Les grands défis d’aujourd’hui

L’approche par l’observation :

En 1929, l’astronome Edwin Hubble fit une découverte révolutionnaire : les galaxies s’éloignent les unes des autres à une vitesse proportionnelle à leur distance. A noter que cette découverte avait été anticipée, deux ans auparavant, par George Lemaître, à partir des équations de la Relativité Générale. Cette relation, connue sous le nom de loi de Hubble-Lemaître, est corroborée par de nombreuses mesures des télescopes terrestres et spatiaux. Elle est une preuve irréfutable de l’expansion de l’univers. Plus une galaxie est lointaine, plus elle s’éloigne rapidement de nous.

Cette loi s’écrit de la façon suivante:

, où v est la vitesse de récession apparente d’une galaxie (vitesse par rapport à l’observateur du fait de l’expansion de l’univers), d sa distance et Ho la « constante de Hubble-Lemaître ». Ho n’est toutefois pas réellement une constante car elle dépend de la croissance du facteur d’échelle du l’Univers (voir ci-dessous). L’indice « o » indique la valeur de cette « constante » à ce jour.

Voir également la page « Fondamentaux/Distance et temps ».

L’accélération de l’expansion de l’univers

Depuis les années 1990, les observations des supernovae lointaines ont révélé une découverte surprenante : l’expansion de l’univers s’accélère. Cette accélération pourrait avoir comme origine une force mystérieuse appelée énergie sombre (ou énergie noire). Cette énergie représenterait environ 70% de l’énergie totale de l’univers et exercerait une pression négative qui tend à accélérer l’expansion.

Voir également la page « L’énergie sombre ».

Les observations du fond diffus cosmologique (CMB) et de la distribution des galaxies ont également permis de confirmer l’existence d’une accélération de l’expansion.

Cette accélération avait cependant été prévue également théoriquement par Friedmann et Lemaître.

L’approche théorique :

Les équations de Friedmann-Lemaître sont les équations fondamentales de la cosmologie. Elles décrivent l’évolution de l’univers considéré comme homogène et isotrope. Ces équations sont dérivées de la Relativité Générale d’Einstein et permettent de relier la densité d’énergie de l’univers, sa courbure et son taux d’expansion.

Et c’est ici, pour prendre en compte l’accélération de l’expansion, que la « constante cosmologique » (Λ) a été introduite dans ces équations.

En pratique, on ajoute ce terme à l’équation d’accélération de Friedmann qui décrit l’accélération de l’expansion :

où :

a est le « facteur d’échelle » qui décrit l’expansion de l’univers (mesure de la variation de distance entre galaxies en fonction du temps),

ä est l’accélération de l’expansion,

G est la constante gravitationnelle de Newton,

ρ est la densité d’énergie totale de l’univers,

P est la pression associée à cette densité d’énergie.

La constante cosmologique Λ est alors ajoutée à la densité d’énergie ρ, modifiant ainsi l’équation et conduisant à une accélération de l’expansion. Sa valeur déduite des observations est 1,1 10^-52/m².

Interprétation de la constante cosmologique vis à vis de l’accélération de l’expansion :

• Une pression négative: La pression associée à la constante cosmologique est négative, ce qui signifie qu’elle exerce une force répulsive plutôt qu’attractive. Cette force répulsive s’oppose à la force de gravité et entraîne une accélération de l’expansion.
• L’énergie du vide: La constante cosmologique est souvent interprétée comme représentant l’énergie du vide quantique, une énergie intrinsèque de l’espace-temps. Cette énergie du vide serait responsable de l’expansion accélérée de l’univers.

Dans les équations de la Relativité Générale, Einstein a initialement introduit la constante cosmologique pour obtenir un modèle d’univers statique, c’est-à-dire un univers qui ne s’étend ni ne se contracte (voir le chapitre « Relativité Générale » dans la page « Mouvements et gravitation »). Cependant, avec la découverte de l’expansion de l’univers, Einstein a considéré cette constante comme sa « plus grande erreur ».

Dans les équations de Friedmann-Lemaître, comme nous venons de le voir, la constante cosmologique est introduite comme un terme supplémentaire qui représente la densité d’énergie du vide. Cette densité d’énergie exerce une pression négative et serait responsable de l’accélération de l’expansion de l’univers.

Alors, sont-elles identiques ?

En réalité, il s’agit de la même constante mathématiquement, mais son interprétation physique a évolué avec le temps. Initialement introduite pour obtenir un modèle d’univers statique, elle est aujourd’hui généralement interprétée comme étant liée à l’énergie du vide.

L’expansion de l’univers n’a pas toujours été uniforme. On distingue généralement trois phases :

• L’inflation cosmique : Une phase d’expansion exponentielle survenue juste après le Big Bang. La durée de cette phase est inférieure à 10^-32 seconde ! Durant cette infime fraction de seconde l’univers aurait augmenté de taille d’un facteur 10²⁶ !
• L’expansion décélérée : Une phase où l’expansion s’est ralentie en raison de « l’attraction » gravitationnelle de la matière, durant environ 8 milliards d’années.
• L’expansion accélérée : La phase actuelle, depuis 5 à 6 milliards d’années, dominée par l’énergie sombre, où l’expansion s’accélère.

Voir également la page « Du Big Bang à nos jours ».

 L’avenir de l’univers dépend de la densité de la matière / énergie de celui-ci, donc en essentiellement de l’énergie sombre.

Plusieurs scénarios sont envisagés :

• Le Big Freeze : Si l’énergie sombre continue d’accélérer l’expansion, les galaxies finiront par s’éloigner les unes des autres au point de disparaître de notre horizon observable. L’univers deviendra alors froid et sombre.
• Le Big Rip : Si l’énergie sombre devient de plus en plus forte, elle pourrait déchirer l’espace-temps lui-même, disloquant les galaxies, les étoiles et même les atomes.
• Le Big Crunch : Si « l’attraction » gravitationnelle l’emportait sur l’énergie sombre, l’expansion de l’univers pourrait s’inverser et l’univers pourrait s’effondrer sur lui-même dans un « grand craquement ».

La vidéo ci-contre (documentaire ARTE) présente ces différents futurs possibles de l’univers.

Et ces trois modèles sont décrits plus en détail par les trois vidéos ci-dessous : « Le Big Freeze », « Le Big Rip » et le « Le Big Crunch ».

Cependant, nos connaissances actuelles sont encore limitées et il est difficile de prédire avec certitude le destin de l’univers.

Δ Ψ  Pour aller plus loin…

• « Le Destin de l’univers » de Jean-Pierre Luminet : Ce livre en deux tomes explore en détail les différents scénarios possibles pour l’avenir de l’univers, en tenant compte des dernières découvertes.
• « Jusqu’à la fin des temps » de Brian Greene : Cet ouvrage, plus général, aborde également la question du destin de l’univers dans le cadre de ses explorations des théories de la physique moderne.
• Conférence TimeWorld de Jean-Philippe Uzan, cosmologiste et Directeur de Recherche au CNRS, dans laquelle il explicite les différents modèles d’expansion de l’univers : https://www.youtube.com/watch?v=1n_YO7NsJ7E