Equation of state (cosmology)In cosmology, the equation of state of a perfect fluid is characterized by a dimensionless number , equal to the ratio of its pressure to its energy density : It is closely related to the thermodynamic equation of state and ideal gas law. The perfect gas equation of state may be written as where is the mass density, is the particular gas constant, is the temperature and is a characteristic thermal speed of the molecules. Thus where is the speed of light, and for a "cold" gas.
Supernova neutrinosSupernova neutrinos are weakly interactive elementary particles produced during a core-collapse supernova explosion. A massive star collapses at the end of its life, emitting on the order of 1058 neutrinos and antineutrinos in all lepton flavors. The luminosity of different neutrino and antineutrino species are roughly the same. They carry away about 99% of the gravitational energy of the dying star as a burst lasting tens of seconds. The typical supernova neutrino energies are 10MeV.
Observatoire de neutrinosthumb|Intérieur de , un détecteur de neutrinos lancé en 2002. Un observatoire de neutrinos est un dispositif permettant de détecter les neutrinos. En raison de la très faible interaction des neutrinos avec la matière, ces dispositifs doivent être très étendus pour en détecter un nombre significatif. De tels observatoires sont souvent construits sous terre, pour isoler le détecteur des rayons cosmiques et autres rayonnements d'arrière-plan. De nombreuses méthodes de détection ont été inventées.
Mesure des distances en cosmologieEn cosmologie physique, la mesure des distances cosmologiques consiste à fournir la valeur d'une - ou un équivalent - entre deux objets ou évènements de l'Univers. On utilise souvent les mesures pour lier des quantités observables telles que la luminosité d'un quasar éloigné, le décalage vers le rouge d'une galaxie ou encore la dimension angulaire des pics acoustiques du spectre du fond diffus cosmologique, à une autre quantité qui n'est pas directement observable, mais est plus facile à calculer telles que les coordonnées comobiles des quasars, des galaxies, etc.
Équilibre thermiquevignette|250px|Développement d'un équilibre thermique au cours du temps dans un système isolé composé de deux compartiments initialement à températures différentes et échangeant de la chaleur. En physique, et particulièrement en thermodynamique, léquilibre thermique entre deux corps de températures différentes mis en contact est l'état atteint lorsque ces températures deviennent égales, l'échange d'énergie thermique (chaleur) entre ces deux corps étant alors nul.
Équilibre thermodynamiquevignette|200px|Exemple d'équilibre thermodynamique de deux systèmes, en l'occurrence deux phases : l'équilibre liquide-vapeur du brome. En thermodynamique, un équilibre thermodynamique correspond à l'état d'un système ne subissant aucune évolution à l'échelle macroscopique. Les grandeurs intensives caractérisant ce système (notamment la pression, la température et les potentiels chimiques) sont alors homogènes dans l'espace et constantes dans le temps.
Cosmologie quantiqueLa cosmologie quantique est une branche spéculative de la cosmologie qui vise à décrire les premiers instants de l'Univers en le considérant comme un objet quantique, c'est-à-dire décrit par les lois de la mécanique quantique et de la théorie quantique des champs. Cette discipline peut être vue comme une branche de la gravité quantique, quoique la connaissance d'une théorie quantique de la gravitation ne soit pas indispensable pour certains résultats de la cosmologie quantique.
Diffusion des ondesLa diffusion est le phénomène par lequel un rayonnement, comme la lumière, le son ou un faisceau de particules, est dévié dans diverses directions par une interaction avec d'autres objets. La diffusion peut être isotrope, c'est-à-dire répartie uniformément dans toutes les directions, ou anisotrope. En particulier, la fraction de l'onde incidente qui est retournée dans la direction d'où elle provient est appelée rétrodiffusion (backscatter en anglais). La diffusion peut s'effectuer avec ou sans variation de fréquence.
Relevé du décalage vers le rougedroite|vignette|300x300px|Le rendu des données du relevé 2dFGRS En astronomie, un relevé du décalage vers le rouge (en anglais redshift survey) est un relevé astronomique d'une section du ciel pour mesurer le décalage vers le rouge (redshift) des objets célestes. Il s'agit habituellement de galaxies, mais parfois aussi d'autres objets tels que les amas de galaxies ou les quasars. À l'aide de la loi de Hubble, le décalage vers le rouge peut être utilisé pour estimer la distance entre un objet et la Terre.
Wilkinson Microwave Anisotropy ProbeWilkinson Microwave Anisotropy Probe ou WMAP est un observatoire spatial américain de la NASA lancé en pour dresser une carte de l'anisotropie du fond diffus cosmologique. Par rapport à l'observatoire spatial COBE qui l'a précédé dans les années 1980, la mission a permis d'améliorer d'un facteur la précision des valeurs des principaux paramètres cosmologiques comme l'âge de l'Univers (13,77 milliards d'années) et la proportion de ses composants : matière baryonique (4,6 %), matière noire (24 %) et énergie sombre (71 %).
Recessional velocityRecessional velocity is the rate at which an extragalactic astronomical object recedes (becomes more distant) from an observer as a result of the expansion of the universe. It can be measured by observing the wavelength shifts of spectral lines emitted by the object, known as the object's cosmological redshift. Hubble's law is the relationship between a galaxy's distance and its recessional velocity, which is approximately linear for galaxies at distances of up to a few hundred megaparsecs.
Découplage des neutrinosEn cosmologie, le découplage des neutrinos correspond à l'époque de l'histoire de l'univers primordial où les neutrinos et leurs antiparticules, les antineutrinos, cessent d'interagir notablement avec les autres formes de matière dans l'univers (notamment électrons, positrons et photons), avec lesquels ils étaient jusqu'alors en équilibre thermique. Cette époque correspond au moment du Big Bang où la température est descendue en dessous de 10 milliards de degrés, soit une énergie typique de 1 MeV par particule.
