Univers Page daide sur lhomonymie Pour les articles homonymes, voir Univers (homonymie). Gravure sur bois dite « de Flammarion », auteur inconnu, gravure sur bois, Paris 1888. Colorisation : Heikenwaelder Hugo, Wien 1998. LUnivers est lensemble de tout ce qui existe, régi par un certain nombre de lois. La cosmologie cherche à appréhender lUnivers dun point de vue scientifique, comme lensemble de la matière distribuée dans le temps et dans lespace. Pour sa part, la cosmogonie vise à établir une théorie de la création de lUnivers sur des bases philosophiques ou religieuses. La différence entre ces deux définitions nempêche pas nombre de physiciens davoir une conception finaliste de lunivers : voir à ce sujet le Principe anthropique. Selon le modèle standard, on ne connaît au plus que 5 % de la matière de lUnivers1 ; le reste se composerait de 25 % de matière noire et de 70 % dénergie noire. Selon le modèle alternatif avec antimatière soutenu notamment par Gabriel Chardin et Stephen Hawking, la quantité de matière présente dans lUnivers est quinze fois plus abondante que dans le modèle conventionnel2. Sommaire [masquer] 1 Découverte dans lHistoire 2 Naissance 2.1 Expansion, âge et Big Bang 2.2 Taille et Univers observable 2.3 Forme 2.4 Modèle dimensionnel 3 Avenir 4 Notes et références 5 Voir aussi 5.1 Articles connexes 5.2 Lien externe Découverte dans lHistoire[modifier | modifier le code] Articles détaillés : Monde (univers) et Révolution copernicienne. Les sciences grecques tentèrent de comprendre le monde et de lexpliquer : les philosophes Parménide, Platon, et Aristote avaient intégré lidée dune Terre sphérique, mais ils la voyaient au centre de lUnivers physique, alors que lécole de Milet se représentait la Terre plate ; Ératosthène tenta de réaliser des calculs précis, notamment la mesure de la circonférence dun méridien terrestre ; Aristarque de Samos est le premier à envisager un modèle de système planétaire héliocentré. Cette découverte ne fut alors pas suivie3, pour des raisons philosophiques surtout parce quune telle cosmologie est en désaccord avec la conception géocentrée du monde qui était retenue par de grands philosophes comme Parménide, Platon, et Aristote. Il 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 acceptable4, ainsi quune distance Terre-Soleil5. ; Hipparque poursuit ce travail : il recalcule, selon des méthodes nouvelles, la distance Terre-Soleil ainsi que la distance Terre-Lune (pour laquelle il retient la valeur de 67 1/3 rayons terrestres, contre 60,2 en réalité6), recense 1 500 étoiles[réf. nécessaire], retrouve approximativement la période de précession des équinoxes, qui était déjà connue des Babyloniens.[réf. nécessaire] Ptolémée poursuit le travail dHipparque. Son Almageste sera la référence astronomique essentielle pendant treize siècles. LUnivers selon le système de Ptolémée, vu par Andreas Cellarius en 1660-1661. Ces connaissances du monde grec perdureront et influenceront les sciences arabes après leffondrement de lEmpire romain dOccident. Elles resteront présentes en Orient (particulièrement, avec des hauts et des bas, à Byzance7), même si Cosmas dAlexandrie tente, sans succès, de restaurer le modèle dun monde plat. La Renaissance porte à son apogée cette représentation du monde, grâce aux explorations et aux grandes découvertes qui eurent lieu du xiiie au xvie siècles, à partir de systèmes géographiques et cosmologiques très élaborés (projection de Mercator). La révolution copernicienne bouleverse cette cosmologie en trois étapes : Copernic redécouvre lhéliocentrisme. Toutefois, cette redécouverte nest que partiellement révolutionnaire : en effet, Copernic reste attaché aux sphères transparentes du modèle dAristote (pourtant délaissé par Ptolémée) censées soutenir les planètes et leur imprimer leur mouvement ; il présente son système comme un simple artifice destiné à simplifier les calculs. Le dominicain Giordano Bruno défend la réalité du modèle héliocentrique et létend à toutes les étoiles, ouvrant la dimension de lUnivers physique à linfini. Il sera brulé au bûcher en tant quhérétique non pour des raisons scientifiques, mais religieuses. Kepler, Galilée et Newton posent les bases fondamentales de la mécanique à partir du mouvement des planètes, grâce à leurs études respectivement du mouvement elliptique des planètes autour du Soleil, laffinement des observations astronomiques avec la définition du mouvement uniformément accéléré, et la formalisation mathématique de la force de gravité. LUnivers, toutefois, reste confiné dans le système solaire. Des modèles physiques tels que la sphère armillaire ou lastrolabe ont été élaborés. Ils permettent denseigner et de calculer la position des astres dans le ciel visible. Aujourdhui encore, la carte du ciel mobile aide les astronomes amateurs à se repérer dans le ciel, cest une ré-incarnation de lastrolabe. Naissance[modifier | modifier le code] Expansion, âge et Big Bang[modifier | modifier le code] Articles détaillés : Frise chronologique du Big Bang, Expansion de lUnivers et Big Bang. Les observations du décalage vers le rouge des rayonnements électromagnétiques en provenance dautres galaxies suggèrent que celles-ci séloignent de notre galaxie, à une vitesse radiale déloignement proportionnelle à ce décalage (effet Doppler). En étudiant les galaxies proches, Edwin Hubble sest aperçu que la vitesse déloignement dune galaxie était proportionnelle à sa distance par rapport à lobservateur (loi de Hubble) ; une telle loi est explicable par un Univers visible en expansion. Bien que la constante de Hubble ait été révisée par le passé dans dimportantes 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 la parallaxe ; cette loi est ainsi utilisée pour déterminer la distance des galaxies les plus éloignées. En extrapolant lexpansion de lUnivers dans le passé, on arrive à une époque où celui-ci a dû être beaucoup plus chaud et beaucoup plus dense quaujourdhui. Cest le modèle du Big Bang , conçu par Georges Lemaître prêtre catholique belge, qui est un ingrédient essentiel du modèle standard de la cosmologie actuel et possède aujourdhui un grand nombre de confirmations expérimentales[réf. nécessaire]. La description du début de lhistoire de lUnivers par ce modèle ne commence cependant quaprès quil fût sorti dune période appelée ère de Planck durant laquelle léchelle dénergie de lUnivers était si grande que le modèle standard nest pas en mesure de décrire les phénomènes quantiques qui sy sont déroulés. Durant cette époque, seule une théorie de la gravitation quantique pourrait expliquer le comportement microscopique de la matière sous linfluence importante de la gravité. Mais les physiciens ne disposent pas encore (en 2013) dune telle théorie. Pour des raisons de cohérence avec les observations, après lère de Planck le modèle du Big Bang privilégie aujourdhui lexistence dune phase dinflation cosmique très brève mais durant laquelle lUnivers aurait grandi de façon extrêmement rapide. Cest suite à cette phase que lessentiel des particules de lUnivers auraient été créées avec une haute température, enclenchant un grand nombre de processus importants8 qui ont finalement abouti à lémission dune grande quantité de lumière, appelé fond diffus cosmologique, qui peut être aujourdhui observé avec une grande précision par toute une série dinstruments (ballons-sondes, sondes spatiales). Cest lobservation de ce rayonnement fossile micro-onde, remarquablement uniforme dans toutes les directions qui constitue aujourdhui lélément capital qui assoit le modèle du Big Bang comme description correcte de lUnivers dans son passé lointain. De nombreux éléments du modèles restent encore à déterminer (par exemple le modèle décrivant la phase dinflation), mais il y a aujourdhui consensus de la communauté scientifique autour du modèle du Big Bang. Dans le cadre du modèle ΛCDM, les contraintes issues des observations de la sonde WMAP9 sur les paramètres cosmologiques indiquent une valeur la plus probable pour lâge de lUnivers à environ 13,82 milliards dannées10 avec une incertitude de 0,02 milliard dannées, ce qui est en accord avec les données indépendantes issues de lobservation des amas globulaires11 ainsi que celle des naines blanches12. Taille et Univers observable[modifier | modifier le code] Article détaillé : Univers observable. À ce jour, aucune donnée scientifique ne permet de dire si lUnivers est fini ou infini. Certains théoriciens penchent pour un Univers infini, dautres pour un Univers fini mais non borné. Un exemple dUnivers fini et non borné serait lespace 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 en cosmologie emploient souvent le terme « Univers » dans le sens d« Univers observable »[réf. nécessaire]. Lêtre humain vit au centre de lUnivers observable, ce qui est en contradiction apparente avec le principe de Copernic qui dit que lUnivers 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 sa vitesse nest pas infinie : regarder au loin revient à regarder un événement décalé dans le passé du temps quil a fallu à la lumière pour parcourir la distance séparant lobservateur du phénomène observé. Or il ne nous est pas possible de voir de phénomène issu davant le Big Bang. Ainsi, les limites de lUnivers observable correspondent au lieu le plus lointain de lUnivers pour lesquelles la lumière a mis moins de 13,7 milliards dannées à parvenir à lobservateur, ce qui le place immanquablement au centre de son Univers observable. On appelle « horizon cosmologique » la première lumière émise par le Big Bang il y a 13,7 milliards dannées. On estime que le diamètre de cet Univers observable est de 100 milliards dannées lumière13. Celui-ci contient environ 7×1022 étoiles, répandues dans environ 1011 galaxies, elles-mêmes organisées en amas et superamas de galaxies13. Mais le nombre de galaxies pourrait être encore plus grand, selon le champ profond observé avec le télescope spatial Hubble. Il est cependant possible que l’Univers observable ne soit quune infime partie d’un Univers réel beaucoup plus grand. La définition de lUnivers choisie par cet article (« ensemble de tout ce qui existe ») soulève par ailleurs différents problèmes. Tout dabord, il ne peut pas posséder de « bord » au sens intuitif du terme. En effet, lexistence de bord impliquerait lexistence dun extérieur à lUnivers. Or par définition lUnivers est lensemble de tout ce qui existe, il ne peut donc rien exister à lextérieur. Toutefois cela ne signifie pas que lUnivers est infini, il peut être fini sans avoir de « bord », sans avoir en fait dextérieur. Cela soulève une autre interrogation : que signifie pour lUnivers dêtre en expansion sil na ni bord ni extérieur ? Forme[modifier | modifier le code] Articles détaillés : Forme de lUnivers et Courbure spatiale. Une importante question de cosmologie est de connaître la forme de lUnivers. Est-ce que lUnivers est « plat » ? Cest-à-dire : est-ce que le théorème de Pythagore pour les triangles droits est valide à de plus grandes échelles ? Actuellement, la plupart des cosmologues pensent que lUnivers observable est (presque) plat, juste comme la Terre est (presque) plate14. Est-ce que lUnivers est simplement connexe ? Selon le modèle standard du Big Bang, lUnivers na aucune frontière spatiale, mais peut néanmoins être de taille finie. Ceci peut être compris par une analogie bidimensionnelle : la surface de la Terre na aucun bord, mais possède une aire bien déterminée. Vous pouvez également penser à un cylindre et imaginer de coller les deux extrémités du cylindre ensemble, mais sans plier le cylindre. Cest aussi un espace bidimensionnel avec une surface finie, mais au contraire de la surface de la Terre, il est plat, et peut ainsi servir de meilleur modèle. Par conséquent, à proprement parler, nous devrions appeler les étoiles et les galaxies mentionnées ci-dessus « images » détoiles et de galaxies, puisquil est possible que lUnivers soit fini et si petit que nous pouvons voir une ou plusieurs fois autour de lui, et le vrai nombre détoiles et de galaxies physiquement distinctes pourrait être plus petit. Des hypothèses dUnivers multiconnexe ont été proposées et sont en cours détude[réf. nécessaire]. Modèle dimensionnel[modifier | modifier le code] LUnivers a-t-il trois, six, dix dimensions ou plus ? La théorie des cordes prédit quespace et matière sont consubstantiels. Il ny a pas de « contenant » (lespace) mais un fond despace-temps qui interagit avec la matière. Dans certains cas particuliers, la notion de « nombre de dimensions de lespace » dépend de lintensité avec laquelle les cordes réagissent entre elles. Si cette interaction est faible, elles semblent se propager dans un espace à neuf dimensions - auxquelles il faut rajouter celle du temps. Si cette interaction croît, cela développe une dimension de plus (ou plus en fonction de lintensité de linteraction) à laquelle il faut toujours rajouter celle du temps. Supposons maintenant quon enferme lUnivers dans un espace « fini » (une boîte pour être concret) et que cet espace rapetisse jusquà 10-32 centimètre de côté, la théorie des cordes le prédit équivalent à un Univers très grand. La conception despace est fondamentalement bouleversée. La mise en route du grand collisionneur de hadrons de Genève, Large Hadron Collider (plus communément appelé LHC), viendra peut-être confirmer cette théorie. Elle ne pourra en revanche pas linfirmer, car aucun ordre de grandeur na été prédit par la théorie des cordes. Ainsi, si le phénomène nest pas détecté, cela pourrait signifier que trop peu dénergie a été générée pour rendre le phénomène observable, sans impliquer pour autant que la théorie soit nécessairement erronée. Avenir[modifier | modifier le code] Selon les prédictions du modèle cosmologique le plus couramment admis de nos jours, les « objets galactiques » auront une fin : cest la mort thermique de lUnivers. Le Soleil, par exemple, séteindra dans 5 (à 7) milliards dannées, lorsquil aura consumé tout son combustible. À terme, les autres étoiles évolueront elles aussi dans des cataclysmes cosmologiques (explosions, effondrements). Déjà les naissances détoiles ralentissent15 faute de matière, qui se raréfie au fil du temps. Dans 20 milliards dannées environ, aucun astre ne sallumera plus. LUnivers sera peuplé détoiles éteintes (étoiles à neutrons, naines blanches, trous noirs) et des naines rouges résiduelles. À bien plus longues échéances, les galaxies se désagrègeront dans des collisions géantes par leurs interactions gravitationnelles internes et externes16. En ce qui concerne le contenant (« lespace »), certains physiciens[Qui ?] pensent que le processus dexpansion sera gravitationnellement ralenti et sinversera selon le scénario du Big Crunch17. Pour dautres[Qui ?], lexpansion, qui semble à présent accélérée par la présence dune énergie répulsive de nature inconnue (lénergie sombre), continuera à jamais. Peu à peu, les astres éteints sagglutineront en trous noirs. LUnivers, sans aucune structure, ne sera plus quun bain de photons de plus en plus froids18. Toute activité dans lUnivers séteindra ainsi à jamais : cest le Big Chill. Si au contraire la quantité dénergie sombre croît, lUnivers continuera son expansion à une vitesse toujours plus grande pour exploser à toutes les échelles : toute la matière qui le compose (y compris les atomes) se déchirera par dilatation de lespace. Cest le Big Rip (littéralement : « grand déchirement »). Certains modèles prévoient une telle fin dans 22 milliards dannées. Chacun de ces scénario dépend donc de la quantité dénergie sombre que contiendra lUnivers à un moment donné. Actuellement, létat des connaissances suggère non seulement quil y a insuffisamment de masse et dénergie pour provoquer ce Big Rip, mais que lexpansion de lUnivers semble saccélérer et continuera donc pour toujours19.
Posted on: Sun, 27 Oct 2013 08:00:50 +0000
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