distance de diamètre angulaire — anatomie de la formuleLa distance de diamètre angulaire est une mesure de distance cosmologique qui relie la taille physique d'un objet à sa taille angulaire telle qu'elle est perçue par un observateur. Elle est définie par D_A = d / θ, où d est la taille transverse propre de l'objet et θ est l'angle qu'il sous-tend dans le ciel. Dans un univers en expansion, cette distance n'est pas simplement le temps de parcours de la lumière ou la distance comobile ; elle dépend de la courbure de l'espace et de l'histoire de l'expansion.
Le concept a été introduit dans le cadre de la cosmologie relativiste dans les années 1930, avec des contributions clés de H.P. Robertson et d'autres. Le terme « distance de diamètre angulaire » est devenu standard dans les années 1960 grâce aux travaux de Weinberg et d'autres.
Dans un univers plat et statique, la distance de diamètre angulaire serait égale à la distance physique. Mais dans un univers en expansion, la relation est plus subtile. La lumière d'un objet distant a été émise lorsque l'univers était plus petit, de sorte que l'objet apparaît plus grand (sous-tend un angle plus grand) que dans un univers statique. Inversement, à très grands décalages vers le rouge, la distance de diamètre angulaire peut en réalité diminuer avec le décalage, ce qui signifie que les objets au-delà d'une certaine distance apparaissent plus grands, et non plus petits. Cela est dû au fait que l'univers était beaucoup plus petit lorsque la lumière a été émise, et que l'expansion ultérieure a étiré le trajet de la lumière.
La distance de diamètre angulaire est utilisée en cosmologie pour mesurer la taille des structures du fond diffus cosmologique (les pics acoustiques) et pour calibrer des règles standard comme les oscillations acoustiques des baryons, contribuant ainsi à contraindre la constante de Hubble et l'énergie noire.
Pour un univers plat avec une constante cosmologique, la distance de diamètre angulaire atteint un maximum à un décalage vers le rouge d'environ 1,6, de sorte que les galaxies au-delà de ce décalage apparaissent plus grandes dans le ciel à mesure qu'elles s'éloignent.
| d_{ls} | variable | angular diameter distance between lens and source — distance de diamètre angulaire metre |
| d_s | variable | angular diameter distance from observer to source — distance de diamètre angulaire metre |
| d_l | variable | angular diameter distance from observer to lens — distance de diamètre angulaire metre |
| \Omega_K | variable | curvature density parameter — curvature density parameter |
| D_{\Delta t} | variable | Time delay distance — time delay distance metre |
| z_l | variable | Redshift of the lens — décalage vers le rouge |
| D_l | variable | Angular diameter distance to the lens — distance de diamètre angulaire metre |
| D_s | variable | Angular diameter distance to the source — distance de diamètre angulaire metre |
| D_{ls} | variable | Angular diameter distance between lens and source — distance de diamètre angulaire metre |
| β | variable | ratio of angular diameter distances — distance ratio |
| D_ds | variable | angular diameter distance from lens to source — distance de diamètre angulaire metre |
| D_s' | variable | angular diameter distance from observer to source in a reference cosmology — distance de diamètre angulaire metre |
| D_ds' | variable | angular diameter distance from lens to source in a reference cosmology — distance de diamètre angulaire metre |
| D_s | variable | angular diameter distance from observer to source — distance de diamètre angulaire metre |
