Les grands défis d'aujourd'hui

Milkomeda apparaît alors comme la seule structure de l'Univers observable, un îlot d'étoiles entouré d'un noir apparemment vide.

Ces astrophysiciens n'ont alors plus aucun moyen d'observer directement l'expansion cosmique, puisqu'il n'y a plus de galaxies lointaines dont on peut mesurer le décalage vers le rouge, ni de fond diffus cosmologique détectable.

Un point souligné par plusieurs cosmologistes (notamment Lawrence Krauss et Robert Scherrer en 2007) : ces observateurs futurs peuvent alors légitimement en conclure, à tort, qu'ils vivent dans un Univers statique et unique, centré sur eux, perdant toute trace observationnelle du Big Bang et de l'expansion. Une forme d'amnésie cosmologique.

L'Ère Stelliférique : d'aujourd'hui à environ 10¹⁴ ans

C'est l'ère actuelle, où la matière est majoritairement organisée en étoiles actives. Comme nous l'avons vu plus haut, elle touche à sa fin quand le gaz interstellaire disponible pour former de nouvelles étoiles est épuisé. Les naines rouges, qui brûlent leur carburant très lentement, sont les dernières à s'éteindre, autour de 10¹⁴ ans.

L'Ère Dégénérée : d'environ 10¹⁴ à 10⁴⁰ ans

Attention :
Tout ce qui touche à l'Ère Dégénérée et au-delà repose sur une extrapolation extrême de lois physiques bien établies (mécanique quantique, thermodynamique) vers des régimes de temps et de densité jamais testés expérimentalement. Ces scénarios sont pris au sérieux par la communauté scientifique parce qu'ils découlent logiquement de la physique connue, mais ils restent, par nature, hors de portée de toute vérification observationnelle.

Durant l'Ère Dégénérée, la matière stellaire ne disparaît pas, elle change simplement d'état :

• La majorité des étoiles finissent en naines blanches (résidus de fusion nucléaire, soutenus par la pression de dégénérescence des électrons) ou en naines brunes (astres qui n'ont jamais atteint le seuil de fusion nucléaire).
• Les étoiles massives ont laissé des étoiles à neutrons ou des trous noirs , par éffondrement gravitationnel.
• Ces cadavres stellaires continuent d'orbiter dans les galaxies fusionnées, refroidissant lentement.
• Sur cette période, un phénomène rare mais non nul se produit : des collisions occasionnelles entre étoiles mortes, ou l'évaporation progressive des galaxies elles-mêmes, les interactions gravitationnelles éjectant lentement des étoiles vers l'espace intergalactique.
• Si le proton est instable, ce qui reste hypothétique (prédit par certaines théories de grande unification mais jamais observé expérimentalement), avec une durée de vie estimée à au moins 10³⁴-10⁴⁰ ans, alors toute la matière ordinaire, y compris les naines blanches et les étoiles à neutrons, se désintégrera lentement en positrons, photons et neutrinos. C'est un point d'incertitude majeur : si le proton est parfaitement stable, ce scénario ne se produira simplement pas (cf le paragraphe ci-dessous "Si le proton est stable : les étoiles de fer").

L'Ère des Trous Noirs : d'environ 10⁴⁰ à 10¹⁰⁰ ans

Si la matière ordinaire a fini par se désintégrer, il ne restera plus que les trous noirs comme structures massives organisées.

Mais même eux ne sont pas éternels. Selon la théorie du rayonnement de Hawking, prédite mais jamais observée directement, les trous noirs émettent lentement des particules et perdent de la masse, jusqu'à s'évaporer complètement.

Plus un trou noir est massif, plus il met de temps à s'évaporer. Un trou noir stellaire s'évapore en environ 10⁶⁷ ans, tandis qu'un trou noir supermassif, comme celui au centre de Milkomeda, met environ 10¹⁰⁰ ans.

Le dernier instant de cette évaporation est, paradoxalement, extrêmement énergétique : une brève et intense bouffée de rayonnement !

L'Ère Sombre : au-delà de 10¹⁰⁰ ans

Il ne reste alors plus que des particules éparses : photons, neutrinos, électrons et positrons résiduels, extraordinairement dilués par l'expansion continue de l'espace.

Ces particules résiduelles sont en principe stables. L'électron, en particulier, est un des rares candidats à une stabilité absolue selon les lois de conservation connues.

L'Univers atteint alors un état de très basse énergie, une sorte d'équilibre thermodynamique quasi parfait, parfois qualifié de "mort thermique de l'Univers" (heat death).

Que sont ces particules éparses résiduelles ?

Attention, "particules éparses" ne veut pas dire nécessairement dénué de toute structure. Selon les scénarios envisagés par les physiciens (notamment les travaux de Fred Adams et Gregory Laughlin sur l'avenir à très long terme de l'univers), plusieurs formes de matière structurée pourraient subsister ou apparaître, à des échelles de temps qui varient énormément.

• Si le proton est stable : les "étoiles de fer"
  C'est le scénario le plus riche en structures. Les résidus stellaires (naines blanches, étoiles à neutrons) ne restent pas figés :

Par un effet purement quantique, l'effet tunnel, les noyaux atomiques qui les composent peuvent, avec une probabilité infime mais non nulle, fusionner spontanément même à froid, sans les températures extrêmes habituellement nécessaires.

Comme le Fer-56 est le noyau le plus stable de tout le tableau périodique, soit le point d'équilibre énergétique entre fusion et fission, cette fusion lente convertit peu à peu toute la matière en fer.

Sur une échelle de temps absolument vertigineuse, de l'ordre de 10¹⁵⁰⁰ ans, les naines blanches se transformeraient ainsi intégralement en "étoiles de fer"des objets entièrement composés de ce métal, sans plus aucune réaction nucléaire active.

Ces étoiles de fer elles-mêmes ne seraient pas éternelles. Par un autre effet tunnel, encore plus rare, leur matière pourrait s'effondrer directement en trou noir, sur une échelle encore plus extrême, autour de 10^{(10^76)} ans (estimation issue de travaux inspirés de Freeman Dyson).

• Le cas de l'hydrogène résiduel

Même dans l'univers très dilué de l'ère sombre, rien n'empêche en théorie qu'un proton libre et un électron libre se rencontrent par hasard et se lient pour former un atome d'hydrogène. Mais la densité de matière serait si extraordinairement faible (les particules seraient séparées par des distances comparables à la taille actuelle de l'univers observable) que ce genre de rencontre deviendrait un événement rarissime, statistiquement possible mais presque anecdotique à l'échelle de l'univers entier.

• Le positronium : un "atome" fait d'antimatière

C'est l'exemple le plus curieux évoqué par Adams et Laughlin. Un électron et un positron (son antiparticule) peuvent former un état lié appelé positronium, une sorte d'atome exotique sans noyau. Normalement, ce système s'annihile en une fraction de seconde. Mais dans l'univers ultra-dilué de l'ère sombre :

- Les positroniums qui se formeraient auraient des orbites extraordinairement larges, parfois plus grandes que la taille actuelle de l'univers observable.

- Leur durée de vie avant annihilation finale serait proportionnellement démesurée, potentiellement de l'ordre de 10⁸⁵ ans ou plus.

Quid des molécules ?

La formation de liaisons chimiques nécessite une rencontre relativement rapprochée entre atomes, avec des mécanismes de dissipation d'énergie permettant de stabiliser la liaison. Dans un univers aussi dilué et froid, ces conditions ne seraient quasiment jamais réunies. La chimie, telle qu'on la connaît, deviendrait un phénomène pratiquement éteint, bien avant même la fin de l'ère stelliférique, dès l'extinction de la dernière étoile et des sources d'énergie nécessaires pour entretenir des réactions chimiques actives à grande échelle.

L'entropie : mesure du désordre

L'entropie mesure grossièrement le "désordre", ou plus précisément le nombre de configurations microscopiques possibles pour un système donné. Un point essentiel, souligné notamment par Roger Penrose, prix Nobel de Physique : l'Univers primordial, malgré son apparence chaotique et son extrême densité, avait en réalité une entropie très basse par rapport à son potentiel. C'est précisément ce qui a permis toute l'histoire qui a suivi. La gravité en est la clé.

Ère Stelliférique (→ 10¹⁴ ans) : l'entropie grimpe via la fusion nucléaire

Contre-intuitivement, la formation des étoiles augmente l'entropie globale, malgré l'ordre apparent d'un objet aussi structuré qu'une étoile.

La raison : l'effondrement gravitationnel d'un nuage de gaz diffus en une étoile compacte libère une énorme quantité d'entropie sous forme de rayonnement thermique, largement supérieure à la perte d'entropie liée à la concentration de matière.

La fusion nucléaire elle-même (hydrogène → hélium → éléments plus lourds) augmente encore l'entropie, car elle convertit une énergie de liaison nucléaire ordonnée en chaleur et en rayonnement dispersés.

Le Soleil, par exemple, produit de l'entropie en continu. Il reçoit peu de photons de haute énergie (lumière visible, ordonnée) et en réémet un très grand nombre de basse énergie (chaleur), ce qui est la définition même d'une production nette d'entropie.

Ère Dégénérée (~ 10¹⁴ à 10⁴⁰ ans) : la gravité continue le travail

Les trous noirs sont, de très loin, les objets à la plus haute entropie connus dans l'Univers. Jacob Bekenstein et Steven Hawking ont montré que l'entropie d'un trou noir est proportionnelle à la surface de son horizon, pas à son volume.

Chaque fois qu'un trou noir engloutit de la matière ou fusionne avec un autre trou noir, l'entropie totale de l'Univers fait un bond considérable.

Un seul trou noir supermassif contient à lui seul une entropie qui dépasse de plusieurs ordres de grandeur celle de toutes les étoiles visibles de l'Univers observable réunies.

Ère des trous noirs (~10⁴⁰ à 10¹⁰⁰ ans) : le pic entropique

L'évaporation par rayonnement de Hawking convertit la matière très ordonnée d'un trou noir en un rayonnement thermique diffus (photons, particules).

Bien que l'entropie du trou noir lui-même diminue à mesure qu'il s'évapore, l'entropie du rayonnement qu'il émet compense plus que largement cette diminution. Le bilan global reste donc positif. C'est un point central du "paradoxe de l'information" des trous noirs, toujours activement discuté par les théoriciens (voir la page "Les trous noirs").

Ère sombre (> 10¹⁰⁰ ans) : l'approche de l'équilibre final

Une fois les trous noirs évaporés, il ne reste qu'un gaz extraordinairement dilué de photons, neutrinos et particules stables, en expansion continue.

L'entropie continue théoriquement d'augmenter très légèrement, l'expansion de l'espace lui-même génèrant un peu d'entropie. Mais le système tend asymptotiquement vers un état où plus aucun processus physique ne peut produire de travail utile.

L'énergie de l'Univers est alors si uniformément répartie qu'aucune différence de température, donc aucune transformation, aucune vie, aucune information ne peut plus exister. L'entropie a atteint (ou s'approche indéfiniment de) son maximum théorique.

La valeur de ce maximum théorique d'entropie reste débattue. Elle dépend notamment d'hypothèses cosmologiques qui ne sont pas encore tranchées. Mais plusieurs publications scientifiques (notamment de Egan et Lineweaver, ou de Gibbons et Hawking) donnent un ordre de grandeur de 10¹²⁰ à 10¹²² kB (en unité de constante de Boltzmann), contre environ 10¹⁰⁴ kB actuellement pour l'Univers observable.

Le lien avec la flèche du temps

Ce scénario illustre bien pourquoi les physiciens considèrent l'augmentation de l'entropie comme la véritable "flèche du temps" de l'Univers. Toute cette histoire, des étoiles aux trous noirs jusqu'au gaz dilué final, n'est qu'une seule et longue trajectoire vers un équilibre thermodynamique de plus en plus complet. C'est un processus fondamentalement irréversible, contrairement à la plupart des lois physiques fondamentales, qui sont elles réversibles dans le temps.