measurements 01.png|vignette|redresse=1.2|Visualisation de l'Univers observable en trois dimensions sur 93 milliards d'[[Année-lumière|années-lumière]] (28 milliards de [[parsec]]s). L'échelle est telle que les légers grains de lumière représentent des regroupements de grands nombres de [[superamas]]. Le [[superamas de la Vierge]] où se trouve notre [[galaxie]], la [[Voie lactée]], est situé au centre, mais est trop petit pour être visible sur l'image.]]
Voici trois façons d'estimer en ordre de grandeur l'équivalent, en [[quantité de matière]], de l'énergie présente dans la partie observable de notre Univers. Elles conduisent à un nombre total d'atomes de l'ordre de 10{{exp|80}} en chiffres ronds<ref>{{Lien web |langue=fr |nom=Science-et-vie.com |titre=Sait-on combien il y a d'atomes dans l'Univers ? |url=https://www.science-et-vie.com/ciel-et-espace/sait-on-combien-il-y-a-d-atomes-dans-l-univers-6154 |site=[[Science & Vie]] |date=2015-08-07 |consulté le=2022-05-02}}.</ref>.

# L'[[horizon cosmologique|horizon]] de notre Univers est situé actuellement à environ 40 milliards d'années-lumière. Si l'on néglige les effets de courbure de l'espace, le volume de l'espace visible représente : 4/3 × π × R{{exp|3}} = {{nb|2|e=80|m|3}}. La [[densité critique]] de l'Univers, pour une constante de Hubble égale à {{nb|75|km/s/Mpc}}, est de : 3 × H{{exp|2}}/(8 × π × G) = {{nb||e=−26|kg/m|3}} ; soit environ cinq atomes d'hydrogène par mètre cube. En multipliant cela par le volume de la partie visible de l'Univers, on obtient {{nb|e=81|atomes}} d'hydrogène, soit une masse de {{nb|1.7|e=54|kg|}}.
# Une étoile typique « pèse » environ {{nb|2|e=30|kg}} (c'est la [[Masse solaire|masse du Soleil]]), ce qui fait environ {{nb|e=57|atomes}} d'hydrogène par étoile. Une [[galaxie]] typique pourrait contenir entre 100 milliards et 400 milliards d'étoiles<ref>{{Lien web |langue=en
|url=http://www.space.com/25303-how-many-galaxies-are-in-the-universe.html
|titre=How Many Stars Are in the Milky Way?
|auteur=Elizabeth Howell
|mois=mai
|année= 2014
|éditeur=[[Space.com]]
|consulté le= 23 mai 2016
}}.</ref>, chaque galaxie aurait donc en moyenne, selon un scénario « pessimiste », environ {{nb|1|e=57}} × {{nb|1|e=11}} = {{nb|1|e=68|atomes}} d'hydrogène. Il y aurait entre 100 milliards et 200 milliards de galaxies dans la partie observable de notre Univers<ref>{{Lien web |langue=en
|url=http://www.space.com/25303-how-many-galaxies-are-in-the-universe.html
|titre=How Many Galaxies Are There?
|auteur=Elizabeth Howell
|mois=avril
|année= 2014
|éditeur=[[Space.com]]
|consulté le= 23 mai 2016
}}.</ref>, ce qui donne dans un scénario « pessimiste » {{nb|1|e=68}} × {{nb|100|e=9}} = {{nb|1|e=79|atomes}} d'hydrogène dans l'Univers, soit une masse de {{nb|1.7|e=52|kg|}}.
# Enfin une façon simple, plus rigoureuse et moins arbitraire est de faire les calculs à partir des [[équations de Friedmann]]. Une application numérique pouvant être considérée comme une bonne première approximation de la réalité donne une densité actuelle de {{nb|5|e=-27|kg/m|3}} pour un volume total de l'Univers de {{nb||e=81|m|3}} dont nous ne verrions que 20 %. Ces nombres conduisent à {{nb|e=54|kg}} de matière, c'est-à-dire à {{nb|5|e=80|atomes}}, dans la partie observable de notre Univers.

== Objets les plus distants ==
À ce jour (juin 2024), la galaxie la plus lointaine découverte est [[JADES-GS-z14-0]], avec décalage vers le rouge de {{val|14.32|0.08|-0.20}}, ce qui la situerait à 13,5 milliards d'années-lumière, et formée 290 millions d'années après le Big Bang<ref>{{Lien web|titre=Le télescope James-Webb détecte la plus lointaine des galaxies jamais découverte|url=https://www.lemonde.fr/sciences/article/2024/05/30/le-telescope-james-webb-detecte-la-plus-lointaine-des-galaxies-jamais-decouverte_6236411_1650684.html|date=30 mai 2024 |site=lemonde.fr |consulté le=14 juin 2024}}</ref>.

Les autres galaxies les plus distantes observées à ce jour seraient :
* [[GN-z11]] dans la constellation de la [[Grande Ourse]], située à 13,4 milliards d'années-lumière, probablement formée juste 400 millions d'années après le Big Bang<ref>{{Lien web|nom1=Morrow|prénom1=Ashley|titre=Hubble Team Breaks Cosmic Distance Record|url=http://www.nasa.gov/feature/goddard/2016/hubble-team-breaks-cosmic-distance-record|site=NASA|consulté le=2016-03-07}}.</ref>.
* la galaxie [[z8 GND 5296]], dont la découverte a été annoncée le 23 octobre 2013, formée environ 700 millions d'années après le Big Bang<ref>{{article|langue=en|prénom1=Dominik A.|nom1=Riechers|titre=Astronomy: New distance record for galaxies|périodique=Nature|volume=502|numéro=7472|jour=24|mois=octobre|année=2013|pages=459-460|doi=10.1038/502459a|consulté le=29 septembre 2014}}.</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|prénom1=S. L.|nom1=Finkelstein|et al.=oui|titre=A galaxy rapidly forming stars 700 million years after the Big Bang at redshift 7.51|périodique=Nature|volume=502|numéro=7472|jour=24|mois=octobre|année=2013|pages=524-527|doi=10.1038/nature12657|bibcode=2013Natur.502..524F|arxiv=1310.6031|lire en ligne=https://arxiv.org/pdf/1310.6031v1.pdf|format=pdf|consulté le=29 septembre 2014}}. {{Commentaire biblio|Les coauteurs de l'article sont, outre S. L. Finkelstein : C. Papovich, M. Dickinson, M. Song, V. Tilvi, A. M. Koekemoer, K. D. Finkelstein, B. Mobasher, H. C. Ferguson, M. Giavalisco, N. Reddy, M. L. N. Ashby, A. Dekel, G. G. Fazio, A. Fontana, N. A. Grogin, J.-S. Huang, D. Kocevski, M. Rafelski, B. J. Weiner et S. P. Willner.}}</ref> ;
* la galaxie [[MACS0647-JD]], dont la découverte a été annoncée le 15 novembre 2012<ref>{{article|langue=en|prénom1=Dan|nom1=Coe|titre=Three strongly lensed images of a candidate z ~ 11 galaxy|périodique=Astrophysical Journal|volume=762|numéro=1|mois=janvier|année=2013|passage=32|doi=10.1088/0004-637X/762/1/32|bibcode=2013ApJ...762...32C|arxiv=1211.3663|lire en ligne=http://iopscience.iop.org/0004-637X/762/1/32/article|consulté le=29 septembre 2014}}. {{Commentaire biblio|Les coauteurs de l'article sont, outre Dan Coe : Adi Zitrin, Mauricio Carrasco, Xinwen Shu, Wei Zheng, Marc Postman, Larry Bradley, Anton Koekemoer, Rychard Bouwens, Tom Broadhurst, Anna Monna, Ole Host, Leonidas A. Moustakas, Holland Ford, John Moustakas, Arjen van der Wel, Megan Donahue, Steven A. Rodney, Narciso Benitez, Stephanie Jouvel, Stella Seitz, Daniel D. Kelson et Piero Rosati.}}</ref> ;
* la galaxie [[UDFy-38135539]], découverte en 2010, dont l'âge est estimé à environ 13,1 milliards d'années ;
* la galaxie [[UDFj-39546284]], découverte en 2011, dont l'âge est estimé à environ 13,2 milliards d'années ;
* les galaxies de l'amas galactique [[Abell 2218]], découvert en 2001, dont l'âge est estimé à environ 13 milliards d'années.

== Notes et références ==
=== Notes ===
{{Références|group="n"}}

=== Références ===
{{Références|taille=35<!-- plus adapté aux écrans mobiles, l'affichage pouvant se faire sur une seule colonne -->}}

* {{article|langue=en|nom=Berta Margalef-Bentabol |auteur2=Juan Margalef-Bentabol |auteur3=Jordi Cepa |titre=Evolution of the Cosmological Horizons in a Concordance Universe |journal=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics |date=21 décembre 2012 |volume=2012 |doi=10.1088/1475-7516/2012/12/035 |url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1475-7516/2012/12/035 |arxiv=1302.1609}} :
{{Références|groupe="MBC"}}

== Annexes ==
=== Bibliographie ===
* {{article|langue=en|prénom1=P. A. R.|nom1=Ade|et al.=oui|champ libre=Collaboration Planck|titre=Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters|périodique=[[arXiv]]|mois=mars|année=2013|bibcode=2013arXiv1303.5076P|arxiv=1303.5076|lire en ligne=https://arxiv.org/pdf/1303.5076v3.pdf|format=pdf|consulté le=20 septembre 2014}}.
{{commentaire biblio|La version en ligne est celle révisée du {{date|20 mars 2014}}.}}
* {{article|langue=en|prénom1=Tamara M.|nom1=Davis|prénom2=Charles H.|nom2=Lineweaver|titre=Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the Universe|périodique=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=21|numéro=1|année=2004|pages=97-109|doi=10.1071/AS03040|arxiv=astro-ph/0310808|bibcode=2004PASA...21...97D|lire en ligne=https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0310808v2.pdf|format=pdf|consulté le=20 septembre 2014}}.
{{commentaire biblio|La version en ligne est celle révisée du {{date|13 novembre 2003}}.}}

=== Voir aussi ===
* [[Horizon des particules]]
* [[Saul Perlmutter]]

=== Liens externes ===
* [http://www.astronoo.com/fr/articles/taille-de-l-univers.html « Taille de l'Univers »], Astronoo, 15 février 2015.
* [https://www.franceculture.fr/emissions/la-methode-scientifique/cartographie-de-lunivers-changement-dechelle «Cartographie de l’univers : changement d’échelle »], ''La Méthode Scientifique'', France Culture, le 25 août 2020.
* {{YouTube |titre= Étienne Klein : comprendre l'expansion de l'univers |chaîne=[[France Culture]] |id=7yz-QGhKnWE |date=26 juin 2021}}

{{Palette|Situation Terre|Modèles cosmologiques}}
{{Portail|Cosmologie|Astronomie}}

[[Catégorie:Univers]]
[[Catégorie:Cosmologie]]