Si on connaît sa taille absolue , il suffit de déterminer sa taille apparente pour connaître sa distance . Dans un espace-temps plat , la trajectoire des rayons lumineux dans l'espace n'est pas affectée , et il existe donc une relation simple entre la variation de la taille apparente d'un objet et sa distance . Elle varie en fonction inverse de la distance . Il se trouve que dans les modèles cosmologiques issus de la , la loi de variation de la taille apparente d'un objet en fonction de son décalage spectral vers le rouge est sensible à la courbure de l'espace . Si l'on dispose d'un étalon de longueur fixe associé à un phénomène astrophysique et qu'on mesure son diamètre apparent ainsi que son décalage spectral , on peut donc mesurer la courbure spatiale de l'univers observable . Et donc , potentiellement , savoir s'il est clos ou ouvert . Comme les modèles cosmologiques étudiés sont dépendants de leur contenu en matière et énergie noires , on peut aussi avoir des renseignements sur le contenu de l'univers observable de cette manière . Il existe un étalon de longueur qui se prête bien à ce calcul : celui associé aux ( BAO , pour baryon acoustic oscillations en anglais ) dans l'univers primitif avant la recombinaison , c'est-à-dire avant l'émission du environ 380 . 000 ans après la « naissance » de l'univers observable . Avant cette recombinaison qui va donner lieu à la formation des atomes neutres , l'univers est un plasma chaud de protons , d'électrons , de photons et de neutrinos entourant des zones plus denses contenant de la matière noire . Ces zones attirent gravitationnellement les baryons , mais le couplage entre la matière normale et la lumière produit une pression qui s'oppose à l'effondrement des baryons . Le plasma de matière normale se contente donc d'osciller avec des ondes sphériques de densité autour des zones de surdensité de matière noire . La matière normale va donc avoir tendance à se concentrer sur des coquilles sphériques .