L'univers peut-il s'effondrer un jour?

L'une des réalisations les plus importantes du 20e siècle a étéune définition précise de la taille, de l'étendue et de la masse de notre univers. Avec environ deux billions de galaxies contenues dans un rayon de 46 milliards d'années-lumière, notre Univers observable nous permet de reconstruire toute l'histoire de notre cosmos, jusqu'au Big Bang, et peut-être même un peu plus tôt. Mais qu'en est-il de l'avenir? Quel sera l'univers? Sera-ce?

Taux d'expansion de l'univers à un certainle moment ne dépend que de deux facteurs: la densité d'énergie totale existant dans l'espace-temps et la quantité de courbure d'espace présente. Si nous comprenons les lois de la gravité et comment les différents types d'énergie évoluent au fil du temps, nous pouvons restaurer tout ce qui s'est passé à un certain moment dans le passé. Nous pouvons également regarder divers objets distants à différentes distances et mesurer comment la lumière est étirée en raison de 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 étirée depuis le moment de la naissance de la lumière jusqu'au moment où nous l'avons observée.

À partir de nombreuses observations indépendantes, nous avons pu conclure en quoi consiste directement l'Univers. Nous avons fait trois grandes chaînes d'observations indépendantes:

• Dans le fond des micro-ondes cosmiques, il y a des fluctuations de température qui codent des informations sur la courbure de l'Univers, la matière normale, la matière noire, les neutrinos et la densité totale.
• Corrélations entre galaxies sur les plus grandesLes échelles - appelées vibrations acoustiques baryoniques - fournissent des mesures très strictes de la densité totale de la matière, du rapport entre la matière normale et la matière noire, et comment le taux d'expansion a changé au fil du temps.
• Et les bougies standard les plus éloignées et les plus lumineuses de l'Univers, les supernovae de type Ia, nous parlent du taux d'expansion et de l'énergie sombre, comment elles ont changé au fil du temps.

Ces chaînes de preuves, toutes ensemble, nous donnent une image cohérente de l'univers. Ils nous disent ce qu'il y a dans l'Univers moderne et nous donnent une cosmologie dans laquelle:

• 4,9% de l'énergie de l'Univers est représentée par la matière normale (protons, neutrons et électrons);
• 0,1% de l'énergie de l'Univers existe sous forme de neutrinos massifs (qui agissent comme de la matière récemment et agissaient comme un rayonnement dans les premiers temps);
• 0,01% de l'énergie de l'univers existe sous forme de rayonnement (comme les photons);
• 27% de l'énergie de l'univers existe sous forme de matière noire;
• 68% de l'énergie est inhérente à l'espace lui-même: l'énergie sombre.

Tout cela nous donne un univers plat (avec courbure0%), un univers sans défauts topologiques (monopôles magnétiques, cordes cosmiques, murs de domaine ou textures spatiales), un univers avec une histoire connue d'expansion.

Les équations de la relativité générale sont trèsdéterministe en ce sens: si nous savons en quoi consiste l'Univers aujourd'hui et les lois de la gravité, nous savons avec certitude à quel point chaque composant était important dans chaque période individuelle du passé. Au début, le rayonnement et les neutrinos dominaient. Des milliards d'années, les composants les plus importants étaient la matière noire et la matière normale. Au cours des derniers milliards d'années - et cela va empirer avec le temps - l'énergie sombre est devenue le facteur dominant de l'expansion de l'univers. Cela accélère l'univers et à partir de ce moment, beaucoup de gens cessent de comprendre ce qui se passe.

Il y a deux choses que nous pouvons mesurer lorsquenous parlons de l'expansion de l'Univers: la vitesse d'expansion et la vitesse avec laquelle les galaxies individuelles, de notre point de vue, entrent en perspective. Ils sont connectés, mais restent différents. Le taux d'expansion, d'une part, indique comment le tissu de l'espace lui-même s'étire au fil du temps. Il est toujours défini comme la vitesse par unité de distance, généralement définie en kilomètres par seconde (vitesse) par mégaparsec (distance), où un mégaparsec est d'environ 3,26 millions d'années-lumière.

S'il n'y avait pas d'énergie sombre, la vitessel'expansion diminuerait avec le temps, approchant de zéro, car la densité de matière et de rayonnement tomberait à zéro à mesure que le volume augmentait. Mais avec l'énergie sombre, ce taux d'expansion reste tributaire de la densité de l'énergie sombre. Si l'énergie sombre, par exemple, était une constante cosmologique, le taux d'expansion serait égal à une valeur constante. Mais en même temps, les galaxies individuelles s'éloignant de nous seraient accélérées.

Imaginez la vitesse d'expansion d'un certainvaleurs: 50 km / s / Mpc. Si la galaxie est située à une distance de 20 Mpc de nous, elle s'éloigne apparemment de nous à une vitesse de 1000 km / s. Mais donnez-lui du temps, et à mesure que le tissu de l'espace s'étend, cette galaxie sera finalement plus éloignée de nous. Au fil du temps, ce sera deux fois plus loin: 40 Mpc, et la vitesse de retrait sera de 2000 km / s. Un autre temps passera, et ce sera 10 fois plus loin: 200 Mpc, et une vitesse de retrait de 10 000 km / s. Au fil du temps, il s'éloignera à une distance de 6000 Mpc de nous et s'éloignera à une vitesse de 300 000 km / s, ce qui est plus rapide que la vitesse de la lumière. Plus le temps passe, plus vite la galaxie nous quittera. C'est pourquoi l'Univers «accélère»: le taux d'expansion diminue, mais la vitesse de récession des galaxies individuelles ne fait que croître chez nous.

Tout cela est conforme à nos meilleures mesures: l'énergie sombre est une densité d'énergie constante inhérente à l'espace lui-même. À mesure que l'espace s'étire, la densité de l'énergie sombre reste constante et l'Univers se terminera par une «grande congélation», lorsque tout ce qui n'est pas connecté ensemble par la gravité (comme notre groupe local, la galaxie, le système solaire) divergera et divergera. Si l'énergie sombre est en effet une constante cosmologique, cette expansion se poursuivra indéfiniment jusqu'à ce que l'Univers devienne froid et vide.

Mais si l'énergie sombre est dynamique - ce qui est possiblethéoriquement, mais il ne reste aucune preuve observable - tout peut se terminer par une grosse compression ou une grande pause. Dans Big Compression, l'énergie sombre va affaiblir et inverser progressivement le processus d'expansion de l'Univers, de sorte qu'il commence à se contracter. Un univers cyclique peut même apparaître, où la «contraction» donne lieu à un nouveau Big Bang. Si l'énergie sombre est renforcée, un autre sort nous attend, lorsque les structures connexes seront déchirées par le rythme d'expansion qui augmente progressivement. Cependant, aujourd'hui tout indique que la Grande Gelée nous attend, quand l'Univers s'étendra pour toujours.

Les principaux objectifs scientifiques des futurs observatoires commeEuclid ESA ou WFIRST de la NASA comprennent la mesure si l'énergie sombre est une constante cosmologique. Bien que la théorie dominante parle en faveur d'une énergie sombre constante, il est important de comprendre qu'il peut y avoir des possibilités non exclues par les mesures et les observations. En gros, l'Univers peut encore s'effondrer, ce qui n'est pas exclu. Besoin de plus de données.