vignette|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 galaxies proches, le réseau des structures à grande échelle, le fond diffus cosmologique et, à la périphérie, le plasma invisible du Big Bang.|300x300pxL'Univers observable est, en cosmologie, la partie de notre Univers visible depuis la Terre. Il est donc une boule dont la limite est située à l'horizon des particules et dont la Terre constitue le centre. Il s'agit nécessairement d'une notion relative : d'autres observateurs éventuels, situés ailleurs dans l'Univers, n'ont pas la même boule observable, mais une autre, similaire et de même rayon, centrée sur leur lieu d'observation.
Du fait que notre Univers a un âge fini, d'environ 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 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 dans 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. 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 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 boule 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, (lire en ligne)..
En pratique, l'Univers observable s'est 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 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 1953. par Ralph Alpher, James Follin et Robert Herman., n'a pas été détecté. Quant au fond cosmologique d'ondes gravitationnelles, sa détection par la collaboration BICEP2., annoncée le ., est contestée.... D'autre part, certaines régions de l'Univers observable ne sont pas visibles. 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 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 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 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 près de l'observateur que d'autres lors de l'émission de la lumière paraissent à la réception en ordre inversé et plus éloignés. À l'extrême, la position de la zone ayant émis le fond diffus cosmologique actuellement observable était relativement proche (environ d'années-lumière), bien plus proche que d'autres objets observables actuellement, qui étaient plus éloignés au moment de l'émission de leur lumière.
Finitude et évolution du rayon En tant que boule de rayon fini, l'Univers observable occupe un volume finiEntrée « Univers », dans . dans le temps et dans l'espace. Sa finitude résulte de ce que l'Univers a un âge fini et que la lumière se propage dans le vide à une vitesse finie. Ce volume ne représente qu'une fraction de l'Univers dans son ensemble, qui est potentiellement infini si 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 Gorbunov, Rubakov, Introduction to the Theory of the Early Universe, World Scientific, 2011, p. 71..
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 des particules est deparagraphe 6.5.:
avec la distance de l'horizon des particules (d'où ) au temps de regard vers le passé défini par le décalage vers le rouge , la constante de Hubble à ce même temps, et la vitesse de la lumière. La formule est une fonction de et non de étant donné les difficultés à connaître le temps de regard vers le passé en fonction de .
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 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. Aujourd'hui, les objets les plus lointains s'éloignent à une vitesse de et le rayon de l'Univers observable de paragraphe 6.1., 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 .
+ Taux d'accroissement de l'Univers observable à différentes époques cosmologiques Destinde l'univers Décalagevers le rouge Temps de regardvers le passé Densitéde matière Densitéd'énergie Rayonde l'Univers observable Taux d'accroissementdu rayon Originede l'Univers 0 1 0 0 Tempsprésent 0 0,278 0,722 Findes temps -1 0 1
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 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 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, par Johannes Kepler (1571-1630), puis généralisé, dès 1697, par Isaac Newton (1643-1727). Le résultat est le principe de médiocrité, ainsi désigné à la suite d'Alexander Vilenkin., selon lequel il n'existe, dans l'Univers observable, aucun point d'observation privilégié. D'autre part, le principe cosmologique, ainsi désigné à la suite d'Edward A. Milne (1896-1950), qui énonce que l'Univers observable est, à grande échelle, homogène et isotrope, assure que les parties non observées de l'Univers sont, au même temps cosmique, probablement semblables à l'univers observé.
Regard vers le passé
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. L'image des objets lointains de l'Univers observable ne correspond pas à leur état actuel, mais à celui correspondant au moment de l'émission de leur lumière. Parmi les objets visibles du ciel, i.e. du Volume de Hubble , ont une position déterminée "lointaine", et plus l'image témoigne d'un temps cosmique reculé.
L'objet astronomique le plus lointain que nous ayons observé est la galaxie MoM-z14 apparaît telle qu'elle était 300 millions d'années après le Big Bang.
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 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 Edward Harrison, Cosmology - The Science of the Universe, Cambridge University Press 2000, , p. 444-446.. Dans un univers modélisé selon une 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. 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 vignette|Positionnement de la Terre dans une série de huit cartes, à chaque fois sur une plus grande échelle, de gauche à droite et de haut en bas: la Terre, le Système Solaire, le voisinage interstelaire, la Voie lactée, le groupe local galactique, le superamas de la Vierge, les superamas galactiques locaux, et l'univers visible