Lacosmologie cherche à appréhender l'Univers d'un point de vue scientifique, comme l'ensemble de lamatière et de l'énergie distribuées dans l'espace-temps. Pour sa part, lacosmogonie vise à établir une théorie de la création de l'Univers sur des basesphilosophiques oureligieuses. La différence entre ces deux définitions n'empêche pas nombre de physiciens d'avoir une conception finaliste de l'Univers (voir à ce sujet leprincipe anthropique).
Si l'on veut faire correspondre le mouvement desgalaxies avec les lois physiques telles qu'on les conçoit actuellement, on peut considérer que l'on n'accède par l'expérience qu'à une faible partie de la matière de l'Univers[1], le reste se composant dematière noire. Par ailleurs, pour expliquer l'accélération de l'expansion de l'Univers, il faut également introduire le concept d'énergie sombre. Plusieurs modèles alternatifs ont été proposés pour faire correspondre les équations et nos observations en prenant d'autres approches.
« Un missionnaire du Moyen Âge raconte qu'il avait trouvé le point où le ciel et la Terre se touchent. »,gravure sur bois de Flammarion, publiée dansL'atmosphère : météorologie populaire (1888). Colorisation : Heikenwaelder Hugo, Vienne (1998).
Lessciences grecques sont à l'origine des premiers écrits décrivant la composition dumonde et sont les premières à formuler des explications :
les pythagoriciens pensent que leSoleil (le feu) est au centre de l'Univers et que la Terre, qui n'est qu'uneplanète comme les autres, se meut autour de lui.Aristote, dans le traitéDu ciel (II, XIII, 293 a 18), confirme l'hypothèse de mouvements planétaires circulaires et parfaitement ordonnés[2] ;
Ératosthène tente de réaliser des calculs précis, notamment la mesure de la circonférence d'unméridien terrestre ;
Aristarque de Samos est le premier à envisager un modèle desystème planétairehéliocentré. Cette découverte n'est alors pas suivie[3], bien qu'elle puisse s’admettre d’un point de vue purement mathématique, parce qu’« elle s’[oppose] à la physique ancienne et [implique] aussi nécessairement un éloignement inimaginable desétoiles fixes par rapport à la Terre (puisque leurs positions relatives [restent] inchangées tout au long de sarévolution annuelle)[4] ». Aristarque calcule aussi la distance Terre-Lune pour laquelle il trouve une valeur discutée, mais qui se situe en tout état de cause dans un ordre de grandeur acceptable[5], ainsi qu'une distance Terre-Soleil[6] ;
Le philosophe et poète romainLucrèce, au premier siècle av. J.-C, affirme dans leDe rerum natura que« l’univers existant n’est [...] limité dans aucune de ses dimensions », qu’il n’a« ni limite, ni mesure » et qu’importe« en quelle région de l’univers on se place [...] puisqu’on laisse le tout immense s’étendre également dans tous les sens »[9].
Ces connaissances du monde grec perdurent et influencent les sciencesarabes après l'effondrement de l'Empire romain d'Occident. Elles restent présentes en Orient (particulièrement, avec des hauts et des bas, à Byzance[10]), même siCosmas d'Alexandrie tente, sans succès, de restaurer le modèle d'un monde plat.
Copernic redécouvre l'héliocentrisme. Toutefois, il reste attaché aux sphères transparentes du modèle d'Aristote (pourtant délaissé par Ptolémée) censées soutenir lesplanètes et leur imprimer leur mouvement ; il présente son système comme un simple artifice destiné à simplifier les calculs ;
Le dominicainGiordano Bruno défend la réalité du modèle héliocentrique et l'étend à toutes lesétoiles, ouvrant la dimension de l'Univers physique à l'infini. Il sera brûlé aubûcher en tant qu'hérétique non pour des raisons scientifiques, mais religieuses ;
Kepler,Galilée etNewton posent les bases fondamentales de lamécanique à partir dumouvement des planètes, grâce à leurs études respectivement du mouvementelliptique des planètes autour duSoleil, l'affinement des observationsastronomiques par la définition du mouvement uniformément accéléré, et la formalisation mathématique de la force degravité. L'Univers, toutefois, reste confiné dans leSystème solaire.
Des modèles physiques tels que lasphère armillaire ou l'astrolabe ont été élaborés. Ils permettent d'enseigner et de calculer la position des astres dans le ciel visible. Aujourd'hui encore, lacarte du ciel mobile aide lesastronomes amateurs à se repérer dans le ciel, c'est une réincarnation de l'astrolabe.
En 1781, l'astronome britanniqueWilliam Herschel découvreUranus orbitant au-delà de l’orbite deSaturne, avant que ne soient trouvéesNeptune etPluton, le monde s'agrandissait de plus en plus.
Les observations dudécalage vers le rouge desrayonnements électromagnétiques en provenance d'autresgalaxies suggèrent que celles-ci s'éloignent denotre galaxie, à unevitesse radiale d'éloignement proportionnelle à cet éloignement. En étudiant les galaxies proches,Edwin Hubble s'est aperçu que la vitesse d'éloignement d'une galaxie est proportionnelle à sa distance par rapport à l'observateur (loi de Hubble) ; une telle loi est explicable par un Univers visible enexpansion. Bien que laconstante de Hubble ait été révisée par le passé dans d'importantes proportions (dans un rapport de 10 à 1), la loi de Hubble a été extrapolée aux galaxies éloignées, pour lesquelles la distance ne peut être calculée au moyen de laparallaxe ; cette loi est ainsi utilisée pour déterminer la distance des galaxies les plus éloignées.
En extrapolant l'expansion de l'Univers dans le passé, on arrive à une époque où celui-ci a dû être beaucoup plus chaud et beaucoup plus dense qu'aujourd'hui. Ce modèle d'expansion, imaginé parGeorges Lemaître[11], chanoine catholique belge, est connu sous le nom deBig Bang. Il est un élément essentiel de l'actuelmodèle standard de la cosmologie. La description du début de l'histoire de l'Univers, telle qu'elle est connue, par ce modèle ne commence cependant qu'après qu'il est sorti d'une période appeléeère de Planck, durant laquelle l'échelle d'énergie de l'Univers était si grande que lemodèle standard n'est pas en mesure de décrire lesphénomènes quantiques qui s'y sont déroulés. Durant cette époque, seule une théorie de lagravitation quantique pourrait expliquer le comportementmicroscopique de lamatière sous l'influence importante de lagravité, mais les physiciens ne disposent pas encore (en 2015) d'une telle théorie. Pour des raisons de cohérence avec les observations, après l'ère de Planck, le modèle duBig Bang privilégie aujourd'hui l'existence d'une phase d'inflation cosmique, très brève mais durant laquelle l'Univers aurait grandi de façon extrêmement rapide.
À la suite de cette phase, l'essentiel desparticules de l'Univers aurait été créé à une haute température, enclenchant un grand nombre de processus importants, comme lanucléosynthèse primordiale ou labaryogénèse, qui ont finalement abouti à l'émission d'une grande quantité delumière, appeléefond diffus cosmologique. Ce dernier peut être aujourd'hui observé avec une grande précision par des instruments (ballons-sondes,sondes spatiales,radiotélescopes). L'observation de cerayonnement fossilemicro-onde, remarquablement uniforme dans toutes les directions, constitue aujourd'hui l'élément capital qui assoit le modèle duBig Bang comme description correcte de l'Univers dans son passé lointain. De nombreux éléments du modèle restent encore à déterminer (par exemple, le modèle décrivant la phase d'inflation), mais il y a aujourd'huiconsensus de lacommunauté scientifique autour du modèle duBig Bang.
À ce jour, aucune donnée scientifique ne permet de dire si l'Univers est fini ouinfini. Certains théoriciens penchent pour un Univers infini, d'autres pour un Univers fini mais non borné. Un exemple d'Univers fini et non borné serait l'espace se refermant sur lui-même. Si on partait tout droit dans cet Univers, après un trajet, très long certes, il serait possible de repasser à proximité de son point de départ.
Les articles populaires et professionnels de recherche encosmologie emploient souvent le terme « Univers » dans le sens d'« Univers observable ». L'être humain vit au centre de l'Univers observable, ce qui est en contradiction apparente avec leprincipe de Copernic qui dit que l'Univers est plus ou moins uniforme et ne possède aucun centre en particulier. Le paradoxe se résout simplement en tenant compte du fait que la lumière se déplace à la même vitesse dans toutes les directions et que savitesse n'est pas infinie : regarder au loin revient à regarder un événement décalé dans le passé du temps qu'il a fallu à la lumière pour parcourir la distance séparant l'observateur du phénomène observé. Or il ne nous est pas possible de voir de phénomène issu d'avant leBig Bang. Ainsi, les limites de l'Univers observable correspondent au lieu le plus lointain de l'Univers pour lesquelles la lumière a mis moins de 13,82 milliards d'années à parvenir à l'observateur, ce qui le place immanquablement au centre de son Univers observable. On appelle « horizon cosmologique » la première lumière émise par leBig Bang il y a13,82 milliards d'années.
On estime que le diamètre de cet Univers observable est de 100 milliards d'années lumière[16]. Celui-ci contient environ 7 × 1022 étoiles, répandues dans environ 100 milliards de galaxies, elles-mêmes organisées enamas etsuperamas de galaxies[16]. Mais le nombre de galaxies pourrait être encore plus grand, selon lechamp profond observé avec letélescope spatial Hubble. Quant au nombre d'atomes contenus dans l'univers, il est estimé à environ 1080.
Il est cependant possible que l’Univers observable ne soit qu'une infime partie d’un Univers réel beaucoup plus grand.
L'Univers ne peut pas posséder de « bord » au sens intuitif du terme. En effet, l'existence de bord impliquerait l'existence d'un extérieur à l'Univers. Or, par définition, l'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe, il ne peut donc rien exister à l'extérieur. Toutefois, cela ne signifie pas que l'Univers est infini, il peut être fini sans avoir de « bord », sans avoir en fait d'extérieur.
Un Univers infini pose la question de la compatibilité avec le principe de laconservation de l'énergie. En effet, la définition même de l'Univers en fait unsystème isolé (car si l'univers U1 pouvait transférer de l'énergie avec un autre système S1, alors l'Univers réel serait U2 = U1 + S1). Or, dans un système isolé, il ne peut pas y avoir de création d'énergie[21].
Une importante question de cosmologie porte sur laforme de l'Univers. Il peut être « plat », c'est-à-dire que lethéorème de Pythagore pour lestriangles droits y est valide à de plus grandes échelles. Actuellement, la plupart descosmologues pensent que l'Univers observable est (presque) plat[22]. Ou bien il estsimplement connexe ; selon lemodèle standard duBig Bang , l'Univers n'a aucune frontière spatiale, mais peut être de taille finie.
En 2013, il est prouvé que l'Univers est plat avec une marge d'erreur de seulement 0,4 %. Cela donne à penser que l'Univers est infini en étendue[23]. Cependant, du fait que lavitesse de la lumière soit également finie et constante dans le vide, l'âge fini de l'Univers implique que seulement un volume fini de l'Univers ne soit accessible à l'observation directe depuis la Terre ; on parle alors de l'Univers observable. Tout ce que nous pouvons vraiment conclure est que l'Univers est beaucoup plus grand que le volume que nous pouvons observer directement[24].
On ne connaît pas exactement la composition de l'Univers. Hormis levide, plusieurs éléments, pour la plupart, encore jamais observés, sont conjecturés.
L'énergie noire est une forme d'énergie hypothétique qui serait une des principales force de l'Univers. Malgré sa densité très faible, elle composerait une grande partie de lamatière de l'Univers. Sa présence permettrait d'expliquer l'expansion de l'Univers[28].
Lamatière noire est unematière hypothétique, présente en grande quantité dans l'Univers, supposée justifier de la masse de certainesgalaxies entre autres. Même si plusieurs observations et calculs font état d'une matière inconnue, aucune preuve ne vient, pour l'instant, étayer son existence. Aujourd'hui, la présence de la matière noire dans l'Univers est régulièrement remise en question[29].
Lamatière baryonique, par opposition à la matière non baryonique, est un type dematière commune, qui comprend toute la matière composée departicules composites appeléesbaryons. De même que pour la matière noire, un des plus grands enjeux de lacosmologie est de comprendre sa répartition dans l'Univers[30].
La matière ordinaire et les forces qui agissent sur elle peuvent être décrites par lesparticules élémentaires. Laphysique des particules est la branche de laphysique générale qui se penche sur les questions attenantes à la composition de la matière. Plus spécifiquement, cette discipline s'attelle à étudier les plus petits éléments de la matière et l'interaction entre les particules élémentaires[31]. Cette branche se rapproche de laphysique quantique, qui, elle, se focalise à comprendre les mécaniques et les lois qui régissent l'infiniment petit[32], par opposition aux lois de larelativité générale etrestreinte.
Selon les prédictions dumodèle cosmologique le plus couramment admis de nos jours, les « objets galactiques » auront une fin : c'est lamort thermique de l'Univers. LeSoleil, par exemple, s'éteindra dans 5 à 7 milliards d'années, lorsqu'il aura consumé tout son combustible. À terme, les autres étoiles évolueront elles aussi dans des cataclysmes cosmologiques (explosions, effondrements). Déjà les naissances d'étoiles ralentissent[33] faute de matière, qui se raréfie au fil du temps. Dans20 milliards d'années environ, aucun astre ne s'allumera plus. L'Univers sera peuplé d'étoiles éteintes (étoiles à neutrons,naines blanches,trous noirs) et desnaines rouges résiduelles. À bien plus longues échéances, les galaxies se désagrégeront dans des collisions géantes par leursinteractions gravitationnelles internes et externes[34].
En ce qui concerne le contenant (« l'espace »), une hypothèse est que le processus d'expansion seragravitationnellement ralenti et s'inversera selon le scénario duBig Crunch[35]. Selon l'hypothèse inverse, l'expansion, qui semble à présent stagner, ne s'arrêtera jamais totalement. Peu à peu, les astres éteints s'agglutineront entrous noirs. L'Univers, sans aucune structure, ne sera plus qu'un bain dephotons de plus en plus froids[36]. Toute activité dans l'Univers s'éteindra ainsi à jamais : c'est leBig Chill. Un scénario similaire existe : leBig Chill modifié. La gravitation et l'énergie noire restent constantes mais ont tendance à accélérer. L'Univers subira le Grand Refroidissement mais l'expansion continuera d'une façon stable et toute activité cessera. Les galaxies fusionneront puis mourront peu à peu. Si au contraire la quantité d'énergie sombre croît, l'Univers continuera son expansion à une vitesse toujours plus grande pour exploser à toutes les échelles : toute la matière qui le compose (y compris lesatomes) se déchirera par dilatation de l'espace et le temps lui-même sera détruit. C'est leBig Rip (littéralement : « grand déchirement »). Certains modèles prévoient une telle fin dans22 milliards d'années.
Chacun de ces scénarios dépend donc de la quantité d'énergie sombre que contiendra l'Univers à un moment donné. Actuellement, l'état des connaissances suggère non seulement qu'il y a insuffisamment de masse et d'énergie pour provoquer ceBig Rip, mais que l'expansion de l'Univers semble s'accélérer et continuera donc pour toujours[37].
Carte logarithmique de l'Univers observable avec certains des objets astronomiques notables connus aujourd'hui. Les corps célestes apparaissent avec leur taille agrandie pour pouvoir apprécier leurs formes.
↑D'après une théorie deStephen Hawking (dans son livreUne brève histoire du temps), si l'Univers continue indéfiniment à s'étendre, les particules issues d'explosions successives ne seront plus assez proches les unes des autres pour recréer des étoiles après leur explosion et l'expansion s'arrêtera.
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