Cosmochronologie

@article{levitt1952the,
    author = "Levitt, I.M.",
    title = "The astronomical universe",
    year = "1952",
    journal = "Journal of the Franklin Institute",
    url = "https://doi.org/10.1016/0016-0032(52)90693-5",
    doi = "10.1016/0016-0032(52)90693-5",
    number = "6",
    openalex = "W2320479335",
    pages = "614",
    volume = "253"
}

@article{krogdahl1953the,
    author = "Krogdahl, Wasley S. et Riggs, Philip S.",
    title = "The Astronomical Universe",
    year = "1953",
    journal = "American Journal of Physics",
    url = "https://doi.org/10.1119/1.1933353",
    doi = "10.1119/1.1933353",
    number = "1",
    openalex = "W1997173335",
    pages = "69-69",
    volume = "21"
}

Des preuves photométriques, de comptage et spectrographiques sont présentées pour montrer que la plupart des objets bleus, étoilés et plus faibles que mpg = 16"' trouvés dans les relevés de couleur de champs à haute latitude sont extragalactiques et représentent une classe entièrement nouvelle d'objets. Les membres de la classe appelée ici galaxies quasi-stellaires (QSG) ressemblent aux sources radio quasi-stellaires (QSS) dans de nombreuses propriétés optiques, mais elles sont radio-silencieuses. Les QSG plus brillantes que `npg = 19"' sont 10 fois plus nombreuses par degré carré que les QSS plus brillantes que 9 unités de flux. La densité de surface des QSG est d'environ 4 objets par degré carré à `npg = 19"'. Les preuves sont développées en trois parties : (1) La photométrie photoélectrique montre qu'un changement fondamental se produit dans la distribution des couleurs des objets bleus à haute latitude à environ V = 14."'5. Plus brillants que cela, les objets se situent près de la ligne de classe de luminosité V du diagramme U - B, B - V. Plus faibles que cela, 80 pour cent des objets se trouvent dans la région particulière connue pour être occupée par les sources radio quasi-stellaires. (2) La courbe de comptage intégral observée, log N(m), pour les objets du catalogue Haro-Luyten subit un changement profond de pente entre `npg = 12"' et `npg = 15"', s'accentuant et atteignant une pente constante pour mpg plus faibles que 16"'. Cet intervalle de magnitude est le même que celui dans lequel la distribution des couleurs change, comme discuté ci-dessus. La pente plus faible que 16"' est d log N(m)/dm = 0.383. Il est montré que cette valeur est celle attendue de la théorie des comptages cosmologiques pour des objets uniformément distribués avec de grands décalages vers le rouge. (3) Les spectres de cinq des objets bleus faibles sont similaires aux spectres des sources radio quasi-stellaires. Des raies d'émission intenses et nettes d'interdits [0 iii], [0 ii] et [Ne iii], ainsi que des raies très larges (35 A de large) de H, H, H, Ho et [Ne v] sont présentes dans deux des cinq. Deux raies d'émission larges sont présentes dans une autre à X 3473 et X 4279, identifiées comme C lv (1550) et C iii (1909). Les deux autres objets ont des spectres sans caractéristiques avec seulement un continuum bleu visible. Les décalages vers le rouge (AX/ 0) pour les trois objets avec des raies sont 0.0877, 0.1307 et 1.2410. La position des objets dans le diagramme décalage-vers-le-rouge-magnitude-apparente montre que chacun des trois est superluminieux. La densité spatiale des galaxies quasi-stellaires est estimée à environ 5 X 10-00 QSG/cm3, ce qui doit être comparé à la densité spatiale des galaxies normales d'environ 1 X 10-70 galaxies/cm3. Le rapport, par unité de volume, de QSG à QSS est estimé à 500, ce qui donne une durée de vie de la phase QSG de 5 X 108 ans si la durée de vie de la source radio est de 108 ans. Les objets semblent être d'une importance majeure dans la résolution du problème cosmologique. Ils peuvent être trouvés à de grandes distances en raison de leur haute luminosité. Les QSG à B = 22"' sont estimés avoir un décalage vers le rouge moyen de Ax/x0 5 pour un univers modèle de qo = +1. À ces décalages vers le rouge, nous échantillonnons l'univers en profondeur jusqu'à 0,63 de la distance à l'horizon (pour qo = + 1), et nous regardons en arrière dans le temps plus de 0,9 du chemin vers l'"événement de création" dans un modèle évolutif. L'étude des courbes [m, z]- et log N(m) en utilisant les QSG devrait éventuellement fournir un test crucial de divers modèles cosmologiques. Mais encore plus important, l'étude comparative des galaxies quasi-stellaires et des sources radio quasi-stellaires intimement liées est susceptible de jeter de la lumière sur les processus évolutifs des événements violents qui caractérisent les deux classes.

@article{doi101086148245,
    author = "Sandage, Allan",
    title = "L'existence d'un nouveau constituant majeur de l'univers : les galaxies quasi-étoilées.",
    year = "1965",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = {Des preuves photométriques, de comptage et spectrographiques sont présentées pour montrer que la plupart des objets bleus, semblables à des étoiles, plus faibles que mpg = 16"' trouvés dans les relevés de couleur de champs à haute latitude sont extragalactiques et représentent une classe entièrement nouvelle d'objets. Les membres de la classe appelée ici galaxies quasi-étoilées (QSG) ressemblent aux sources radio quasi-étoilées (QSS) dans de nombreuses propriétés optiques, mais elles sont radio-silencieuses. Les QSG plus brillantes que `npg = 19"' sont 10 fois plus nombreuses par degré carré que les QSS plus brillantes que 9 unités de flux. La densité de surface des QSG est d'environ 4 objets par degré carré à `npg = 19"'. Les preuves sont développées en trois parties : (1) La photométrie photoélectrique montre qu'un changement fondamental se produit dans la distribution des couleurs des objets bleus à haute latitude à environ V = 14."'5. Plus brillants que cela, les objets se situent près de la ligne de classe de luminosité V du diagramme U - B, B - V. Plus faibles que cela, 80 % des objets se situent dans la région particulière connue pour être occupée par les sources radio quasi-étoilées. (2) La courbe de comptage intégral observée, log N(m), pour les objets du catalogue Haro-Luyten subit un changement profond de pente entre `npg = 12"' et `npg = 15"', s'accentuant et atteignant une pente constante pour mpg plus faibles que 16"'. Cet intervalle de magnitude est le même que celui dans lequel la distribution des couleurs change, comme discuté ci-dessus. La pente plus faible que 16"' est d log N(m)/dm = 0.383. Il est montré que cette valeur est celle attendue de la théorie des comptages cosmologiques pour des objets uniformément distribués avec de grands décalages vers le rouge. (3) Les spectres de cinq des objets bleus faibles sont similaires aux spectres des sources radio quasi-étoilées. Des raies d'émission intenses et nettes d'interdiction [0 iii], [0 ii] et [Ne iii], ainsi que des raies très larges (35 A de large) de H, H, H, Ho et [Ne v] sont présentes dans deux des cinq. Deux raies d'émission larges sont présentes dans une autre à X 3473 et X 4279, identifiées comme C lv (1550) et C iii (1909). Les deux autres objets ont des spectres sans caractéristiques, ne montrant qu'un continuum bleu. Les décalages vers le rouge (AX/ 0) pour les trois objets avec des raies sont 0.0877, 0.1307 et 1.2410. La position des objets dans le diagramme décalage-vers-le-rouge-magnitude-apparente montre que chacun des trois est superluminieux. La densité spatiale des galaxies quasi-étoilées est estimée à environ 5 X 10-00 QSG/cm3, ce qui doit être comparé à la densité spatiale des galaxies normales d'environ 1 X 10-70 galaxies/cm3. Le rapport, par unité de volume, de QSG à QSS est estimé à 500, ce qui donne une durée de vie de la phase QSG de 5 X 108 ans si la durée de vie de la source radio est de 108 ans. Les objets semblent être d'une importance majeure dans la résolution du problème cosmologique. Ils peuvent être trouvés à de grandes distances en raison de leur haute luminosité. Les QSG à B = 22"' sont estimés avoir un décalage vers le rouge moyen de Ax/x0 5 pour un univers modèle de qo = +1. À ces décalages vers le rouge, nous échantillonnons l'univers en profondeur jusqu'à 0,63 de la distance à l'horizon (pour qo = + 1), et regardons en arrière dans le temps plus de 0,9 du chemin vers l'"événement de création" dans un modèle évolutif. L'étude des courbes [m, z]- et log N(m) en utilisant les QSG devrait éventuellement fournir un test crucial de divers modèles cosmologiques. Mais encore plus important, l'étude comparative des galaxies quasi-étoilées et des sources radio quasi-étoilées intimement liées est susceptible de jeter de la lumière sur les processus évolutifs des événements violents qui caractérisent les deux classes.},
    url = "https://doi.org/10.1086/148245",
    doi = "10.1086/148245",
    openalex = "W1989052264"
}

@misc{freske1980evidence4,
    author = "Freske, S",
    title = "Preuves d'un grand âge de l'univers",
    year = "1980",
    howpublished = "Création/ Évolution, v. 1, p. 34-39",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Freske, S., 1980, Preuves d'un grand âge de l'univers: Création/ Évolution, v. 1, p. 34-39.}"
}

@misc{slusher1980age10,
    author = "Slusher, H. S",
    title = "Age of the cosmos",
    year = "1980",
    howpublished = "ICR Technical Monograph, v. 9; Institute for Creation Research, 76 pp",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Slusher, H. S., 1980, Age of the cosmos: ICR Technical Monograph, v. 9; Institute for Creation Research, 76 pp.}"
}

Le modèle standard de la cosmologie du grand big-bang chaud nécessite des conditions initiales qui sont problématiques de deux façons : (1) L'univers primitif est supposé être hautement homogène, malgré le fait que les régions séparées étaient causalement déconnectées (problème de l'horizon) ; et (2) la valeur initiale de la constante de Hubble doit être ajustée avec une précision extraordinaire pour produire un univers aussi plat (c'est-à-dire près de la densité critique de masse) que celui que nous voyons aujourd'hui (problème de la platitude). Ces problèmes disparaîtraient si, dans son histoire primitive, l'univers s'était surrefroidi à des températures 28 ordres de grandeur ou plus en dessous de la température critique pour une transition de phase. Un facteur d'expansion énorme résulterait alors d'une période de croissance exponentielle, et l'entropie de l'univers serait multipliée par un facteur énorme lorsque la chaleur latente serait libérée. Un tel scénario est complètement naturel dans le contexte des modèles de grande unification des interactions des particules élémentaires. Dans de tels modèles, le surrefroidissement est également pertinent pour le problème de la suppression des monopôles. Malheureusement, le scénario semble conduire à certaines conséquences inacceptables, donc des modifications doivent être recherchées.

@article{doi101103physrevd23347,
    author = "Guth, Alan H.",
    title = "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems",
    year = "1981",
    journal = "Physical review. D. Particles, fields, gravitation, and cosmology/Physical review. D. Particles and fields",
    abstract = "Le modèle standard de la cosmologie du grand big-bang chaud nécessite des conditions initiales qui sont problématiques de deux façons : (1) L'univers primitif est supposé être hautement homogène, malgré le fait que les régions séparées étaient causalement déconnectées (problème de l'horizon) ; et (2) la valeur initiale de la constante de Hubble doit être ajustée avec une précision extraordinaire pour produire un univers aussi plat (c'est-à-dire près de la densité critique de masse) que celui que nous voyons aujourd'hui (problème de la platitude). Ces problèmes disparaîtraient si, dans son histoire primitive, l'univers s'était surrefroidi à des températures 28 ordres de grandeur ou plus en dessous de la température critique pour une transition de phase. Un facteur d'expansion énorme résulterait alors d'une période de croissance exponentielle, et l'entropie de l'univers serait multipliée par un facteur énorme lorsque la chaleur latente serait libérée. Un tel scénario est complètement naturel dans le contexte des modèles de grande unification des interactions des particules élémentaires. Dans de tels modèles, le surrefroidissement est également pertinent pour le problème de la suppression des monopôles. Malheureusement, le scénario semble conduire à certaines conséquences inacceptables, donc des modifications doivent être recherchées.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.23.347",
    doi = "10.1103/physrevd.23.347",
    openalex = "W2134251287",
    references = "doi1010160003491675902110, doi1010160016003274900623, doi1010160550321374904866, doi1010880305447098029, doi101103physrevd152929, doi101103physrevd161762, doi101103physrevd71888, doi101103physrevd93320, doi101103physrevlett32438, doi101103revmodphys51591"
}

@misc{setterfield1981the6,
    author = "Setterfield, B",
    title = "La vitesse de la lumière et l'âge de l'univers",
    year = "1981",
    howpublished = "Ex Nihilo, v. 4, no. 1, p. 38-48",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Setterfield, B., 1981, La vitesse de la lumière et l'âge de l'univers : Ex Nihilo, v. 4, no. 1, p. 38-48.}"
}

@misc{vandenbergh1981size11,
    author = "Van den Bergh, S",
    title = "Taille et âge de l'univers",
    year = "1981",
    howpublished = "Science, v. 213, p. 825- 830",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Van den Bergh, S., 1981, Taille et âge de l'univers: Science, v. 213, p. 825- 830.}"
}

La détection d'un signal périodique caché dans le bruit est souvent un objectif dans l'analyse des données astronomiques. Cet article ne présente pas une nouvelle technique de détection, mais étudie plutôt la fiabilité et l'efficacité de la détection avec la technique la plus couramment utilisée, le périodogramme, dans le cas où les temps d'observation sont irrégulièrement espacés. Ce choix a été fait car, parmi les méthodes actuellement utilisées, elle semble avoir le comportement statistique le plus simple. Une modification de la définition classique du périodogramme est nécessaire afin de conserver le comportement statistique simple du cas à espacement régulier. Avec cette modification, l'analyse par périodogramme et l'ajustement par moindres carrés de sinusoïdes aux données sont exactement équivalents. Certaines difficultés liées à l'utilisation du périodogramme sont moins importantes qu'on ne le croit généralement dans le cas de la détection de signaux strictement périodiques. De plus, la méthode standard pour atténuer ces difficultés (l'apodisation) peut être utilisée aussi bien si l'échantillonnage est irrégulier. Une analyse de la signification statistique des détections de signaux est présentée, avec des exemples

@article{doi101086160554,
    author = "Scargle, J. D.",
    title = "Études sur l'analyse des séries temporelles astronomiques. II - Aspects statistiques de l'analyse spectrale de données irrégulièrement espacées",
    year = "1982",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "La détection d'un signal périodique caché dans le bruit est souvent un objectif dans l'analyse des données astronomiques. Cet article ne présente pas une nouvelle technique de détection, mais étudie plutôt la fiabilité et l'efficacité de la détection avec la technique la plus couramment utilisée, le périodogramme, dans le cas où les temps d'observation sont irrégulièrement espacés. Ce choix a été fait car, parmi les méthodes actuellement utilisées, elle semble avoir le comportement statistique le plus simple. Une modification de la définition classique du périodogramme est nécessaire afin de conserver le comportement statistique simple du cas à espacement régulier. Avec cette modification, l'analyse par périodogramme et l'ajustement par moindres carrés de sinusoïdes aux données sont exactement équivalents. Certaines difficultés liées à l'utilisation du périodogramme sont moins importantes qu'on ne le croit généralement dans le cas de la détection de signaux strictement périodiques. De plus, la méthode standard pour atténuer ces difficultés (l'apodisation) peut être utilisée aussi bien si l'échantillonnage est irrégulier. Une analyse de la signification statistique des détections de signaux est présentée, avec des exemples",
    url = "https://doi.org/10.1086/160554",
    doi = "10.1086/160554",
    openalex = "W1986316936"
}

@misc{setterfield1982the7,
    author = "Setterfield, B",
    title = "La vitesse de la lumière et l'âge de l'univers",
    year = "1982",
    howpublished = "Ex Nihilo, v. 1, no. 1 (Édition internationale), p. 53-93",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Setterfield, B., 1982, La vitesse de la lumière et l'âge de l'univers : Ex Nihilo, v. 1, no. 1 (Édition internationale), p. 53-93.}"
}

@misc{abell1983the1,
    author = "Abell, G. O",
    title = "The Ages of the Earth and the Universe, in Godfrey, L",
    year = "1983",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Abell, G. O., 1983, The Ages of the Earth and the Universe, in Godfrey, L.}"
}

L'état quantique d'un univers spatialement fermé peut être décrit par une fonction d'onde qui est une fonctionnelle des géométries des trois-variétés compactes et des valeurs des champs de matière sur ces variétés. La fonction d'onde obéit à l'équation différentielle fonctionnelle du second ordre de Wheeler-DeWitt. Nous proposons une fonction d'onde pour l'état « fondamental » ou état d'excitation minimale : l'amplitude d'état fondamental pour une géométrie à trois dimensions est donnée par une intégrale de chemin sur toutes les géométries à quatre dimensions compactes et définies positives qui ont la géométrie à trois dimensions comme bord. La exigence que l'hamiltonien soit hermitien définit alors les conditions aux limites pour l'équation de Wheeler-DeWitt et le spectre des états excités possibles. Pour illustrer le précédent, nous calculons les états fondamentaux et excités dans un modèle simple d'espace mini-superspace dans lequel le facteur d'échelle est le seul degré de liberté gravitationnel, un champ scalaire invariant conforme est le seul degré de liberté de matière et $\ensuremath{\Lambda}>0$. L'état fondamental correspond à l'espace de de Sitter dans la limite classique. Il existe des états excités qui représentent des univers qui s'expandent depuis un volume nul, atteignent une taille maximale, puis se recollapsent, mais qui ont une probabilité finie (bien que très petite) de traverser une barrière de potentiel vers un état de type de Sitter d'expansion continue. L'approche par intégrale de chemin nous permet de traiter des situations où la topologie de la trois-variété change. Nous estimons la probabilité que l'état fondamental dans notre modèle d'espace mini-superspace contienne plus d'un composant connexe de la surface spatiale.

@article{doi101103physrevd282960,
    author = "Hartle, James B. et Hawking, S. W.",
    title = "Fonction d'onde de l'Univers",
    year = "1983",
    journal = "Physical review. D. Particules, champs, gravitation et cosmologie/Physical review. D. Particules et champs",
    abstract = {L'état quantique d'un univers spatialement fermé peut être décrit par une fonction d'onde qui est une fonctionnelle des géométries des trois-variétés compactes et des valeurs des champs de matière sur ces variétés. La fonction d'onde obéit à l'équation différentielle fonctionnelle du second ordre de Wheeler-DeWitt. Nous proposons une fonction d'onde pour l'état « fondamental » ou état d'excitation minimale : l'amplitude d'état fondamental pour une géométrie à trois dimensions est donnée par une intégrale de chemin sur toutes les géométries à quatre dimensions compactes et définies positives qui ont la géométrie à trois dimensions comme bord. La exigence que l'hamiltonien soit hermitien définit alors les conditions aux limites pour l'équation de Wheeler-DeWitt et le spectre des états excités possibles. Pour illustrer le précédent, nous calculons les états fondamentaux et excités dans un modèle simple d'espace mini-superspace dans lequel le facteur d'échelle est le seul degré de liberté gravitationnel, un champ scalaire invariant conforme est le seul degré de liberté de matière et $\ensuremath{\Lambda}>0$. L'état fondamental correspond à l'espace de de Sitter dans la limite classique. Il existe des états excités qui représentent des univers qui s'expandent depuis un volume nul, atteignent une taille maximale, puis se recollapsent, mais qui ont une probabilité finie (bien que très petite) de traverser une barrière de potentiel vers un état de type de Sitter d'expansion continue. L'approche par intégrale de chemin nous permet de traiter des situations où la topologie de la trois-variété change. Nous estimons la probabilité que l'état fondamental dans notre modèle d'espace mini-superspace contienne plus d'un composant connexe de la surface spatiale.},
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.28.2960",
    doi = "10.1103/physrevd.28.2960",
    openalex = "W2147762346",
    references = "doi101007354012291524, doi101007bf01626516, doi1010160370269382908668, doi101016055032137890161x, doi101049sqj19660063, doi101103physrev1601113, doi101103physrevd152929, doi101103physrevd272848, doi101103physrevlett281082, doi101103revmodphys20367"
}

@misc{setterfield1983the8,
    author = "Setterfield, B",
    title = "La vitesse de la lumière et l'âge de l'univers",
    year = "1983",
    howpublished = "Ex Nihilo, v. 1, no. 3 (Édition internationale), p. 41-46",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Setterfield, B., 1983, La vitesse de la lumière et l'âge de l'univers : Ex Nihilo, v. 1, no. 3 (Édition internationale), p. 41-46.}"
}

@article{fackerell1984the2,
    author = "Fackerell, E",
    title = "The age of the astronomical universe",
    year = "1984",
    journal = "Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 87-94",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Fackerell, E., 1984, The age of the astronomical universe: Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 87-94.}"
}

@inproceedings{gentry1984radioactive5,
    author = "Gentry, R. V",
    title = "Halos radioactifs dans une perspective radiochronologique et cosmologique, in Awbery, F. T., et Thwaites, W. M., éd., Les évolutionnistes confrontent les créationnistes",
    year = "1984",
    booktitle = "San Francisco, Ca., American Association for the Advancement of Science, v. 1, Partie 3, p. 38-65 ; Proceedings of the 63rd Annual Meeting of the Pacific Division",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Gentry, R. V., 1984, Halos radioactifs dans une perspective radiochronologique et cosmologique, in Awbery, F. T., et Thwaites, W. M., éd., Les évolutionnistes confrontent les créationnistes : San Francisco, Ca., American Association for the Advancement of Science, v. 1, Partie 3, p. 38-65 ; Proceedings of the 63rd Annual Meeting of the Pacific Division.}"
}

@article{setterfield1984the9,
    author = "Setterfield, B",
    title = "The age of the astronomical universe--a reply",
    year = "1984",
    journal = "Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 95-104",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Setterfield, B., 1984, The age of the astronomical universe--a reply: Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 95-104.}"
}

Cet article passe en revue la théorie des modèles d'univers inflationnistes, en accordant une attention particulière à la question de l'origine et de la croissance des fluctuations de densité d'énergie dans ces nouvelles cosmologies. Les quatre premières sections constituent une introduction pédagogique à certaines des méthodes importantes de théorie quantique des champs utilisées dans les scénarios d'univers inflationnistes : calcul du potentiel effectif, théorie quantique des champs à température finie, analyse de la désintégration d'un état quantique métastable, et théorie des champs libres dans l'espace-temps courbe.

@article{doi101103revmodphys571,
    author = "Brandenberger, Robert",
    title = "Méthodes de théorie quantique des champs et modèles d'univers inflationniste",
    year = "1985",
    journal = "Reviews of Modern Physics",
    abstract = "Cet article passe en revue la théorie des modèles d'univers inflationnistes, en accordant une attention particulière à la question de l'origine et de la croissance des fluctuations de densité d'énergie dans ces nouvelles cosmologies. Les quatre premières sections constituent une introduction pédagogique à certaines des méthodes importantes de théorie quantique des champs utilisées dans les scénarios d'univers inflationnistes : calcul du potentiel effectif, théorie quantique des champs à température finie, analyse de la désintégration d'un état quantique métastable, et théorie des champs libres dans l'espace-temps courbe.",
    url = "https://doi.org/10.1103/revmodphys.57.1",
    doi = "10.1103/revmodphys.57.1",
    openalex = "W2002313202"
}

Le nombre observé de naines blanches dans un volume donné d'espace augmente de manière monotone avec la luminosité décroissante, comme prévu par les considérations sur le taux de refroidissement. Cependant, leur nombre chute brusquement à une luminosité de log (L/L_sun;) ≈ -4,5, en raison de l'âge fini de notre Galaxie. En comparant cette chute soudaine de la distribution de luminosité observée avec les meilleurs modèles théoriques d'évolution des naines blanches, les auteurs déduisent un âge pour le disque galactique de 9,3±2,0 Gyr. Pour obtenir l'âge de l'univers, il faut ajouter le temps écoulé entre le big bang et la première apparition d'étoiles dans le disque galactique. Les auteurs choisissent une valeur (et une erreur indiquée) qui peut inclure tous les modèles actuellement raisonnables décrivant cette ère primitive. Ils estiment l'âge de l'univers à 10,3±2,2 Gyr.

@article{doi101086184864,
    author = "Winget, D. E. et Hansen, C. et Liebert, James et van Horn, H. M. et Fontaine, G. et Nather, R. E. et Kepler, S. O. et Lamb, D. Q.",
    title = "Une méthode indépendante pour déterminer l'âge de l'univers",
    year = "1987",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Le nombre observé de naines blanches dans un volume donné d'espace augmente de manière monotone avec la luminosité décroissante, comme prévu par les considérations sur le taux de refroidissement. Cependant, leur nombre chute brusquement à une luminosité de log (L/L\_sun;) ≈ -4,5, en raison de l'âge fini de notre Galaxie. En comparant cette chute soudaine de la distribution de luminosité observée avec les meilleurs modèles théoriques d'évolution des naines blanches, les auteurs déduisent un âge pour le disque galactique de 9,3±2,0 Gyr. Pour obtenir l'âge de l'univers, il faut ajouter le temps écoulé entre le big bang et la première apparition d'étoiles dans le disque galactique. Les auteurs choisissent une valeur (et une erreur indiquée) qui peut inclure tous les modèles actuellement raisonnables décrivant cette ère primitive. Ils estiment l'âge de l'univers à 10,3±2,2 Gyr.",
    url = "https://doi.org/10.1086/184864",
    doi = "10.1086/184864",
    openalex = "W1998520428"
}

@article{gott1987astronomical,
    author = "Gott, J. R. et Rees, M. J.",
    title = "Contraintes astronomiques sur un univers dominé par des cordes",
    year = "1987",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    url = "https://doi.org/10.1093/mnras/227.2.453",
    doi = "10.1093/mnras/227.2.453",
    number = "2",
    openalex = "W2058127636",
    pages = "453-459",
    volume = "227"
}

@misc{ferris1988coming3,
    author = "Ferris, T",
    title = "Coming of Age in the Milky Way",
    year = "1988",
    howpublished = "New York, William Morrow",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Ferris, T., 1988, Coming of Age in the Milky Way: New York, William Morrow.}"
}

* Avant-propos des éditeurs * L'Univers observé * Métrique de Robertson-Walker * Cosmologie standard * Nucléosynthèse du Big-Bang * Thermodynamique dans l'Univers en expansion * Baryogenèse * Transitions de phase * Inflation * Formation des structures * Axions * Vers l'Ère de Planck * Finale

@book{openalexw3007754162,
    author = "Kolb, Edward W. et Turner, Michael S.",
    title = "The Early Universe",
    year = "1990",
    abstract = "* Avant-propos des éditeurs * L'Univers observé * Métrique de Robertson-Walker * Cosmologie standard * Nucléosynthèse du Big-Bang * Thermodynamique dans l'Univers en expansion * Baryogenèse * Transitions de phase * Inflation * Formation des structures * Axions * Vers l'Ère de Planck * Finale",
    openalex = "W3007754162"
}

Préface Partie I. L'Univers lisse : 1. Introduction à l'Univers 2. Le modèle de Friedmann 3. Histoire thermique de l'Univers Partie II. L'Univers granuleux : 4. Croissance des perturbations linéaires 5. Propriétés statistiques des fluctuations de densité 6. Le rayonnement du fond diffus cosmique 7. La théorie linéaire : champs de vitesse 8. L'évolution non linéaire 9. La théorie non linéaire : objets à haut décalage vers le rouge Partie III. Vers une image plus complète : 10. L'origine des perturbations initiales 11. Matière sombre 12. Épilogue Annexes Notes et références Index.

@book{openalexw1681076102,
    author = "Padmanabhan, Τ.",
    title = "Formation de structures dans l'univers",
    year = "1993",
    booktitle = "CERN Document Server (Organisation européenne pour la recherche nucléaire)",
    abstract = "Préface Partie I. L'Univers lisse : 1. Introduction à l'Univers 2. Le modèle de Friedmann 3. Histoire thermique de l'Univers Partie II. L'Univers granuleux : 4. Croissance des perturbations linéaires 5. Propriétés statistiques des fluctuations de densité 6. Le rayonnement du fond diffus cosmique 7. La théorie linéaire : champs de vitesse 8. L'évolution non linéaire 9. La théorie non linéaire : objets à haut décalage vers le rouge Partie III. Vers une image plus complète : 10. L'origine des perturbations initiales 11. Matière sombre 12. Épilogue Annexes Notes et références Index.",
    openalex = "W1681076102"
}

L'univers dominé par les cordes ressemble localement à un univers ouvert et correspond aux mesures dynamiques des spectres de puissance, des abondances de grappes, des distorsions de redshift, des contraintes de lentillage, des relations de luminosité et de distance angulaire, ainsi qu'aux observations du fond diffus cosmologique. Nous montrons des exemples de réseaux qui pourraient donner lieu à une domination récente par les cordes sans nécessiter de paramètres finement réglés. Nous discutons de la manière dont les futures observations peuvent distinguer ce modèle d'autres cosmologies. 1.

@article{doi101086311074,
    author = "Spergel, David N. et Pen, Ue‐Li",
    title = "Cosmologie dans un univers dominé par les cordes",
    year = "1997",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "L'univers dominé par les cordes ressemble localement à un univers ouvert et correspond aux mesures dynamiques des spectres de puissance, des abondances de grappes, des distorsions de redshift, des contraintes de lentillage, des relations de luminosité et de distance angulaire, ainsi qu'aux observations du fond diffus cosmologique. Nous montrons des exemples de réseaux qui pourraient donner lieu à une domination récente par les cordes sans nécessiter de paramètres finement réglés. Nous discutons de la manière dont les futures observations peuvent distinguer ce modèle d'autres cosmologies. 1.",
    url = "https://doi.org/10.1086/311074",
    doi = "10.1086/311074",
    openalex = "W2103991091",
    references = "doi1010160370157380900915, doi1010631881088, doi101086177793, doi101086304265, doi1010880305447098029, doi101103revmodphys51591, doi101201b16971, doi105860choice311499, gott1987astronomical, openalexw1800127362, openalexw3007754162"
}

Nous présentons des observations spectrales et photométriques de 10 supernovae de type Ia (SNe Ia) dans la plage de décalage vers le rouge 0,16 z 0,62. Les distances de luminosité de ces objets sont déterminées par des méthodes qui utilisent les relations entre la luminosité des SNe Ia et la forme de la courbe de lumière. Combinées aux données précédentes de notre équipe de recherche de supernovae à haut décalage vers le rouge et aux résultats récents de Riess et al., cet ensemble élargi de 16 supernovae à haut décalage vers le rouge permet d'estimer l'âge dynamique de l'univers à 14,2 ^1,7 Gyr, incluant les incertitudes systématiques dans l'échelle actuelle des distances Céphéides. Nous estimons l'effet probable de plusieurs sources d'erreur systématique, y compris l'évolution des ancêtres et de la métallicité, l'extinction, les biais de sélection d'échantillon, les perturbations locales du taux d'expansion, le lentillage gravitationnel et la contamination de l'échantillon. Actuellement, aucun de ces effets ne semble concilier les données avec et) " \ 0 q 0 0.

@article{doi101086300499,
    author = "Riess, Adam G. et Filippenko, A. V. et Challis, P. et Clocchiatti, A. et Diercks, Alan H. et Garnavich, P. et Gilliland, Ron et Hogan, Craig J. et Jha, Saurabh W. et Kirshner, R. et Leibundgut, B. et Phillips, M. M. et Reiss, David J. et Schmidt, B. et Schommer, R. A. et Smith, R. Chris et Spyromilio, J. et Stubbs, C. W. et Suntzeff, N. B. et Tonry, J.",
    title = "Preuves observationnelles issues de supernovae pour un univers accéléré et une constante cosmologique",
    year = "1998",
    journal = "The Astronomical Journal",
    abstract = {Nous présentons des observations spectrales et photométriques de 10 supernovae de type Ia (SNe Ia) dans la plage de décalage vers le rouge 0,16 z 0,62. Les distances de luminosité de ces objets sont déterminées par des méthodes qui utilisent les relations entre la luminosité des SNe Ia et la forme de la courbe de lumière. Combinées aux données précédentes de notre équipe de recherche de supernovae à haut décalage vers le rouge et aux résultats récents de Riess et al., cet ensemble élargi de 16 supernovae à haut décalage vers le rouge permet d'estimer l'âge dynamique de l'univers à 14,2 ^1,7 Gyr, incluant les incertitudes systématiques dans l'échelle actuelle des distances Céphéides. Nous estimons l'effet probable de plusieurs sources d'erreur systématique, y compris l'évolution des ancêtres et de la métallicité, l'extinction, les biais de sélection d'échantillon, les perturbations locales du taux d'expansion, le lentillage gravitationnel et la contamination de l'échantillon. Actuellement, aucun de ces effets ne semble concilier les données avec et) " \ 0 q 0 0.},
    url = "https://doi.org/10.1086/300499",
    doi = "10.1086/300499",
    openalex = "W2073832139"
}

À la lumière des progrès récents significatifs, tant observationnels que théoriques, nous passons en revue l'état des naines blanches en tant que cosmochronomètres. Ces objets représentent les produits finaux de l'évolution stellaire pour la vaste majorité des étoiles et, en tant que tels, peuvent être utilisés pour contraindre les âges de diverses populations d'étoiles évoluées dans la Galaxie. Par exemple, les naines blanches les plus anciennes du voisinage solaire (les vestiges de la toute première génération d'étoiles de masse intermédiaire dans le disque galactique) sont toujours visibles et peuvent être utilisées, conjointement avec la théorie du refroidissement, pour estimer l'âge du disque. Des observations plus récentes suggèrent la possibilité séduisante qu'une population de naines blanches très anciennes habite le halo galactique. Une telle population pourrait contribuer de manière significative à la matière « sombre » baryonique de la Voie lactée et pourrait être utilisée pour obtenir une estimation indépendante de l'âge du halo. De plus, la cosmochronologie des naines blanches est susceptible de jouer un rôle très important dans l'ère à venir des télescopes géants de 8 à 10 m, lorsque les populations de naines blanches faibles devraient être découvertes et étudiées de manière routinière dans les amas ouverts et globulaires.

@article{doi101086319535,
    author = "Fontaine, G. et Brassard, P. et Bergeron, P.",
    title = "Le potentiel de la cosmochronologie des naines blanches",
    year = "2001",
    journal = "Publications de la Société astronomique du Pacifique",
    abstract = {À la lumière des progrès récents significatifs, tant observationnels que théoriques, nous passons en revue l'état des naines blanches en tant que cosmochronomètres. Ces objets représentent les produits finaux de l'évolution stellaire pour la vaste majorité des étoiles et, en tant que tels, peuvent être utilisés pour contraindre les âges de diverses populations d'étoiles évoluées dans la Galaxie. Par exemple, les naines blanches les plus anciennes du voisinage solaire (les vestiges de la toute première génération d'étoiles de masse intermédiaire dans le disque galactique) sont toujours visibles et peuvent être utilisées, conjointement avec la théorie du refroidissement, pour estimer l'âge du disque. Des observations plus récentes suggèrent la possibilité séduisante qu'une population de naines blanches très anciennes habite le halo galactique. Une telle population pourrait contribuer de manière significative à la matière « sombre » baryonique de la Voie lactée et pourrait être utilisée pour obtenir une estimation indépendante de l'âge du halo. De plus, la cosmochronologie des naines blanches est susceptible de jouer un rôle très important dans l'ère à venir des télescopes géants de 8 à 10 m, lorsque les populations de naines blanches faibles devraient être découvertes et étudiées de manière routinière dans les amas ouverts et globulaires.},
    url = "https://doi.org/10.1086/319535",
    doi = "10.1086/319535",
    openalex = "W2175046768",
    references = "doi101086133661, doi101086146614, doi101086177381, doi101086184864, doi101086191659, doi101086192204, doi101086192264, doi101086320356, doi101146annurevaa13090175000441, doi1015159781400879175"
}

Résumé Nous présentons une étude complète des propriétés physiques d'environ 105 galaxies présentant une formation d'étoiles mesurable dans la Sloan Digital Sky Survey (SDSS). En comparant les informations physiques extraites des raies d'émission avec les propriétés de continuum, nous construisons une image de la nature des galaxies en formation d'étoiles à z < 0,2. Nous développons une méthode de correction d'ouverture en utilisant une imagerie résolue et montrons que notre méthode élimine essentiellement tous les biais d'ouverture dans les estimations du taux de formation d'étoiles (TFE), permettant une estimation précise des TFE totaux dans les galaxies. Nous déterminons la densité de TFE à 1,915+0,02−0,01 (aléatoire)+0,14−0,42 (systématique) h7010−2 M⊙ yr−1 Mpc−3 à z= 0,1 (pour une fonction de masse initiale de Kroupa) et nous étudions la distribution de la formation d'étoiles en fonction de divers paramètres physiques. La majorité de la formation d'étoiles dans l'Univers à faible décalage vers le rouge a lieu dans des galaxies de masse modérée (1010–1011 M⊙), généralement dans des galaxies en disque à haute brillance de surface. Environ 15 pour cent de toute la formation d'étoiles a lieu dans des galaxies qui montrent certains signes d'un noyau actif. Environ 20 pour cent se produit dans des galaxies en sursaut d'étoiles. En nous concentrant sur le TFE par unité de masse, nous montrons que le TFE moyen actuel par rapport au passé, le paramètre b de Scalo, est presque constant sur presque trois ordres de grandeur en masse, ne diminuant qu'à M* > 1010 M⊙. Le paramètre b moyenné sur le volume est 0,408+0,005−0,002 (aléatoire)+0,029−0,090 (systématique)h−170. Nous utilisons cette valeur pour contraindre l'histoire de la formation d'étoiles de l'Univers. Pour la cosmologie de concordance, l'Univers actuel forme des étoiles à au moins 1/3 de son taux moyen passé. Pour une histoire de formation d'étoiles cosmique en déclin exponentiel, cela correspond à une échelle de temps de 7+0,7−1,5 Gyr. En accord avec d'autres travaux, nous trouvons une corrélation entre b et le type morphologique, ainsi qu'une corrélation étroite entre la coupure à 4000 Å (D4000) et b. Nous discutons de la manière dont D4000 peut être utilisé pour estimer les paramètres b pour les galaxies à haut décalage vers le rouge.

@article{doi101111j13652966200407881x,
    author = "Brinchmann, J. et Charlot, S. et White, Simon D. M. et Tremonti, Christy et Kauffmann, Guinevere et Heckman, Timothy M. et Brinkmann, J.",
    title = "Les propriétés physiques des galaxies en formation d'étoiles dans l'Univers à faible décalage vers le rouge",
    year = "2004",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "Résumé Nous présentons une étude complète des propriétés physiques d'environ 105 galaxies présentant une formation d'étoiles mesurable dans la Sloan Digital Sky Survey (SDSS). En comparant les informations physiques extraites des raies d'émission avec les propriétés de continuum, nous construisons une image de la nature des galaxies en formation d'étoiles à z \< 0,2. Nous développons une méthode de correction d'ouverture en utilisant une imagerie résolue et montrons que notre méthode élimine essentiellement tous les biais d'ouverture dans les estimations du taux de formation d'étoiles (TFE), permettant une estimation précise des TFE totaux dans les galaxies. Nous déterminons la densité de TFE à 1,915+0,02−0,01 (aléatoire)+0,14−0,42 (systématique) h7010−2 M⊙ yr−1 Mpc−3 à z= 0,1 (pour une fonction de masse initiale de Kroupa) et nous étudions la distribution de la formation d'étoiles en fonction de divers paramètres physiques. La majorité de la formation d'étoiles dans l'Univers à faible décalage vers le rouge a lieu dans des galaxies de masse modérée (1010–1011 M⊙), généralement dans des galaxies en disque à haute brillance de surface. Environ 15 pour cent de toute la formation d'étoiles a lieu dans des galaxies qui montrent certains signes d'un noyau actif. Environ 20 pour cent se produit dans des galaxies en sursaut d'étoiles. En nous concentrant sur le TFE par unité de masse, nous montrons que le TFE moyen actuel par rapport au passé, le paramètre b de Scalo, est presque constant sur presque trois ordres de grandeur en masse, ne diminuant qu'à M* \> 1010 M⊙. Le paramètre b moyenné sur le volume est 0,408+0,005−0,002 (aléatoire)+0,029−0,090 (systématique)h−170. Nous utilisons cette valeur pour contraindre l'histoire de la formation d'étoiles de l'Univers. Pour la cosmologie de concordance, l'Univers actuel forme des étoiles à au moins 1/3 de son taux moyen passé. Pour une histoire de formation d'étoiles cosmique en déclin exponentiel, cela correspond à une échelle de temps de 7+0,7−1,5 Gyr. En accord avec d'autres travaux, nous trouvons une corrélation entre b et le type morphologique, ainsi qu'une corrélation étroite entre la coupure à 4000 Å (D4000) et b. Nous discutons de la manière dont D4000 peut être utilisé pour estimer les paramètres b pour les galaxies à haut décalage vers le rouge.",
    url = "https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x",
    doi = "10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x",
    openalex = "W2166365370",
    references = "doi101086145971, doi1023071269179, doi1023073556160"
}

Il y a dix ans, la découverte que l'expansion de l'univers s'accélère a permis de mettre en place le dernier maillon majeur du modèle cosmologique actuel, dans lequel l'univers est composé de 4 % de baryons, 20 % de matière noire et 76 % d'énergie sombre. En même temps, elle a posé l'un des mystères les plus profonds de toute la science, avec des liens profonds à la fois avec l'astrophysique et la physique des particules. L'accélération cosmique pourrait provenir de la gravité répulsive de l'énergie sombre — par exemple, l'énergie quantique du vide — ou elle pourrait signaler que la relativité générale (RG) cesse de fonctionner à l'échelle cosmologique et doit être remplacée. Nous passons en revue les preuves observationnelles actuelles de l'accélération cosmique et ce qu'elles ont révélé sur l'énergie sombre, discutons des diverses idées théoriques qui ont été proposées pour expliquer l'accélération, et décrivons les sondages observationnels clés qui jetteront de la lumière sur cet énigme dans les années à venir.

@article{doi101146annurevastro46060407145243,
    author = "Frieman, J. et Turner, Michael S. et Huterer, Dragan",
    title = "Dark Energy and the Accelerating Universe",
    year = "2008",
    journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Il y a dix ans, la découverte que l'expansion de l'univers s'accélère a permis de mettre en place le dernier maillon majeur du modèle cosmologique actuel, dans lequel l'univers est composé de 4\% de baryons, 20\% de matière noire et 76\% d'énergie sombre. En même temps, elle a posé l'un des mystères les plus profonds de toute la science, avec des liens profonds à la fois avec l'astrophysique et la physique des particules. L'accélération cosmique pourrait provenir de la gravité répulsive de l'énergie sombre — par exemple, l'énergie quantique du vide — ou elle pourrait signaler que la relativité générale (RG) cesse de fonctionner à l'échelle cosmologique et doit être remplacée. Nous passons en revue les preuves observationnelles actuelles de l'accélération cosmique et ce qu'elles ont révélé sur l'énergie sombre, discutons des diverses idées théoriques qui ont été proposées pour expliquer l'accélération, et décrivons les sondages observationnels clés qui jetteront de la lumière sur cet énigme dans les années à venir.",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev.astro.46.060407.145243",
    doi = "10.1146/annurev.astro.46.060407.145243",
    openalex = "W2102197207",
    references = "doi101073pnas153168, doi10108811266708200006006, doi101093mnras1085372, doi101103physrevd68023509, doi101103physrevlett592607, doi105860choice311499, openalexw3098371892"
}

@incollection{crossref2009radioactive,
    title = "Cosmochronologie radioactive",
    year = "2009",
    booktitle = "Néosynthèse et évolution chimique des galaxies",
    url = "https://doi.org/10.1017/cbo9780511812170.012",
    doi = "10.1017/cbo9780511812170.012",
    openalex = "W1014328234",
    pages = "327-344"
}

@article{crossref2009the,
    title = "Les oiseaux et les dinosaures",
    year = "2009",
    journal = "Science",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.324\_565d",
    doi = "10.1126/science.324\_565d",
    number = "5927",
    pages = "565-565",
    volume = "324"
}

Les spectrographes astronomiques analysent la lumière émise par le Soleil, les étoiles, les galaxies et d'autres objets de l'Univers, et sont utilisés en astronomie depuis le début du XIXe siècle. Ce livre offre un compte rendu complet des spectrographes sous un angle historique, de leur théorie et de leur développement au cours des deux derniers siècles jusqu'aux récentes avancées du début du XXIe siècle. L'auteur combine les principes théoriques sous-jacents à la conception des spectrographes astronomiques avec leur évolution historique. Tous les types de spectrographes sont examinés, avec des éléments dispersifs à prisme, réseau ou grism. Sont inclus les spectrographes Cassegrain, coudé, foyer principal, échelle, alimentés par fibre, ultraviolets, nébuleux, à prisme objectif, multi-objets, ainsi que ceux qui sont terrestres, sur des fusées et des ballons ou dans l'espace. Le livre contient plusieurs tableaux listant les instruments les plus significatifs, environ 900 références et plus de 150 images, en faisant une référence indispensable pour les astronomes professionnels, les étudiants de niveau master, les astronomes amateurs avancés et les historiens des sciences.

@book{doi101017cbo9780511735288,
    author = "Hearnshaw, J. B.",
    title = "Astronomical Spectrographs and their History",
    year = "2009",
    booktitle = "Cambridge University Press eBooks",
    abstract = "Les spectrographes astronomiques analysent la lumière émise par le Soleil, les étoiles, les galaxies et d'autres objets de l'Univers, et sont utilisés en astronomie depuis le début du XIXe siècle. Ce livre offre un compte rendu complet des spectrographes sous un angle historique, de leur théorie et de leur développement au cours des deux derniers siècles jusqu'aux récentes avancées du début du XXIe siècle. L'auteur combine les principes théoriques sous-jacents à la conception des spectrographes astronomiques avec leur évolution historique. Tous les types de spectrographes sont examinés, avec des éléments dispersifs à prisme, réseau ou grism. Sont inclus les spectrographes Cassegrain, coudé, foyer principal, échelle, alimentés par fibre, ultraviolets, nébuleux, à prisme objectif, multi-objets, ainsi que ceux qui sont terrestres, sur des fusées et des ballons ou dans l'espace. Le livre contient plusieurs tableaux listant les instruments les plus significatifs, environ 900 références et plus de 150 images, en faisant une référence indispensable pour les astronomes professionnels, les étudiants de niveau master, les astronomes amateurs avancés et les historiens des sciences.",
    url = "https://doi.org/10.1017/cbo9780511735288",
    doi = "10.1017/cbo9780511735288",
    openalex = "W1665688180"
}

Pourquoi enregistrer des spectres d'objets astronomiques ? La nature des spectres Hydrogène atomique Atomes complexes Hélium Spectres Atomes alcalins Spectres de nébuleuses Spectres X Structure moléculaire Spectres moléculaires

@article{doi105860choice491435,
    title = "Spectroscopie astronomique : une introduction à la physique atomique et moléculaire des spectres astronomiques",
    year = "2011",
    journal = "Choice Reviews Online",
    abstract = "Pourquoi enregistrer des spectres d'objets astronomiques ? La nature des spectres Hydrogène atomique Atomes complexes Hélium Spectres Atomes alcalins Spectres de nébuleuses Spectres X Structure moléculaire Spectres moléculaires",
    url = "https://doi.org/10.5860/choice.49-1435",
    doi = "10.5860/choice.49-1435",
    openalex = "W1635040702"
}

Le refroidissement continu d'une naine blanche est ponctué d'événements qui affectent son taux de refroidissement. L'événement le plus significatif est la cristallisation de son noyau, une transition de phase qui se produit une fois que l'intérieur C/O a refroidi en dessous d'une température critique. Cette transition libère de la chaleur latente, ainsi que de l'énergie gravitationnelle due à la redistribution des ions C et O lors de la solidification, ralentissant ainsi l'évolution de la naine blanche. La signature observationnelle sans équivoque de la cristallisation du noyau – un amoncellement d'objets dans la séquence de refroidissement – a été récemment rapportée. Cependant, les modèles d'évolution existants peinent à reproduire quantitativement cette signature, ce qui remet en question leur précision lorsqu'ils sont utilisés pour mesurer les âges des populations stellaires. Le moment et la quantité d'énergie libérée lors de la cristallisation dépendent de la forme exacte du diagramme de phase C/O. En utilisant la méthode d'intégration Gibbs–Duhem avancée et des simulations Monte Carlo de pointe des phases solide et liquide, nous avons obtenu une version très précise de ce diagramme de phase qui permet un modélisation précise de la transition de phase. Malgré cette amélioration, l'amplitude de l'amoncellement de cristallisation reste sous-estimée par les modèles d'évolution actuels. Nous concluons que la libération de chaleur latente et la sédimentation de l'oxygène seules ne suffisent pas à expliquer les observations, et que d'autres mécanismes physiques non pris en compte, possiblement la séparation de phase du 22 Ne, jouent un rôle important.

@article{blouin2020toward,
    author = "Blouin, Simon et Daligault, Jérôme et Saumon, Didier et Bédard, Antoine et Brassard, Pierre",
    title = "Vers une cosmochronologie de précision",
    year = "2020",
    journal = "Astronomy \& Astrophysics",
    abstract = "Le refroidissement continu d'une naine blanche est ponctué d'événements qui affectent son taux de refroidissement. L'événement le plus significatif est la cristallisation de son noyau, une transition de phase qui se produit une fois que l'intérieur C/O a refroidi en dessous d'une température critique. Cette transition libère de la chaleur latente, ainsi que de l'énergie gravitationnelle due à la redistribution des ions C et O lors de la solidification, ralentissant ainsi l'évolution de la naine blanche. La signature observationnelle sans équivoque de la cristallisation du noyau – un amoncellement d'objets dans la séquence de refroidissement – a été récemment rapportée. Cependant, les modèles d'évolution existants peinent à reproduire quantitativement cette signature, ce qui remet en question leur précision lorsqu'ils sont utilisés pour mesurer les âges des populations stellaires. Le moment et la quantité d'énergie libérée lors de la cristallisation dépendent de la forme exacte du diagramme de phase C/O. En utilisant la méthode d'intégration Gibbs–Duhem avancée et des simulations Monte Carlo de pointe des phases solide et liquide, nous avons obtenu une version très précise de ce diagramme de phase qui permet un modélisation précise de la transition de phase. Malgré cette amélioration, l'amplitude de l'amoncellement de cristallisation reste sous-estimée par les modèles d'évolution actuels. Nous concluons que la libération de chaleur latente et la sédimentation de l'oxygène seules ne suffisent pas à expliquer les observations, et que d'autres mécanismes physiques non pris en compte, possiblement la séparation de phase du 22 Ne, jouent un rôle important.",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361/202038879",
    doi = "10.1051/0004-6361/202038879",
    openalex = "W4288080073",
    pages = "L11",
    volume = "640",
    references = "doi101007s0015901000331, doi101046j13658711200003426x, doi1010631465023, doi101086133661, doi101086145971, doi101086184864, doi101086319535, doi101086516819, doi1010880004637x7302128, doi101093mnrassty3016"
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Résumé La cosmologie moderne présente des défis importants tels que la tension de Hubble, la collision d'El Gordo, ou les galaxies impossibles (z > 10). De légères modifications du modèle standard proposent de nouveaux paramètres (par exemple, l'énergie sombre précoce et dynamique). D'un autre côté, des alternatives telles que les univers à vitesse constante (par exemple, le modèle hyperconique et l'univers spatialement plat R h = ct) sont statistiquement compatibles avec la plupart des tests observationnels, mais présentent toujours des problèmes théoriques pour correspondre aux contenus de matière observés, car ils prédisent une « masse gravitationnelle active nulle ». Pour résoudre ces problèmes ouverts, nous suggérons que la relativité générale pourrait ne pas être valide aux échelles cosmiques, mais qu'elle serait valide aux échelles locales. Cette proposition est abordée à partir de deux caractéristiques principales du modèle hyperconique d'incrustation : (1) la métrique de fond serait indépendante du contenu de matière, et (2) l'accélération cosmique observée serait fictive et due à une projection stéréographique déformée de coordonnées qui produit une inhomogénéité radiale apparente à partir de variétés homogènes. Enfin, pour soutenir la discussion, les tests observationnels standards ont été mis à jour ici, montrant que le modèle hyperconique s'ajuste adéquatement aux supernovae de type Ia, aux quasars, aux amas de galaxies, aux oscillations acoustiques des baryons et aux ensembles de données des chronomètres cosmiques.

@article{doi10384715384357ad3df7,
    author = "Monjo, Robert",
    title = "What if the Universe Expands Linearly? A Local General Relativity to Solve the “Zero Active Mass” Problem",
    year = "2024",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Résumé La cosmologie moderne présente des défis importants tels que la tension de Hubble, la collision d'El Gordo, ou les galaxies impossibles (z > 10). De légères modifications du modèle standard proposent de nouveaux paramètres (par exemple, l'énergie sombre précoce et dynamique). D'un autre côté, des alternatives telles que les univers à vitesse constante (par exemple, le modèle hyperconique et l'univers spatialement plat R h = ct) sont statistiquement compatibles avec la plupart des tests observationnels, mais présentent toujours des problèmes théoriques pour correspondre aux contenus de matière observés, car ils prédisent une « masse gravitationnelle active nulle ». Pour résoudre ces problèmes ouverts, nous suggérons que la relativité générale pourrait ne pas être valide aux échelles cosmiques, mais qu'elle serait valide aux échelles locales. Cette proposition est abordée à partir de deux caractéristiques principales du modèle hyperconique d'incrustation : (1) la métrique de fond serait indépendante du contenu de matière, et (2) l'accélération cosmique observée serait fictive et due à une projection stéréographique déformée de coordonnées qui produit une inhomogénéité radiale apparente à partir de variétés homogènes. Enfin, pour soutenir la discussion, les tests observationnels standards ont été mis à jour ici, montrant que le modèle hyperconique s'ajuste adéquatement aux supernovae de type Ia, aux quasars, aux amas de galaxies, aux oscillations acoustiques des baryons et aux ensembles de données des chronomètres cosmiques.",
    url = "https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad3df7",
    doi = "10.3847/1538-4357/ad3df7",
    openalex = "W4397023665",
    references = "doi10108802649381145016"
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