L'univers observable est un terme utilisé en cosmologie pour décrire la partie visible de notre Univers. Par définition, c'est une sphère dont la limite est située à l'horizon cosmologique, et dont la Terre constitue le centre. C'est donc une notion relative, et d'autres observateurs situés ailleurs dans l'univers n'auront pas la même sphère observable (mais son rayon sera le même).
Du fait que notre Univers a un âge fini, 13,819 milliards d'années, la lumière des objets célestes situés au-delà de l'horizon n'a pas eu le temps de parvenir jusqu'à nous et ces objets sont donc invisibles ; néanmoins, l'univers observable s'agrandit par nature au cours du temps : le rayon de l'univers visible est ainsi une seconde-lumière plus grand chaque seconde ou de manière équivalente une année-lumière plus grand chaque année, et même plus en tenant compte de l'expansion de l'Univers. Les objets les plus éloignés de l'univers observable sont également les plus jeunes et les plus proches 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 que l'objet est éloigné.
Forme de l'univers observable
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 principe cosmologique, ainsi désigné à la suite d'Edward A. Milne (1896-1950), énonce que l'Univers observable est, à grande échelle, homogène et 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 sphère dont l'observateur est le centre et dont le rayon est la distance parcourue par un signal lumineux pendant le temps d'existence de l'univers à cet instant.
En pratique, l'univers observable s'est longtemps réduit à l'univers visible à l'œil nu.
Il est aujourd'hui 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 380 000 ans après le Big Bang, le rayonnement électromagnétique observé aujourd'hui, le fond diffus cosmologique. Son anisotropie a été cartographiée par COBE, WMAP puis Planck. Le fond cosmologique de neutrinos, prédit dès 19532 par Ralph Alpher, James Follin et Robert Herman3, n'a pas été détecté. Quant au fond cosmologique d'ondes gravitationnelles, sa détection par la collaboration BICEP24, annoncée le 17 mars 2014, est contestée.
D'autre part, certaines régions de l'univers visible ne sont pas observables.
Il s'agit des régions situées au-delà de l'horizon des trous noirs astrophysiques tels que les trous noirs stellaires, résultant de l'effondrement gravitationnel d'étoiles massives, ou les trous noirs supermassifs, situés au centre de galaxies.
Perception de l'univers observable
Ce que l'on peut observer et mesurer de l'Univers est une image de l'Univers, et non l'Univers réel tel qu'il existe au moment où il est observé.
Cette image de l'Univers est sensiblement différente de l'Univers réel, et cette distorsion prend son origine dans le fait que la vitesse de la lumière est finie, et que de plus elle se déplace dans un Univers en expansion, ce qui amène un certain nombre d'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 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, peut être très différente. 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. A l'extrême, la position de la zone ayant émis le fond diffus cosmologique actuellement observable était relativement proche (environ 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.
Taille de l'univers observable
L'âge d'Univers est aujourd'hui (juin 2014) estimé à environ 13,8 milliards d'années [13,798 (± 0,037) x 109 ans].
La lumière émise par un astre ne peut pas avoir voyagé plus de 13,8 milliards d'années. Par conséquent la lumière issue des objets les plus éloignés que nous puissions détecter, à la limite de la partie observable de notre Univers, aura mis 13,8 milliards d'années pour nous parvenir. Pendant ce temps la lumière aura parcouru exactement 13,8 milliards d'années-lumière et par conséquent ce nombre fixe commodément la taille 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, 13,8 milliards d'années après qu'ils l'ont émise.
Pour déterminer cette distance, il faut adopter un 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 photons. Dans le cadre du modèle standard de la cosmologie la distance actuelle de l'horizon cosmologique est de l'ordre de 45 milliards d'années-lumière [réf. souhaitée].
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, 300 000 années après le Big Bang, quand l'Univers s'était assez refroidi pour permettre aux électrons de se joindre aux noyaux atomiques, ce qui amena un arrêt à l'effet Compton des photons ambiants en permettant ainsi 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 ondes gravitationnelles ou des neutrinos « fossiles ». Ces derniers n'ont pas encore été détectés, mais les ondes gravitationnelles l'ont été le 17 mars 2014.
Masse de l'univers observable
Visualisation de l'univers observable en trois dimensions sur 93 milliards d'années-lumière (28 milliards de parsecs).
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 1080 en chiffres ronds.
- L'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.R3 = 2×1080 m3. La densité critique de l'Univers, pour une constante de Hubble égale à 75 (km/s)/Mpc, est de : 3.H2/(8.π.G) = 10−26 kg/m3 ; soit environ 5 atomes d'hydrogène par mètre cube. En multipliant ceci par le volume de la partie visible de l'Univers, on obtient 1081 atomes d'hydrogène.
- Une étoile typique « pèse » environ 2×1030 kg (c'est la masse du Soleil), ce qui fait environ 1057 atomes d'hydrogène par étoile. Une galaxie typique contient environ 400 milliards d'étoiles ce qui fait que chaque galaxie aurait en moyenne environ 1×1057 × 4×1011 = 4×1068 atomes d'hydrogène. Il y aurait peut-être 80 milliards de galaxies dans la partie observable de notre Univers, ce qui fait finalement 4×1068 × 8×1010 = 3×1079 atomes d'hydrogène dans l'Univers.
- Enfin une façon simple, plus rigoureuse et moins arbitraire d'estimer l'ordre de grandeur des quantités cherchées 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 5×10-27 kg/m3 pour un volume total de l'Univers de 1081 m3 dont nous ne verrions que 20 %. Ces nombres conduisent à 1054 kg de matière, c'est-à-dire à 5×1080 atomes, dans la partie observable de notre Univers.
