Demandez à Ethan: l'univers peut-il encore subir une grande contraction?

Le Big Bounce nécessite une phase de re-effondrement (Big Compression), suivie d'une expansion (nouveau Big Bang)

L'une des plus grandes percées du 20e siècle a été la détermination de la richesse et de la masse de notre univers. Un rayon d'environ 46 milliards d'années-lumière contient environ deux billions de galaxies. Notre Univers observable nous permet de recréer toute l'histoire de notre histoire cosmique, en remontant jusqu'au Big Bang et même, probablement, un peu plus loin. Et l'avenir? Et le sort de l'univers? Est-ce certain? C'est exactement ce que notre lecteur veut savoir:

Vous avez écrit que l'univers se développe à un rythme ralenti. Je pensais que le prix Nobel a été décerné pour avoir découvert que l'Univers se développe avec l'accélération. Pouvez-vous clarifier les principales théories? Existe-t-il d'excellentes fonctionnalités de compression?

La meilleure prédiction du comportement futur est dans le passé. Mais les gens et l'Univers peuvent parfois nous surprendre.


Après le Big Bang, l'Univers était presque parfaitement homogène, rempli de matière, d'énergie et de rayonnement, et s'est développé rapidement. L'évolution de l'Univers à tout moment est déterminée par la densité d'énergie de son contenu.

Le taux d'expansion de l'Univers à tout moment ne dépend que de deux choses: la densité d'énergie totale existant dans l'espace-temps et la courbure spatiale. Si nous comprenons les lois de la gravité et comment les différents types d'énergie évoluent au fil du temps, nous pouvons recréer ce qu'était le taux d'expansion à tout moment dans le passé. Nous pouvons également étudier divers objets distants situés à différentes distances de nous et mesurer l'étirement de leur lumière due à l'expansion de l'espace. Chaque galaxie, supernova, nuage de gaz moléculaire, etc. - tout ce qui absorbe ou émet de la lumière racontera l'histoire cosmique de la façon dont l'expansion de l'espace l'a étiré du moment où il a été émis au moment où nous avons pu l'observer.


Plus la galaxie est éloignée, plus elle s'éloigne rapidement de nous en raison de l'expansion, et plus sa lumière subit un décalage vers le rouge, c'est pourquoi nous devons regarder de plus en plus d'ondes longues.

À partir de diverses observations indépendantes, nous avons pu conclure en quoi consiste exactement l'Univers. Trois grandes lignes d'observation indépendantes sont:

• Les fluctuations de température du rayonnement CMB, qui transportent des informations sur la courbure de l'Univers, la matière normale, la matière noire, les neutrinos et la densité totale du contenu.
• La corrélation entre les galaxies sur les plus grandes échelles - connues sous le nom d'oscillations acoustiques baryoniques - donne des mesures très claires de la densité totale de la matière, du rapport de la matière normale et de la matière noire, et du changement du taux d'expansion avec le temps.
• Et les bougies standard les plus éloignées et les plus brillantes de l' Univers, les supernovae de type Ia, nous indiquant la vitesse d'expansion et les détails de l'évolution de l'énergie sombre.

Les bougies standard (L) et les règles standard ® sont deux techniques différentes utilisées par les astronomes pour mesurer l'expansion de l'espace à différentes distances et à différents moments du passé

Tous ces témoignages pointent ensemble vers une image cohérente de l'univers. Ils nous disent ce qui est dans l'univers aujourd'hui et nous donnent une cosmologie dans laquelle:

• 4,9% de l'énergie de l'Univers est contenue dans la matière normale (protons, neutrons, électrons).
• 0,1% de l'énergie est sous forme de neutrinos massifs (se comportant ces derniers temps comme de la matière, et dans les premiers temps comme du rayonnement).
• 0,01% de l'énergie existe sous forme de rayonnement (photons).
• 27% de l'énergie est dans la matière noire.
• 68% de l'énergie est sous forme d'énergie inhérente à l'espace lui-même: l'énergie sombre.

Ils nous donnent un Univers plat, avec une courbure de 0%, un Univers sans défauts topologiques (monopôles magnétiques, cordes cosmiques, murs de domaine, textures cosmiques), et un Univers avec une histoire connue d'expansion.


L'importance relative des différentes composantes énergétiques de l'univers à différents moments du passé. À l'avenir, l'énergie sombre approchera de 100%.

Les équations régissant GTR sont très définitives en ce sens: si nous savons ce que l'Univers se compose aujourd'hui, ainsi que les lois de la gravité, nous savons exactement à quel point chacun des composants était important à un moment donné dans le passé. Au début, le rayonnement et les neutrinos dominaient. Pendant des milliards d'années, la matière noire et la matière normale ont été les composants les plus importants. Et au cours des derniers milliards d'années - et avec le temps, la situation ne fera qu'empirer - l'énergie sombre deviendra le facteur dominant de l'expansion de l'univers. Cela accélère l'univers, et c'est là que la plupart des gens se confondent.


Variantes du destin d'un univers en expansion. Faites attention aux différences entre les différents modèles dans le passé.

Dans le cadre de l'expansion de l'Univers, nous pouvons mesurer deux choses: la vitesse d'expansion et la vitesse à laquelle une galaxie individuelle s'éloigne de nous de notre point de vue. Ces paramètres sont liés, mais ne correspondent pas. Le taux d'expansion indique comment le tissu de l'espace-temps est étiré. Elle est toujours estimée à une vitesse par unité de distance, généralement en kilomètres par seconde par mégaparsec, où un mégaparsec représente 3,26 millions d'années-lumière.


Comme la matière (ci-dessus), le rayonnement (au milieu) et la constante cosmologique se développent avec le temps dans un univers en expansion

S'il n'y avait pas d'énergie sombre, avec le temps, le taux d'expansion diminuerait, approchant de zéro, car la densité de matière et de rayonnement approcherait de zéro avec un volume croissant. Mais en présence d'énergie sombre, ce taux d'expansion se rapproche de la densité de l'énergie sombre, quelle qu'elle soit. Si l'énergie sombre, par exemple, est une constante cosmologique, alors le taux d'expansion tend asymptotiquement vers une valeur constante. Mais si c'est le cas, alors la vitesse des galaxies individuelles s'éloignant de nous augmentera.


Galaxie à distance Markaryan 1018 dans la gamme optique avec superposition de données radio ( VLT )

Imaginez que la vitesse d'expansion ait une certaine valeur: 50 km / s / mpk. Si la galaxie est située à 20 mpc de nous, alors de notre point de vue, elle s'éloignera de nous à une vitesse de 1000 km / s. Mais au fil du temps, lorsque le tissu de l'espace s'élargira, cette galaxie sera plus éloignée de nous. Au moment où il est à 40 mpk de nous, sa vitesse de retrait sera déjà de 2000 km / s. Après encore plus de temps, il sera dix fois plus éloigné de nous - à une distance de 200 mégapixels, et s'éloignera de nous à une vitesse de 10 000 km / s. Au moment où il s'éloigne de 6 000 mégapixels, il s'éloignera de nous à une vitesse de 300 000 km / s, plus rapide que la vitesse de la lumière. Mais cela continuera plus loin; plus le temps passe, plus la galaxie s'éloigne de nous rapidement. C'est ce que l'on entend par l'univers «accélérateur»: la vitesse d'expansion diminue, mais le taux d'élimination des galaxies individuelles augmente avec le temps.


Un composite des gammes ultraviolettes, visible et infrarouge du projet Hubble eXtreme Deep Field. La plus grande image des parties éloignées de l'univers.

Tout cela coïncide avec nos meilleures mesures: l'énergie sombre est une densité d'énergie constante inhérente à l'espace. Avec l'expansion de l'espace, la densité de l'énergie sombre reste constante, et l'Univers mettra fin à son existence en mode Big Freeze, dans lequel tout ce que la gravité ne lie pas (elle lie, par exemple, notre groupe local de galaxies, notre Galaxie, le Système solaire, etc.) vont voler les uns des autres. Si l'énergie sombre se révèle être une constante cosmologique, l'expansion se produira pour toujours et conduira à un univers froid et vide.


Lorsque les astronomes ont réalisé pour la première fois que l'univers accélérait, le bon sens a dit qu'il allait s'étendre pour toujours. Cependant, jusqu'à ce que nous comprenions mieux la nature de l'énergie sombre, d'autres scénarios du sort de l'univers restent possibles. Ils sont représentés dans le diagramme: Grande compression, expansion perpétuelle, Grand écart.

Mais si l'énergie sombre change - théoriquement, cela est possible, mais n'est pas confirmé par des observations - elle peut arriver à la fois à la grande compression et à la grande rupture. En grande compression, l'énergie sombre s'affaiblira et changera de signe, grâce à quoi l'Univers atteindra la plus grande taille, se dilatera et se rétrécira. Il peut même donner naissance à un Univers cyclique lorsque la contraction génère un autre Big Bang. Si l'énergie sombre augmente, la situation inverse se produira, dans laquelle les structures liées seront finalement déchirées par la vitesse croissante de l'expansion. Mais les preuves d'aujourd'hui soutiennent avec confiance le "Big Freeze", dans lequel le taux d'expansion sera constant pour toujours.

Les principaux objectifs des futurs observatoires, comme l'euclide, WFIRST, LSST, incluent des mesures qui confirment si l'énergie sombre est vraiment une constante cosmologique. Bien que la théorie dominante favorise une énergie sombre constante, il est important de considérer toutes les possibilités non exclues par les observations et les mesures. Et bien que le Great squeeze semble peu probable, il n'a pas encore été exclu. Avec l'arrivée de plus de données de meilleure qualité, nous pouvons encore trouver des indices intéressants que la réalité est encore plus inhabituelle que la plupart d'entre nous ne le pensaient!

Ethan Siegel - astrophysicien, vulgarisateur scientifique, auteur de Starts With A Bang! Il a écrit les livres «Beyond the Galaxy» [ Beyond The Galaxy ] et «Tracknology: the science of Star Trek» [ Treknology ].

FAQ: si l'univers se développe, pourquoi ne nous développons-nous pas