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Ce livre se veut être une introduction à la cosmologie. Des équations sont au programme, mais il ne sera pas fait usage de la théorie de la relativité...

Par souci de lisibilité, nous noterons la dérivée première d'une variable x{\displaystyle x} comme ceci : x′{\displaystyle x'}. Même chose pour la dérivée...

Au tout début de sa formation, l'univers était clairement chaud et dense. Les températures quelques microsecondes après le big-bang dépassaient le million...

La seconde équation de Friedmann, vue au chapitre précédent, nous donne l'accélération de l'expansion de l'univers. Elle nous dit si l'expansion accélère...

Dans un chapitre précédent, nous avons vu les équations de Friedmann, mais avions fourni des versions newtoniennes de ces équations. Dans ce qui va suivre...

Dès 1918, les astronomes ont entrepris de mesurer la vitesse de galaxies à partir de la lumière qu'elles émettent. Les observations actuelles utilisent...

Les chapitres précédents nous ont appris beaucoup de choses. Ils ont fourni une description de l'expansion de l'univers basée sur le facteur d'échelle...

La majorité du rayonnement dans l'univers forme un gaz de photons homogène et isotrope (nous détaillerons cette remarque quand nous aborderons le rayonnement...

Le fond diffus capté à l'heure actuelle correspond aux photons émis 380 000 ans après le big-bang environ, sur une sphère centrée sur la Terre : cette...

Sans forcément utiliser le spectre de puissance du chapitre précédent, on peut utiliser directement la décomposition en séries de Fourier du champ de densité...

Dans les chapitres précédents, nous avons abordé en détail les bases théoriques de la cosmologie. En soit, la théorie cosmologique actuelle est un petit...

L'univers observable est la portion de l'univers que nous pouvons observer, compte tenu de la limite de la vitesse de la lumière. Des objets situés très...

Grâce aux chapitres précédents, nous sommes enfin armés des équations de Friedmann, qui décrivent l'expansion de l'univers en fonction de sa masse, de...

Nous avons établi les trois équations newtoniennes de Friedmann dans le chapitre précédent. Pour rappel, les voici : H2=8πG3ρ−Ka2{\displaystyle H^{2}={\frac...

On peut modéliser l'ensemble matière + rayonnement comme un fluide non relativiste (en clair, un fluide dont la vitesse des particules est petite devant...

Si vous regardez une galaxie ou une étoile au loin, sa lumière semble être décalée vers les basses fréquences (le rouge), comparée à sa couleur d'émission...

Dans les chapitres précédents, nous avons vu quelque chose de très important : la température du rayonnement diminue avec l'expansion. Un point important...

Dans ce chapitre, nous allons étudier ce qui se passe après le découplage. Pour cela, on repart de l'équation habituelle : ∂ 2 δ ∂ 2 t + 2 H ∂ δ ∂ t =...

L'univers est peuplé de matière et de rayonnement. La matière est essentiellement composée de particules massives : baryons, quarks, électrons, etc. Pour...

Dans les chapitres précédents, nous avons établi les deux équations de Friedmann. Pour rappel, les voici : H 2 = 8 π G 3 c 2 ρ e − k ⋅ c 2 a 2 + Λ c 2...