Destin ultime de l'univers - Ultimate fate of the universe

Le destin ultime de l'univers est un sujet de cosmologie physique , dont les restrictions théoriques permettent de décrire et d'évaluer des scénarios possibles pour l'évolution et le destin ultime de l' univers . Sur la base des preuves d'observation disponibles, décider du destin et de l'évolution de l'univers est devenu une question cosmologique valable, dépassant les contraintes pour la plupart incontrôlables des croyances mythologiques ou théologiques. Plusieurs futurs possibles ont été prédits par différentes hypothèses scientifiques, notamment que l'univers aurait pu exister pendant une durée finie et infinie, ou pour expliquer la manière et les circonstances de son commencement.

Les observations faites par Edwin Hubble dans les années 1920-1950 ont révélé que les galaxies semblaient s'éloigner les unes des autres, conduisant à la théorie du Big Bang actuellement acceptée . Cela suggère que l'univers a commencé - très petit et très dense - il y a environ 13,82 milliards d'années , et qu'il s'est étendu et (en moyenne) est devenu moins dense depuis. La confirmation du Big Bang dépend principalement de la connaissance du taux d'expansion, de la densité moyenne de la matière et des propriétés physiques de la masse-énergie dans l'univers.

Il y a un fort consensus parmi les cosmologistes que la forme de l'univers est considérée comme « plate » (les lignes parallèles restent parallèles) et continuera à s'étendre pour toujours.

Les facteurs qui doivent être pris en compte pour déterminer l'origine et le destin ultime de l'univers comprennent les mouvements moyens des galaxies, la forme et la structure de l'univers et la quantité de matière noire et d' énergie noire que l'univers contient.

Base scientifique émergente

Théorie

L'exploration scientifique théorique du destin ultime de l'univers est devenue possible avec la théorie de la relativité générale d' Albert Einstein en 1915 . La relativité générale peut être utilisée pour décrire l'univers à la plus grande échelle possible. Il existe plusieurs solutions possibles aux équations de la relativité générale, et chaque solution implique un destin ultime possible de l'univers.

Alexander Friedmann a proposé plusieurs solutions en 1922, tout comme Georges Lemaître en 1927. Dans certaines de ces solutions, l'univers s'est étendu à partir d'une singularité initiale qui était essentiellement le Big Bang.

Observation

En 1929, Edwin Hubble a publié sa conclusion, basée sur ses observations d' étoiles variables céphéides dans des galaxies lointaines, que l'univers était en expansion. Dès lors, le début de l'univers et sa fin possible ont fait l'objet d'investigations scientifiques sérieuses.

Théories du Big Bang et de l'état stable

En 1927, Georges Lemaître énonce une théorie que l'on appelle depuis la théorie du Big Bang de l'origine de l'univers. En 1948, Fred Hoyle a exposé sa théorie opposée de l' état stable dans laquelle l'univers s'est continuellement étendu mais est resté statistiquement inchangé alors que de la nouvelle matière est constamment créée. Ces deux théories étaient des prétendants actifs jusqu'à la découverte en 1965, par Arno Penzias et Robert Wilson , du rayonnement de fond diffus cosmologique , un fait qui est une prédiction directe de la théorie du Big Bang, et que la théorie originale de l'état stable ne pouvait expliquer. . En conséquence, la théorie du Big Bang est rapidement devenue la vision la plus répandue de l'origine de l'univers.

Constante cosmologique

Einstein et ses contemporains croyaient en un univers statique . Quand Einstein découvrit que ses équations de la relativité générale pouvaient facilement être résolues de manière à permettre à l'univers de s'étendre dans le présent et de se contracter dans un futur lointain, il ajouta à ces équations ce qu'il appela une constante cosmologique  —essentiellement un densité d'énergie constante, non affectée par aucune expansion ou contraction ⁠— ⁠dont le rôle était de compenser l'effet de la gravité sur l'univers dans son ensemble de manière à ce que l'univers reste statique. Cependant, après que Hubble eut annoncé sa conclusion que l'univers était en expansion, Einstein écrira que sa constante cosmologique était "la plus grande bévue de ma vie".

Paramètre de densité

Un paramètre important dans le destin de la théorie de l'univers est le paramètre de densité , oméga ( ), défini comme la densité moyenne de matière de l'univers divisée par une valeur critique de cette densité. Cela sélectionne l'une des trois géométries possibles selon qu'elle est égale, inférieure ou supérieure à . On les appelle respectivement les univers plat, ouvert et fermé. Ces trois adjectifs se réfèrent à la géométrie globale de l'univers , et non à la courbure locale de l' espace - temps causée par des amas de masse plus petits (par exemple, les galaxies et les étoiles ). Si le contenu principal de l'univers est la matière inerte, comme dans les modèles de poussières populaires pendant une grande partie du 20e siècle, il y a un destin particulier correspondant à chaque géométrie. Par conséquent, les cosmologistes visaient à déterminer le sort de l'univers en mesurant , ou de manière équivalente la vitesse à laquelle l'expansion ralentissait.

Force répulsive

A partir de 1998, les observations de supernovas dans des galaxies lointaines ont été interprétées comme cohérentes avec un univers dont l' expansion s'accélère . La théorisation cosmologique ultérieure a été conçue de manière à permettre cette accélération possible, presque toujours en invoquant l'énergie noire , qui dans sa forme la plus simple n'est qu'une constante cosmologique positive. En général, l'énergie noire est un terme fourre-tout pour tout champ hypothétique avec une pression négative, généralement avec une densité qui change à mesure que l'univers s'étend.

Rôle de la forme de l'univers

Le destin ultime d'un univers en expansion dépend de la densité de matière et de la densité d'énergie noire

Le consensus scientifique actuel de la plupart des cosmologistes est que le destin ultime de l'univers dépend de sa forme générale, de la quantité d' énergie noire qu'il contient et de l' équation d'état qui détermine comment la densité d'énergie noire répond à l'expansion de l'univers. Des observations récentes concluent, à partir de 7,5 milliards d'années après le Big Bang, que le taux d'expansion de l'univers a probablement augmenté, conformément à la théorie de l'univers ouvert. Cependant, d'autres mesures récentes de la sonde d'anisotropie micro-onde Wilkinson suggèrent que l'univers est plat ou très proche de l'état plat.

Univers fermé

Si , la géométrie de l'espace est fermée comme la surface d'une sphère. La somme des angles d'un triangle dépasse 180 degrés et il n'y a pas de lignes parallèles ; toutes les lignes finissent par se rencontrer. La géométrie de l'univers est, au moins à très grande échelle, elliptique .

Dans un univers fermé, la gravité arrête finalement l'expansion de l'univers, après quoi elle commence à se contracter jusqu'à ce que toute la matière de l'univers s'effondre jusqu'à un point, une singularité finale appelée « Big Crunch », à l'opposé du Big Bang. Certaines nouvelles théories modernes supposent que l'univers peut avoir une quantité importante d'énergie noire, dont la force répulsive peut être suffisante pour que l'expansion de l'univers se poursuive pour toujours, même si .

Univers ouvert

Si , la géométrie de l'espace est ouverte , c'est-à-dire incurvée négativement comme la surface d'une selle. La somme des angles d'un triangle est inférieure à 180 degrés, et les lignes qui ne se rencontrent pas ne sont jamais équidistantes ; ils ont un point de moindre distance et s'écartent autrement. La géométrie d'un tel univers est hyperbolique .

Même sans énergie noire, un univers à courbe négative s'étend pour toujours, la gravité ralentissant de manière négligeable le taux d'expansion. Avec l'énergie noire, l'expansion non seulement continue mais s'accélère. Le destin ultime d'un univers ouvert est soit la mort thermique universelle , un " Big Freeze " (à ne pas confondre avec la mort thermique , malgré une interprétation de nom apparemment similaire ⁠— ⁠voir § Théories sur la fin de l'univers ci-dessous), ou un " Big Rip ", en particulier l'énergie noire , la quintessence , et le scénario Big Rip . où l'accélération causée par l'énergie noire devient finalement si forte qu'elle submerge complètement les effets des forces de liaison gravitationnelles , électromagnétiques et fortes .

A l'inverse, une constante cosmologique négative , qui correspondrait à une densité d'énergie négative et à une pression positive, provoquerait même un nouvel effondrement d'un univers ouvert en un grand craquement.

Univers plat

Si la densité moyenne de l'univers est exactement égale à la densité critique de sorte que , alors la géométrie de l'univers est plate : comme dans la géométrie euclidienne , la somme des angles d'un triangle est de 180 degrés et les lignes parallèles maintiennent continuellement la même distance. Les mesures de la sonde d'anisotropie micro-onde Wilkinson ont confirmé que l'univers est plat avec une marge d'erreur de 0,4%.

En l'absence d'énergie noire, un univers plat s'étend indéfiniment mais à un rythme en décélération continue, l'expansion s'approchant asymptotiquement de zéro. Avec l'énergie noire, le taux d'expansion de l'univers ralentit initialement, en raison des effets de la gravité, mais augmente finalement, et le destin ultime de l'univers devient le même que celui d'un univers ouvert.

Théories sur la fin de l'univers

Le destin de l'univers est déterminé par sa densité. La prépondérance des preuves à ce jour, basée sur des mesures du taux d'expansion et de la densité de masse, favorise un univers qui continuera à s'étendre indéfiniment, résultant en le scénario "Big Freeze" ci-dessous. Cependant, les observations ne sont pas concluantes et des modèles alternatifs sont encore possibles.

Grand gel ou mort par la chaleur

Le Big Freeze (ou Big Chill) est un scénario dans lequel une expansion continue se traduit par un univers qui approche asymptotiquement la température du zéro absolu . Ce scénario, combiné au scénario Big Rip, s'impose comme l'hypothèse la plus importante. Elle ne pourrait, en l'absence d'énergie noire, se produire que sous une géométrie plate ou hyperbolique. Avec une constante cosmologique positive, il pourrait également se produire dans un univers fermé. Dans ce scénario, les étoiles devraient se former normalement pendant 10 12 à 10 14 (1 à 100 billions) d'années, mais finalement l'approvisionnement en gaz nécessaire à la formation des étoiles sera épuisé. Alors que les étoiles existantes manquent de carburant et cessent de briller, l'univers s'assombrira lentement et inexorablement. Finalement, les trous noirs domineront l'univers, qui eux-mêmes disparaîtront avec le temps en émettant un rayonnement de Hawking . Sur un temps infini, il y aurait une diminution spontanée de l' entropie par le théorème de récurrence de Poincaré , les fluctuations thermiques et le théorème de fluctuation .

Un scénario connexe est la mort par la chaleur , qui indique que l'univers passe à un état d' entropie maximale dans lequel tout est uniformément réparti et il n'y a pas de gradients - qui sont nécessaires pour soutenir le traitement de l'information , dont une forme est la vie . Le scénario de mort par la chaleur est compatible avec l'un des trois modèles spatiaux, mais nécessite que l'univers atteigne un éventuel minimum de température.

Grande déchirure

La constante de Hubble actuelle définit un taux d'accélération de l'univers pas assez grand pour détruire les structures locales comme les galaxies, qui sont maintenues ensemble par la gravité, mais assez grand pour augmenter l'espace entre elles. Une augmentation constante de la constante de Hubble jusqu'à l'infini entraînerait la désintégration de tous les objets matériels de l'univers, à commencer par les galaxies et éventuellement (dans un temps fini) toutes les formes, aussi petites soient-elles, en particules élémentaires non liées , en rayonnement et au-delà. Au fur et à mesure que la densité d'énergie, le facteur d'échelle et le taux d'expansion deviennent infinis, l'univers se termine comme ce qui est effectivement une singularité.

Dans le cas particulier de l'énergie sombre fantôme , qui a supposé une énergie cinétique négative qui entraînerait un taux d'accélération plus élevé que ce que prédisent d'autres constantes cosmologiques, une grande déchirure plus soudaine pourrait se produire.

Gros craquement

Le Grand Crunch. L'axe vertical peut être considéré comme une expansion ou une contraction avec le temps.

L' hypothèse du Big Crunch est une vision symétrique du destin ultime de l'univers. Tout comme le Big Bang a commencé comme une expansion cosmologique, cette théorie suppose que la densité moyenne de l'univers sera suffisante pour arrêter son expansion et que l'univers commencera à se contracter. Le résultat final est inconnu; une simple estimation ferait s'effondrer toute la matière et l'espace-temps de l'univers en une singularité sans dimension dans la façon dont l'univers a commencé avec le Big Bang, mais à ces échelles, des effets quantiques inconnus doivent être pris en compte (voir Gravité quantique ). Des preuves récentes suggèrent que ce scénario est peu probable mais n'a pas été exclu, car les mesures n'ont été disponibles que sur une courte période de temps, relativement parlant, et pourraient s'inverser à l'avenir.

Ce scénario permet au Big Bang de se produire immédiatement après le Big Crunch d'un univers précédent. Si cela se produit à plusieurs reprises, cela crée un modèle cyclique , également connu sous le nom d'univers oscillatoire. L'univers pourrait alors consister en une séquence infinie d'univers finis, chaque univers fini se terminant par un Big Crunch qui est également le Big Bang de l'univers suivant. Un problème avec l'univers cyclique est qu'il ne se réconcilie pas avec la deuxième loi de la thermodynamique , car l'entropie s'accumulerait d'oscillation en oscillation et provoquerait la mort thermique éventuelle de l'univers. Les preuves actuelles indiquent également que l'univers n'est pas fermé . Cela a poussé les cosmologistes à abandonner le modèle de l'univers oscillant. Une idée quelque peu similaire est adoptée par le modèle cyclique , mais cette idée échappe à la mort thermique en raison d'une expansion des branes qui dilue l'entropie accumulée dans le cycle précédent.

Gros rebond

Le Big Bounce est un modèle scientifique théorisé lié au début de l'univers connu. Il dérive de l'univers oscillatoire ou de l'interprétation de répétition cyclique du Big Bang où le premier événement cosmologique était le résultat de l'effondrement d'un univers précédent.

Selon une version de la théorie du Big Bang de la cosmologie, au début l'univers était infiniment dense. Une telle description semble être en contradiction avec d'autres théories plus largement acceptées, en particulier la mécanique quantique et son principe d'incertitude . Il n'est donc pas surprenant que la mécanique quantique ait donné naissance à une version alternative de la théorie du Big Bang. De plus, si l'univers est fermé, cette théorie prédirait qu'une fois que cet univers s'effondrera, il engendrera un autre univers dans un événement similaire au Big Bang après qu'une singularité universelle soit atteinte ou qu'une force quantique répulsive provoque une ré-expansion.

En termes simples, cette théorie stipule que l'univers répétera continuellement le cycle d'un Big Bang, suivi d'un Big Crunch.

grand slurp

Cette théorie postule que l'univers existe actuellement dans un faux vide et qu'il pourrait devenir un vrai vide à tout moment.

Afin de mieux comprendre la théorie du faux effondrement du vide, il faut d'abord comprendre le champ de Higgs qui imprègne l'univers. Tout comme un champ électromagnétique, sa force varie en fonction de son potentiel. Un vrai vide existe tant que l'univers existe dans son état d'énergie le plus bas, auquel cas la théorie du faux vide n'est pas pertinente. Cependant, si le vide n'est pas dans son état d'énergie le plus bas (un faux vide ), il pourrait creuser un tunnel dans un état d'énergie plus faible. C'est ce qu'on appelle la décroissance du vide . Cela a le potentiel de modifier fondamentalement notre univers ; dans des scénarios plus audacieux, même les diverses constantes physiques pourraient avoir des valeurs différentes, affectant gravement les fondements de la matière , de l' énergie et de l' espace - temps . Il est également possible que toutes les structures soient détruites instantanément, sans aucun avertissement.

Incertitude cosmique

Chaque possibilité décrite jusqu'ici est basée sur une forme très simple de l'équation d'état de l'énergie noire. Cependant, comme son nom est censé l'impliquer, on sait actuellement très peu de choses sur la physique de l'énergie noire . Si la théorie de l' inflation est vraie, l'univers a traversé un épisode dominé par une forme différente d'énergie noire dans les premiers instants du Big Bang, mais l'inflation s'est terminée, indiquant une équation d'état beaucoup plus complexe que celles supposées jusqu'à présent pour le présent -jour d'énergie noire. Il est possible que l'équation d'état de l'énergie noire change à nouveau, entraînant un événement qui aurait des conséquences extrêmement difficiles à prévoir ou à paramétrer. Alors que la nature de l'énergie noire et de la matière noire reste énigmatique, voire hypothétique, les possibilités entourant leur rôle à venir dans l'univers sont actuellement inconnues. Aucune de ces fins théoriques pour l'univers n'est certaine.

Contraintes observationnelles sur les théories

Le choix parmi ces scénarios rivaux se fait en « pesant » l'univers, par exemple, en mesurant les contributions relatives de la matière , du rayonnement , de la matière noire et de l'énergie noire à la densité critique . Plus concrètement, des scénarios concurrents sont évalués par rapport aux données sur l' amas de galaxies et les supernovas lointaines , et sur les anisotropies dans le fond diffus cosmologique .

Voir également

Les références

Lectures complémentaires

Liens externes