Univers - Universe

Univers

L' image du champ ultra-profond de Hubble montre certaines des galaxies les plus éloignées visibles avec la technologie actuelle, chacune composée de milliards d'étoiles. (Zone d'image apparente environ 1/79 de celle d'une pleine lune)
Âge (dans le modèle Lambda-CDM )	13,799 ± 0,021 milliard d'années
Diamètre	Inconnu. Diamètre de l' univers observable :8,8 × 10 26  m (28,5 G pc ou 93 G ly )
Masse (matière ordinaire)	Au moins 10 53 kg
Densité moyenne (incluant la contribution de l' énergie )	9,9 x 10 -30 g / cm 3
Température moyenne	2,72548 K (-270,4 °C ou -454,8 °F )
Contenu principal	Matière ordinaire (baryonique) (4,9%) Matière noire (26,8%) Énergie noire (68,3%)
Forme	Plat avec une marge d'erreur de 0,4%

L' univers ( latin : universus ) est tout l' espace et le temps et leur contenu, y compris les planètes , les étoiles , les galaxies et toutes les autres formes de matière et d' énergie . La théorie du Big Bang est la description cosmologique dominante du développement de l'univers. Selon l'estimation de cette théorie, l'espace et le temps ont émergé ensembleIl y a 13,799 ± 0,021 milliard d'années , et l'univers n'a cessé de s'étendre depuis. Alors que la taille spatiale de l'univers entier est inconnue, l'équation de l'inflation cosmique indique qu'il doit avoir un diamètre minimum de 23 billions d'années-lumière, et il est possible de mesurer la taille de l' univers observable , qui est d'environ 93 milliards d' années-lumière. de diamètre à l'heure actuelle.

Les premiers modèles cosmologiques de l'univers ont été développés par les anciens philosophes grecs et indiens et étaient géocentriques , plaçant la Terre au centre. Au fil des siècles, des observations astronomiques plus précises ont conduit Nicolaus Copernicus à développer le modèle héliocentrique avec le Soleil au centre du Système solaire . En développant la loi de la gravitation universelle , Isaac Newton s'est appuyé sur les travaux de Copernic ainsi que sur les lois du mouvement planétaire de Johannes Kepler et les observations de Tycho Brahe .

D'autres améliorations d'observation ont conduit à la réalisation que le Soleil est l'une des centaines de milliards d'étoiles de la Voie lactée , qui est l'une des quelques centaines de milliards de galaxies de l'univers. La plupart des étoiles d'une galaxie ont des planètes . À la plus grande échelle , les galaxies sont réparties uniformément et de la même manière dans toutes les directions, ce qui signifie que l'univers n'a ni bord ni centre. À plus petite échelle, les galaxies sont réparties en amas et en superamas qui forment d'immenses filaments et vides dans l'espace, créant une vaste structure semblable à de la mousse. Des découvertes au début du 20e siècle ont suggéré que l'univers avait un début et que l' espace s'est étendu depuis lors à un rythme croissant.

Selon la théorie du Big Bang, l'énergie et la matière initialement présentes sont devenues moins denses à mesure que l'univers s'étendait. Après une première expansion accélérée appelée époque inflationniste à environ 10 ⁻³² secondes, et la séparation des quatre forces fondamentales connues , l'univers s'est progressivement refroidi et a continué à s'étendre, permettant aux premières particules subatomiques et atomes simples de se former. La matière noire s'est progressivement rassemblée, formant une structure semblable à une mousse de filaments et de vides sous l'influence de la gravité . Des nuages ​​géants d' hydrogène et d' hélium ont été progressivement attirés vers les endroits où la matière noire était la plus dense , formant les premières galaxies, étoiles et tout ce que l'on voit aujourd'hui.

En étudiant le mouvement des galaxies, il a été découvert que l'univers contient beaucoup plus de matière que n'en expliquent les objets visibles ; étoiles, galaxies, nébuleuses et gaz interstellaire. Cette matière invisible est connue sous le nom de matière noire (l' obscurité signifie qu'il existe un large éventail de preuves indirectes solides qu'elle existe, mais nous ne l'avons pas encore détectée directement). Le modèle ΛCDM est le modèle le plus largement accepté de l'univers. Il suggère qu'environ69,2% ± 1,2% [2015] de la masse et de l'énergie de l'univers est une constante cosmologique (ou, dans les extensions de ΛCDM, d'autres formes d' énergie noire , comme un champ scalaire ) qui est responsable de l' expansion actuelle de l'espace , Et à propos25,8% ± 1,1% [2015] est de la matière noire. La matière ordinaire (« baryonique ») n'est donc que4,84 % ± 0,1 % [2015] de l'univers physique. Les étoiles, les planètes et les nuages ​​de gaz visibles ne forment qu'environ 6 % de la matière ordinaire.

Il existe de nombreuses hypothèses concurrentes sur le destin ultime de l'univers et sur ce qui, le cas échéant, a précédé le Big Bang, tandis que d'autres physiciens et philosophes refusent de spéculer, doutant que les informations sur les états antérieurs ne soient jamais accessibles. Certains physiciens ont suggéré diverses hypothèses multivers , dans lesquelles notre univers pourrait être l'un des nombreux univers qui existent également.

Fait partie d'une série sur
Cosmologie physique
Big Bang  · Univers Âge de l'univers Chronologie de l'univers
Univers primitif Inflation  · Nucléosynthèse Arrière-plans Onde gravitationnelle (GWB) Micro-ondes (CMB)  · Neutrino (CNB)
Agrandissement  · Avenir Loi de Hubble  · Redshift Expansion métrique de l'espace métrique FLRW  · équations de Friedmann Cosmologie inhomogène L'avenir d'un univers en expansion Le destin ultime de l'univers
Composants  · Structure Composants Modèle Lambda-CDM Énergie noire  · Fluide  sombre · Matière noire Structure Forme de l'univers Filament galactique  · Formation galactique Grand groupe de quasars Structure à grande échelle Réionisation  · Formation de structure
Expériences Initiative du trou noir (BHI) Boomerang Explorateur d'arrière-plan cosmique (COBE) Enquête sur l'énergie noire Projet Illustris Observatoire spatial de Planck Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift Survey ("2dF") Sonde d' anisotropie micro-ondes Wilkinson (WMAP)
Scientifiques Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Copernic de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galilée Gamow Guth Colportage Hubble Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Insister sur Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovitch Liste des cosmologistes
Historique du sujet Découverte du rayonnement de fond cosmique micro - ondes Histoire de la théorie du Big Bang Interprétations religieuses de la théorie du Big Bang Chronologie des théories cosmologiques
Catégorie  Portail d'astronomie
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Définition

Lire les médias

Télescope spatial Hubble - Zoom arrière des galaxies à champ ultra-profond vers le champ Legacy
(vidéo 00:50; 2 mai 2019)

L'univers physique est défini comme l'ensemble de l' espace et du temps (collectivement appelés espace-temps ) et de leur contenu. Un tel contenu comprend toute l'énergie sous ses diverses formes, y compris le rayonnement électromagnétique et la matière , et donc les planètes, les lunes , les étoiles, les galaxies et le contenu de l' espace intergalactique . L'univers comprend également les lois physiques qui influencent l'énergie et la matière, telles que les lois de conservation , la mécanique classique et la relativité .

L'univers est souvent défini comme « la totalité de l'existence », ou tout ce qui existe, tout ce qui a existé et tout ce qui existera. En fait, certains philosophes et scientifiques soutiennent l'inclusion d'idées et de concepts abstraits, tels que les mathématiques et la logique, dans la définition de l'univers. Le mot univers peut également se référer à des concepts tels que le cosmos , le monde et la nature .

Étymologie

Le mot univers dérive du mot ancien français univers , qui à son tour dérive du mot latin universum . Le mot latin a été utilisé par Cicéron et plus tard par des auteurs latins dans plusieurs des mêmes sens que le mot anglais moderne .

Synonymes

Un terme pour l' univers parmi les anciens philosophes grecs à partir de Pythagore était τὸ πᾶν ( tò pân ) 'le tout', défini comme toute matière et tout espace, et τὸ ὅλον ( tò hólon ) 'toutes choses', qui n'incluait pas nécessairement le annuler. Un autre synonyme était ὁ κόσμος ( ho kósmos ) signifiant « le monde , le cosmos ». Des synonymes sont également trouvés dans les auteurs latins ( totum , mundus , natura ) et survivent dans les langues modernes, par exemple, les mots allemands Das All , Weltall et Natur pour l' univers . Les mêmes synonymes se trouvent en anglais, tels que tout (comme dans la théorie de tout ), le cosmos (comme dans la cosmologie ), le monde (comme dans l' interprétation des mondes multiples ) et la nature (comme dans les lois naturelles ou la philosophie naturelle). ).

Chronologie et Big Bang

Le modèle dominant pour l'évolution de l'univers est la théorie du Big Bang. Le modèle du Big Bang indique que l'état le plus ancien de l'univers était un état extrêmement chaud et dense, et que l'univers s'est ensuite étendu et s'est refroidi. Le modèle est basé sur la relativité générale et sur des hypothèses simplificatrices telles que l' homogénéité et l' isotropie de l'espace. Une version du modèle avec une constante cosmologique (Lambda) et une matière noire froide , connue sous le nom de modèle Lambda-CDM , est le modèle le plus simple qui fournit un compte rendu raisonnablement bon de diverses observations sur l'univers. Le modèle du Big Bang rend compte d'observations telles que la corrélation de la distance et du décalage vers le rouge des galaxies, le rapport entre le nombre d'atomes d'hydrogène et d'hélium et le fond de rayonnement micro-ondes.

Dans ce diagramme, le temps passe de gauche à droite, donc à tout moment, l'univers est représenté par une "tranche" en forme de disque du diagramme

L'état initial chaud et dense est appelé l' époque de Planck , une brève période s'étendant du temps zéro à une unité de temps de Planck d'environ 10 à ⁴³ secondes. À l'époque de Planck, tous les types de matière et tous les types d'énergie étaient concentrés dans un état dense, et la gravité - actuellement la plus faible de loin des quatre forces connues - aurait été aussi forte que les autres forces fondamentales, et toutes les forces peuvent avoir été unifiées . Depuis l'époque de Planck, l'espace s'est étendu à son échelle actuelle, avec une période très courte mais intense d' inflation cosmique qui se serait produite dans les 10 à ³² premières secondes. C'était une sorte d'expansion différente de celles que nous pouvons voir autour de nous aujourd'hui. Les objets dans l'espace ne bougeaient pas physiquement ; à la place, la métrique qui définit l'espace lui-même a changé. Bien que les objets dans l' espace-temps ne puissent pas se déplacer plus rapidement que la vitesse de la lumière , cette limitation ne s'applique pas à la métrique régissant l'espace-temps lui-même. On pense que cette période initiale d'inflation explique pourquoi l'espace semble être très plat et beaucoup plus grand que la lumière ne pourrait voyager depuis le début de l'univers.

Dans la première fraction de seconde de l'existence de l'univers, les quatre forces fondamentales s'étaient séparées. Alors que l'univers continuait à se refroidir à partir de son état incroyablement chaud, divers types de particules subatomiques ont pu se former en de courtes périodes de temps connues sous le nom d' époque des quarks , des hadrons et des leptons . Ensemble, ces époques englobaient moins de 10 secondes de temps après le Big Bang. Ces particules élémentaires se sont associées de manière stable dans des combinaisons de plus en plus grandes, y compris des protons et des neutrons stables , qui ont ensuite formé des noyaux atomiques plus complexes par fusion nucléaire . Ce processus, connu sous le nom de nucléosynthèse du Big Bang , n'a duré qu'environ 17 minutes et s'est terminé environ 20 minutes après le Big Bang, de sorte que seules les réactions les plus rapides et les plus simples se sont produites. Environ 25% des protons et tous les neutrons de l'univers, en masse, ont été convertis en hélium , avec de petites quantités de deutérium (une forme d' hydrogène ) et des traces de lithium . Tout autre élément n'a été formé qu'en très petites quantités. Les 75 % restants des protons sont restés inchangés, sous forme de noyaux d' hydrogène .

Après la fin de la nucléosynthèse, l'univers est entré dans une période connue sous le nom d' époque des photons . Pendant cette période, l'univers était encore beaucoup trop chaud pour que la matière forme des atomes neutres , il contenait donc un plasma chaud, dense et brumeux d' électrons chargés négativement , de neutrinos neutres et de noyaux positifs. Après environ 377 000 ans, l'univers s'était suffisamment refroidi pour que les électrons et les noyaux puissent former les premiers atomes stables . C'est ce qu'on appelle la recombinaison pour des raisons historiques ; en fait, les électrons et les noyaux se combinaient pour la première fois. Contrairement au plasma, les atomes neutres sont transparents à de nombreuses longueurs d' onde de la lumière, donc pour la première fois l'univers est également devenu transparent. Les photons libérés (« découplés ») lors de la formation de ces atomes sont encore visibles aujourd'hui ; ils forment le fond diffus cosmologique (CMB).

Au fur et à mesure que l'univers s'étend, la densité énergétique du rayonnement électromagnétique diminue plus rapidement que celle de la matière car l'énergie d'un photon diminue avec sa longueur d'onde. Vers 47 000 ans, la densité énergétique de la matière est devenue supérieure à celle des photons et des neutrinos et a commencé à dominer le comportement à grande échelle de l'univers. Cela a marqué la fin de l' ère dominée par les radiations et le début de l' ère dominée par la matière .

Dans les premiers stades de l'univers, de minuscules fluctuations au sein de la densité de l'univers ont conduit à la formation progressive de concentrations de matière noire . La matière ordinaire, attirée par la gravité , a formé de grands nuages ​​de gaz et finalement des étoiles et des galaxies, là où la matière noire était la plus dense, et des vides là où elle était la moins dense. Après environ 100 à 300 millions d'années, les premières étoiles se sont formées, connues sous le nom d' étoiles de la population III . Celles-ci étaient probablement très massives, lumineuses, non métalliques et de courte durée. Ils étaient responsables de la réionisation progressive de l'univers entre environ 200-500 millions d'années et 1 milliard d'années, et aussi de l'ensemencement de l'univers avec des éléments plus lourds que l'hélium, grâce à la nucléosynthèse stellaire . L'univers contient également une énergie mystérieuse, peut-être un champ scalaire, appelée énergie noire , dont la densité ne change pas avec le temps. Après environ 9,8 milliards d'années, l'univers s'était suffisamment étendu pour que la densité de matière soit inférieure à la densité d'énergie noire, marquant le début de l' ère actuelle dominée par l'énergie noire . À cette époque, l'expansion de l'univers s'accélère en raison de l'énergie noire.

Propriétés physiques

Des quatre interactions fondamentales , la gravitation est la dominante aux échelles de longueur astronomiques. Les effets de la gravité sont cumulatifs ; en revanche, les effets des charges positives et négatives ont tendance à s'annuler, rendant l'électromagnétisme relativement insignifiant sur les échelles de longueur astronomiques. Les deux interactions restantes, les forces nucléaires faibles et fortes , déclinent très rapidement avec la distance ; leurs effets se limitent principalement à des échelles de longueur subatomiques.

L'univers semble avoir beaucoup plus de matière que d' antimatière , une asymétrie probablement liée à la violation de CP . Ce déséquilibre entre matière et antimatière est en partie responsable de l'existence de toute la matière existante aujourd'hui, puisque la matière et l'antimatière, si elles étaient produites également au Big Bang , se seraient complètement annihilées et n'auraient laissé que des photons à la suite de leur interaction. L'univers semble également n'avoir ni moment net ni moment angulaire , qui suivent les lois physiques acceptées si l'univers est fini. Ces lois sont la loi de Gauss et la non-divergence du pseudotenseur contrainte-énergie-impulsion .

Échelles spatiales constitutives de l'univers observable
Ce diagramme montre l'emplacement de la Terre dans l'univers à des échelles de plus en plus grandes. Les images, étiquetées le long de leur bord gauche, augmentent en taille de gauche à droite, puis de haut en bas.

Taille et régions

Les signaux de télévision diffusés depuis la Terre n'atteindront jamais les bords de cette image.

Selon la théorie générale de la relativité, les régions éloignées de l' espace peuvent ne jamais interagir avec la nôtre, même pendant la durée de vie de l'univers en raison de la vitesse finie de la lumière et de l' expansion continue de l'espace . Par exemple, les messages radio envoyés depuis la Terre pourraient ne jamais atteindre certaines régions de l'espace, même si l'univers devait exister pour toujours : l'espace peut s'étendre plus vite que la lumière ne peut le traverser.

La région spatiale qui peut être observée avec des télescopes s'appelle l' univers observable , qui dépend de l'emplacement de l'observateur. La distance appropriée - la distance telle qu'elle serait mesurée à un moment précis, y compris le présent - entre la Terre et le bord de l'univers observable est de 46 milliards d'années-lumière (14 milliards de parsecs), ce qui fait que le diamètre de l'univers observable est d' environ 93 milliards. années-lumière (28 milliards de parsecs). La distance parcourue par la lumière depuis le bord de l'univers observable est très proche de l' âge de l'univers multiplié par la vitesse de la lumière, 13,8 milliards d'années-lumière (4,2 × 10 ⁹  pc), mais cela ne représente en aucun cas la distance donné du temps parce que le bord de l'univers observable et la Terre se sont depuis éloignés l'un de l'autre. A titre de comparaison, le diamètre d'une galaxie typique est de 30 000 années-lumière (9 198 parsecs ), et la distance typique entre deux galaxies voisines est de 3 millions d' années-lumière (919,8 kiloparsecs). À titre d'exemple, la Voie lactée a un diamètre d'environ 100 000 à 180 000 années-lumière, et la galaxie sœur la plus proche de la Voie lactée, la galaxie d'Andromède , est située à environ 2,5 millions d'années-lumière. ^

Parce que nous ne pouvons pas observer l'espace au-delà du bord de l'univers observable, on ne sait pas si la taille de l'univers dans sa totalité est finie ou infinie. Les estimations suggèrent que l'univers entier, s'il est fini, doit être plus de 250 fois plus grand que l'univers observable. Certaines estimations contestées de la taille totale de l'univers, si elles sont finies, atteignent des mégaparsecs, comme l'implique une résolution suggérée de la proposition sans frontière. ${\displaystyle 10^{10^{10^{122}}}}$

Âge et expansion

Les astronomes calculent l' âge de l'univers en supposant que le modèle Lambda-CDM décrit avec précision l'évolution de l'Univers d'un état primordial très uniforme, chaud et dense à son état actuel et en mesurant les paramètres cosmologiques qui constituent le modèle. Ce modèle est bien compris théoriquement et soutenu par des observations astronomiques récentes de haute précision telles que WMAP et Planck . Généralement, l'ensemble d'observations adaptées comprend l' anisotropie du fond diffus cosmologique , la relation luminosité/décalage vers le rouge pour les supernovae de type Ia et le regroupement de galaxies à grande échelle, y compris la fonction d' oscillation acoustique baryonique . D'autres observations, telles que la constante de Hubble, l'abondance des amas de galaxies, la faible lentille gravitationnelle et les âges des amas globulaires, sont généralement cohérentes avec celles-ci, fournissant une vérification du modèle, mais sont actuellement mesurées avec moins de précision. En supposant que le modèle Lambda-CDM soit correct, les mesures des paramètres utilisant diverses techniques par de nombreuses expériences donnent une meilleure valeur de l'âge de l'univers en 2015 de 13,799 ± 0,021 milliard d'années.

Les astronomes ont découvert des étoiles dans la galaxie de la Voie lactée qui ont près de 13,6 milliards d'années.

Au fil du temps, l'univers et son contenu ont évolué ; par exemple, la population relative de quasars et de galaxies a changé et l' espace lui-même s'est agrandi . Grâce à cette expansion, les scientifiques sur Terre peuvent observer la lumière d'une galaxie distante de 30 milliards d'années-lumière, même si cette lumière n'a voyagé que 13 milliards d'années ; l'espace même entre eux s'est élargi. Cette expansion est cohérente avec l'observation que la lumière des galaxies lointaines a été décalée vers le rouge ; les photons émis ont été étirés à des longueurs d'onde plus longues et à des fréquences plus basses au cours de leur voyage. Les analyses des supernovae de type Ia indiquent que l'expansion spatiale s'accélère .

Plus il y a de matière dans l'univers, plus l' attraction gravitationnelle mutuelle de la matière est forte . Si l'univers était trop dense, il s'effondrerait à nouveau en une singularité gravitationnelle . Cependant, si l'univers contenait trop peu de matière, alors l'auto-gravité serait trop faible pour que des structures astronomiques, comme des galaxies ou des planètes, se forment. Depuis le Big Bang, l'univers s'est étendu de façon monotone . Peut-être sans surprise , notre univers a juste la bonne densité masse-énergie , équivalente à environ 5 protons par mètre cube, ce qui lui a permis de s'étendre au cours des 13,8 milliards d'années, donnant le temps de former l'univers tel qu'on l'observe aujourd'hui.

Il y a des forces dynamiques agissant sur les particules dans l'univers qui affectent le taux d'expansion. Avant 1998, on s'attendait à ce que le taux d'expansion diminue au fil du temps en raison de l'influence des interactions gravitationnelles dans l'univers ; et donc il y a une quantité observable supplémentaire dans l'univers appelée le paramètre de décélération , que la plupart des cosmologistes s'attendaient à ce qu'elle soit positive et liée à la densité de matière de l'univers. En 1998, le paramètre de décélération a été mesuré par deux groupes différents comme étant négatif, environ -0,55, ce qui implique techniquement que la dérivée seconde du facteur d'échelle cosmique a été positive au cours des 5 à 6 derniers milliards d'années. Cette accélération n'implique cependant pas que le paramètre de Hubble augmente actuellement ; voir le paramètre de décélération pour plus de détails. ${\displaystyle {\ddot {a}}}$

Espace-temps

Les espaces-temps sont les arènes dans lesquelles se déroulent tous les événements physiques. Les éléments de base des espaces-temps sont les événements . Dans un espace-temps donné, un événement est défini comme une position unique à un moment unique. Un espace-temps est l'union de tous les événements (de la même manière qu'une ligne est l'union de tous ses points), formellement organisé en une variété .

Les événements, tels que la matière et l'énergie, déforment l'espace-temps. L'espace-temps courbe, en revanche, force la matière et l'énergie à se comporter d'une certaine manière. Il ne sert à rien de considérer l'un sans l'autre.

L'univers semble être un continuum espace-temps lisse composé de trois dimensions spatiales et d'une dimension temporelle ( temps ) (un événement dans l'espace-temps de l'univers physique peut donc être identifié par un ensemble de quatre coordonnées : ( x , y , z , t ) ). En moyenne, on observe que l' espace est presque plat (avec une courbure proche de zéro), ce qui signifie que la géométrie euclidienne est empiriquement vraie avec une grande précision dans la majeure partie de l'Univers. L'espace-temps semble également avoir une topologie simplement connexe , en analogie avec une sphère, au moins à l'échelle de longueur de l'univers observable. Cependant, les observations actuelles ne peuvent pas exclure les possibilités que l'univers ait plus de dimensions (ce qui est postulé par des théories telles que la théorie des cordes ) et que son espace-temps puisse avoir une topologie globale à connexions multiples, en analogie avec les topologies cylindriques ou toroïdales de deux dimensions. espaces . L'espace-temps de l'univers est généralement interprété d'un point de vue euclidien , l'espace étant composé de trois dimensions et le temps composé d' une dimension , la « quatrième dimension ». En combinant l'espace et le temps en une seule variété appelée espace de Minkowski , les physiciens ont simplifié un grand nombre de théories physiques , ainsi que décrit de manière plus uniforme le fonctionnement de l'univers aux niveaux supergalactique et subatomique .

Les événements spatio-temporels ne sont pas absolument définis spatialement et temporellement, mais sont plutôt connus pour être relatifs au mouvement d'un observateur . L'espace de Minkowski se rapproche de l'univers sans gravité ; les variétés pseudo-riemanniennes de la relativité générale décrivent l'espace-temps avec la matière et la gravité.

Forme

Les trois options possibles pour la forme de l'univers

La relativité générale décrit comment l'espace-temps est courbé et courbé par la masse et l'énergie (gravité). La topologie ou la géométrie de l'univers comprend à la fois la géométrie locale dans l' univers observable et la géométrie globale . Les cosmologistes travaillent souvent avec une tranche d'espace-temps donnée semblable à un espace appelée les coordonnées comoving . La section de l'espace-temps que l'on peut observer est le cône de lumière vers l'arrière , qui délimite l' horizon cosmologique . L'horizon cosmologique (appelé aussi horizon de particules ou horizon lumineux) est la distance maximale à partir de laquelle les particules peuvent avoir parcouru l' observateur à l' ère de l'univers . Cet horizon représente la frontière entre les régions observables et non observables de l'univers. L'existence, les propriétés et la signification d'un horizon cosmologique dépendent du modèle cosmologique particulier .

Un paramètre important déterminant l'évolution future de la théorie de l'univers est le paramètre de densité , Omega (Ω), 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 que est égal, inférieur ou supérieur à 1. Ceux-ci sont appelés, respectivement, les univers plat, ouvert et fermé.

Les observations, y compris les cartes Cosmic Background Explorer (COBE), Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) et Planck du CMB, suggèrent que l'univers est d'étendue infinie avec un âge fini, comme décrit par Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker modèles (FLRW). Ces modèles FLRW supportent donc les modèles inflationnistes et le modèle standard de la cosmologie, décrivant un univers plat et homogène actuellement dominé par la matière noire et l'énergie noire .

Accompagnement de la vie

L'univers peut être affiné ; l'hypothèse de l'univers affiné est la proposition selon laquelle les conditions qui permettent l'existence d'une vie observable dans l'univers ne peuvent se produire que lorsque certaines constantes physiques fondamentales universelles se situent dans une plage de valeurs très étroite, de sorte que si l'une quelconque de plusieurs constantes fondamentales n'était que légèrement différent, l'univers aurait été peu susceptible d'être propice à l'établissement et au développement de la matière , des structures astronomiques, de la diversité élémentaire ou de la vie telle qu'elle est comprise. La proposition est discutée parmi les philosophes , les scientifiques , les théologiens et les partisans du créationnisme .

Composition

L'univers est composé presque entièrement d'énergie noire, de matière noire et de matière ordinaire . Les autres contenus sont le rayonnement électromagnétique (estimé à constituer de 0,005% à près de 0,01% de la masse-énergie totale de l'univers) et l' antimatière .

Les proportions de tous les types de matière et d'énergie ont changé au cours de l'histoire de l'univers. La quantité totale de rayonnement électromagnétique généré dans l'univers a diminué de moitié au cours des 2 derniers milliards d'années. Aujourd'hui, la matière ordinaire, qui comprend les atomes, les étoiles, les galaxies et la vie , ne représente que 4,9 % du contenu de l'Univers. La densité globale actuelle de ce type de matière est très faible, environ 4,5 × 10 ⁻³¹ grammes par centimètre cube, ce qui correspond à une densité de l'ordre d'un seul proton pour quatre mètres cubes de volume. La nature de l'énergie noire et de la matière noire est inconnue. La matière noire, une forme mystérieuse de matière qui n'a pas encore été identifiée, représente 26,8 % du contenu cosmique. L'énergie noire, qui est l'énergie de l'espace vide et qui accélère l'expansion de l'univers, représente les 68,3 % restants du contenu.

La formation d'amas et de filaments à grande échelle dans le modèle de matière noire froide avec énergie noire . Les cadres montrent l'évolution des structures dans une boîte de 43 millions de parsecs (ou 140 millions d'années-lumière) du décalage vers le rouge de 30 à l'époque actuelle (en haut à gauche z=30 en bas à droite z=0).

Une carte des superamas et des vides les plus proches de la Terre

La matière, la matière noire et l'énergie noire sont réparties de manière homogène dans tout l'univers sur des échelles de longueur supérieures à 300 millions d'années-lumière environ. Cependant, sur des échelles de longueur plus courtes, la matière a tendance à s'agglutiner hiérarchiquement ; de nombreux atomes sont condensés en étoiles , la plupart des étoiles en galaxies, la plupart des galaxies en amas, en superamas et, enfin, en filaments galactiques à grande échelle . L'univers observable contient jusqu'à 200 milliards de galaxies et, dans l'ensemble, autant qu'une estimation1 × 10 ²⁴ étoiles (plus d'étoiles que tous les grains de sable de la planète Terre ). Les galaxies typiques vont des naines avec aussi peu que dix millions (10 ⁷ ) d'étoiles jusqu'aux géantes avec un trillion (10 ¹² ) d'étoiles. Entre les plus grandes structures se trouvent des vides , qui ont généralement un diamètre de 10 à 150 Mpc (33 millions à 490 millions d'al). La Voie lactée est dans le groupe local de galaxies, qui à son tour est dans le superamas de Laniakea . Ce superamas s'étend sur plus de 500 millions d'années-lumière, tandis que le groupe local s'étend sur plus de 10 millions d'années-lumière. L'Univers a aussi de vastes régions de vide relatif ; le plus grand vide connu mesure 1,8 milliard de ly (550 Mpc) de diamètre.

Comparaison du contenu de l'univers aujourd'hui à 380 000 ans après le Big Bang tel que mesuré avec les données WMAP de 5 ans (à partir de 2008). (En raison d'erreurs d'arrondi, la somme de ces nombres n'est pas de 100 %). Cela reflète les limites de 2008 de la capacité de WMAP à définir la matière noire et l'énergie noire.

L'univers observable est isotrope à des échelles significativement plus grandes que les superamas, ce qui signifie que les propriétés statistiques de l'univers sont les mêmes dans toutes les directions que celles observées depuis la Terre. L'univers est baigné d' un rayonnement micro-ondes hautement isotrope qui correspond à un spectre de corps noir d' équilibre thermique d'environ 2,72548 kelvins . L'hypothèse selon laquelle l'univers à grande échelle est homogène et isotrope est connue sous le nom de principe cosmologique . Un univers à la fois homogène et isotrope se ressemble de tous les points de vue et n'a pas de centre.

Énergie noire

Une explication de l'accélération de l'expansion de l'univers reste insaisissable. Il est souvent attribué à "l'énergie noire", une forme d'énergie inconnue qui est supposée imprégner l'espace. Sur une base d' équivalence masse-énergie , la densité d'énergie noire (~ 7 × 10 ⁻³⁰ g/cm ³ ) est bien inférieure à la densité de matière ordinaire ou de matière noire dans les galaxies. Cependant, dans l'ère actuelle de l'énergie noire, elle domine la masse-énergie de l'univers car elle est uniforme dans l'espace.

Deux formes proposées pour l'énergie noire sont la constante cosmologique , une densité d'énergie constante remplissant l'espace de manière homogène, et les champs scalaires tels que la quintessence ou les modules , quantités dynamiques dont la densité d'énergie peut varier dans le temps et dans l'espace. Les contributions des champs scalaires qui sont constants dans l'espace sont généralement également incluses dans la constante cosmologique. La constante cosmologique peut être formulée pour être équivalente à l' énergie du vide . Les champs scalaires n'ayant qu'une faible quantité d'inhomogénéité spatiale seraient difficiles à distinguer d'une constante cosmologique.

Matière noire

La matière noire est une sorte de matière hypothétique qui est invisible à l'ensemble du spectre électromagnétique , mais qui représente la majeure partie de la matière dans l'univers. L'existence et les propriétés de la matière noire sont déduites de ses effets gravitationnels sur la matière visible, le rayonnement et la structure à grande échelle de l'univers. À part les neutrinos , une forme de matière noire chaude , la matière noire n'a pas été détectée directement, ce qui en fait l'un des plus grands mystères de l' astrophysique moderne . La matière noire n'émet ni n'absorbe la lumière ou tout autre rayonnement électromagnétique à un niveau significatif. On estime que la matière noire constitue 26,8 % de la masse-énergie totale et 84,5 % de la matière totale de l'univers.

Matière ordinaire

Les 4,9% restants de la masse-énergie de l'univers sont de la matière ordinaire, c'est-à-dire des atomes , des ions , des électrons et les objets qu'ils forment. Cette matière comprend les étoiles , qui produisent presque toute la lumière que nous voyons des galaxies, ainsi que le gaz interstellaire dans les médias interstellaires et intergalactiques , les planètes et tous les objets de la vie quotidienne que nous pouvons heurter, toucher ou presser. En fait, la grande majorité de la matière ordinaire dans l'univers est invisible, puisque les étoiles et le gaz visibles à l'intérieur des galaxies et des amas représentent moins de 10 % de la contribution de la matière ordinaire à la densité masse-énergie de l'univers.

La matière ordinaire existe généralement sous quatre états (ou phases ) : solide , liquide , gazeux et plasma . Cependant, les progrès des techniques expérimentales ont révélé d'autres phases auparavant théoriques, telles que les condensats de Bose-Einstein et les condensats fermioniques .

La matière ordinaire est composée de deux types de particules élémentaires : les quarks et les leptons . Par exemple, le proton est formé de deux quarks up et d'un quark down ; le neutron est formé de deux quarks down et d'un quark up ; et l'électron est une sorte de lepton. Un atome est constitué d'un noyau atomique , composé de protons et de neutrons, et d'électrons qui gravitent autour du noyau. Parce que la majeure partie de la masse d'un atome est concentrée dans son noyau, qui est composé de baryons , les astronomes utilisent souvent le terme de matière baryonique pour décrire la matière ordinaire, bien qu'une petite fraction de cette « matière baryonique » soit constituée d'électrons.

Peu de temps après le Big Bang , des protons et des neutrons primordiaux se sont formés à partir du plasma de quarks et de gluons de l'univers primitif alors qu'il se refroidissait en dessous de deux mille milliards de degrés. Quelques minutes plus tard, dans un processus connu sous le nom de nucléosynthèse du Big Bang , des noyaux se sont formés à partir des protons et des neutrons primordiaux. Cette nucléosynthèse a formé des éléments plus légers, ceux avec de petits numéros atomiques jusqu'au lithium et au béryllium , mais l'abondance des éléments plus lourds a fortement diminué avec l'augmentation du numéro atomique. Du bore peut avoir été formé à ce moment-là, mais l'élément suivant plus lourd, le carbone , n'a pas été formé en quantités significatives. La nucléosynthèse du Big Bang s'est arrêtée après environ 20 minutes en raison de la chute rapide de la température et de la densité de l'univers en expansion. La formation subséquente d' éléments plus lourds a résulté de la nucléosynthèse stellaire et de la nucléosynthèse de la supernova .

Particules

Modèle standard des particules élémentaires : les 12 fermions fondamentaux et les 4 bosons fondamentaux. Les boucles brunes indiquent quels bosons (rouges) se couplent à quels fermions (violets et verts). Les colonnes sont trois générations de matière (fermions) et une de forces (bosons). Dans les trois premières colonnes, deux rangées contiennent des quarks et deux leptons. Les colonnes des deux premières rangées contiennent les quarks haut (u) et bas (d), les quarks charm (c) et étranges (s), les quarks haut (t) et bas (b) et les photons (γ) et gluon (g) , respectivement. Les colonnes des deux rangées du bas contiennent le neutrino électronique (ν _e ) et l'électron (e), le neutrino muonique (ν _μ ) et le muon (μ), le neutrino tau (ν _τ ) et tau (τ), ainsi que les valeurs Z ⁰ et W ^± porteurs de la force faible. La masse, la charge et le spin sont répertoriés pour chaque particule.

La matière ordinaire et les forces qui agissent sur la matière peuvent être décrites en termes de particules élémentaires . Ces particules sont parfois qualifiées de fondamentales, car elles ont une sous-structure inconnue, et on ne sait pas si elles sont composées ou non de particules plus petites et encore plus fondamentales. Le modèle standard est d'une importance centrale , une théorie qui s'intéresse aux interactions électromagnétiques et aux interactions nucléaires faibles et fortes . Le modèle standard est étayé par la confirmation expérimentale de l'existence des particules qui composent la matière : les quarks et les leptons , et leurs duels « antimatière » correspondants , ainsi que les particules de force qui interviennent dans les interactions : le photon , les bosons W et Z , et le gluon . Le modèle standard a prédit l'existence du boson de Higgs récemment découvert , une particule qui est une manifestation d'un champ dans l'univers qui peut doter les particules d'une masse. En raison de son succès à expliquer une grande variété de résultats expérimentaux, le modèle standard est parfois considéré comme une « théorie de presque tout ». Cependant, le modèle standard ne s'adapte pas à la gravité. Une véritable "théorie de tout" force-particule n'a pas été atteinte.

Hadrons

Un hadron est une particule composite constituée de quarks maintenus ensemble par la force forte . Les hadrons sont classés en deux familles : les baryons (comme les protons et les neutrons ) constitués de trois quarks, et les mésons (comme les pions ) constitués d'un quark et d'un antiquark . Parmi les hadrons, les protons sont stables et les neutrons liés dans les noyaux atomiques sont stables. D'autres hadrons sont instables dans des conditions ordinaires et sont donc des constituants insignifiants de l'univers moderne. Environ 10 ^-6 secondes après le Big Bang , pendant une période connue sous le nom d' époque des hadrons , la température de l'univers avait suffisamment baissé pour permettre aux quarks de se lier en hadrons, et la masse de l'univers était dominée par les hadrons . Initialement, la température était suffisamment élevée pour permettre la formation de paires hadron/antihadron, qui maintenaient la matière et l'antimatière en équilibre thermique . Cependant, alors que la température de l'univers continuait de baisser, les paires hadron/antihadron n'étaient plus produites. La plupart des hadrons et anti-hadrons ont ensuite été éliminés dans des réactions d' annihilation particule-antiparticule , laissant un petit résidu de hadrons au moment où l'univers avait environ une seconde.

Leptons

Un lepton est un élémentaire , spin demi-entier particule qui ne subit pas de fortes interactions , mais est soumis au principe d'exclusion de Pauli ; deux leptons de la même espèce ne peuvent pas être exactement dans le même état en même temps. Il existe deux classes principales de leptons : les leptons chargés (également appelés leptons de type électronique ) et les leptons neutres (mieux connus sous le nom de neutrinos ). Les électrons sont stables et le lepton chargé le plus courant dans l'univers, tandis que les muons et taus sont des particules instables qui se désintègrent rapidement après avoir été produites dans des collisions à haute énergie , telles que celles impliquant des rayons cosmiques ou réalisées dans des accélérateurs de particules . Les leptons chargés peuvent se combiner avec d'autres particules pour former diverses particules composites telles que des atomes et du positronium . L' électron gouverne presque toute la chimie , car il se trouve dans les atomes et est directement lié à toutes les propriétés chimiques . Les neutrinos interagissent rarement avec quoi que ce soit et sont par conséquent rarement observés. Les neutrinos circulent dans tout l'univers mais interagissent rarement avec la matière normale.

L' époque des leptons était la période de l'évolution de l'univers primitif au cours de laquelle les leptons dominaient la masse de l'univers. Cela a commencé environ 1 seconde après le Big Bang , après que la majorité des hadrons et des anti-hadrons se soient annihilés à la fin de l' époque des hadrons . À l'époque des leptons, la température de l'univers était encore suffisamment élevée pour créer des paires lepton/anti-lepton, de sorte que les leptons et les anti-leptons étaient en équilibre thermique. Environ 10 secondes après le Big Bang, la température de l'univers était tombée au point où les paires lepton/anti-lepton n'étaient plus créées. La plupart des leptons et anti-leptons ont ensuite été éliminés dans des réactions d' annihilation , laissant un petit résidu de leptons. La masse de l'univers était alors dominée par les photons lorsqu'elle entra dans l' époque photonique suivante .

photons

Un photon est le quantum de la lumière et de toutes les autres formes de rayonnement électromagnétique . C'est le porteur de la force électromagnétique , même statique via des photons virtuels . Les effets de cette force sont facilement observables au niveau microscopique et au niveau macroscopique car le photon a une masse au repos nulle ; cela permet des interactions à longue distance . Comme toutes les particules élémentaires, les photons sont actuellement mieux expliqués par la mécanique quantique et présentent une dualité onde-particule , présentant des propriétés d' ondes et de particules .

L'époque des photons a commencé après que la plupart des leptons et des anti-leptons aient été annihilés à la fin de l'époque des leptons , environ 10 secondes après le Big Bang. Les noyaux atomiques ont été créés au cours du processus de nucléosynthèse qui s'est produit au cours des premières minutes de l'époque des photons. Pour le reste de l'époque des photons, l'univers contenait un plasma dense et chaud de noyaux, d'électrons et de photons. Environ 380 000 ans après le Big Bang, la température de l'Univers est tombée au point où les noyaux pouvaient se combiner avec les électrons pour créer des atomes neutres. En conséquence, les photons n'interagissaient plus fréquemment avec la matière et l'univers est devenu transparent. Les photons fortement décalés vers le rouge de cette période forment le fond diffus cosmologique. De minuscules variations de température et de densité détectables dans le CMB ont été les premières "graines" à partir desquelles toute la formation de structure ultérieure a eu lieu.

Modèles cosmologiques

Modèle de l'univers basé sur la relativité générale

La relativité générale est la théorie géométrique de la gravitation publiée par Albert Einstein en 1915 et la description actuelle de la gravitation dans la physique moderne . C'est la base des modèles cosmologiques actuels de l'univers. La relativité générale généralise la relativité restreinte et la loi de la gravitation universelle de Newton , fournissant une description unifiée de la gravité en tant que propriété géométrique de l' espace et du temps , ou espace-temps. En particulier, la courbure de l'espace-temps est directement liée à l' énergie et à la quantité de mouvement de la matière et du rayonnement présents. La relation est spécifiée par les équations de champ d'Einstein , un système d' équations aux dérivées partielles . En relativité générale, la répartition de la matière et de l'énergie détermine la géométrie de l'espace-temps, qui à son tour décrit l' accélération de la matière. Par conséquent, les solutions des équations de champ d'Einstein décrivent l'évolution de l'univers. Combinées aux mesures de la quantité, du type et de la répartition de la matière dans l'univers, les équations de la relativité générale décrivent l'évolution de l'univers au fil du temps.

Avec l'hypothèse du principe cosmologique selon lequel l'univers est homogène et isotrope partout, une solution spécifique des équations de champ qui décrit l'univers est le tenseur métrique appelé métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker ,

${\displaystyle ds^{2}=-c^{2}dt^{2}+R(t)^{2}\left({\frac {dr^{2}}{1-kr^{2} }}+r^{2}d\theta ^{2}+r^{2}\sin ^{2}\theta \,d\phi ^{2}\right)}$

où ( r , θ, φ) correspondent à un repère sphérique . Cette métrique n'a que deux paramètres indéterminés. Un facteur d'échelle de longueur global sans dimension R décrit l'échelle de taille de l'univers en fonction du temps ; une augmentation de R est l' expansion de l'univers . Un indice de courbure k décrit la géométrie. L'indice k est défini de telle sorte qu'il ne puisse prendre qu'une des trois valeurs : 0, correspondant à la géométrie euclidienne plate ; 1, correspondant à un espace de courbure positive ; ou -1, correspondant à un espace de courbure positive ou négative. La valeur de R en fonction du temps t dépend de k et la constante cosmologique Λ . La constante cosmologique représente la densité d'énergie du vide de l'espace et pourrait être liée à l'énergie noire. L'équation décrivant comment R varie avec le temps est connue sous le nom d' équation de Friedmann du nom de son inventeur, Alexander Friedmann .

Les solutions pour R (t) dépendent de k et Λ , mais certaines caractéristiques qualitatives de ces solutions sont d'ordre général. Premièrement et surtout, l'échelle de longueur R de l'univers ne peut rester constante que si l'univers est parfaitement isotrope avec une courbure positive ( k = 1) et a une valeur précise de densité partout, comme l'a noté pour la première fois Albert Einstein . Cependant, cet équilibre est instable : parce que l'univers est inhomogène à des échelles plus petites, R doit changer au cours du temps. Lorsque R change, toutes les distances spatiales dans l'univers changent en tandem ; il y a une expansion ou une contraction globale de l'espace lui-même. Cela explique l'observation selon laquelle les galaxies semblent s'envoler ; l'espace entre eux s'étire. L'étirement de l'espace explique également le paradoxe apparent selon lequel deux galaxies peuvent être distantes de 40 milliards d'années-lumière, bien qu'elles soient parties du même point il y a 13,8 milliards d'années et ne se soient jamais déplacées plus rapidement que la vitesse de la lumière .

Deuxièmement, toutes les solutions suggèrent qu'il y avait une singularité gravitationnelle dans le passé, lorsque R est passé à zéro et que la matière et l'énergie étaient infiniment denses. Il peut sembler que cette conclusion soit incertaine car elle repose sur des hypothèses discutables d'homogénéité et d'isotropie parfaites (le principe cosmologique) et que seule l'interaction gravitationnelle est significative. Cependant, les théorèmes de singularité de Penrose-Hawking montrent qu'une singularité devrait exister pour des conditions très générales. Par conséquent, selon les équations de champ d'Einstein, R a grandi rapidement à partir d'un état incroyablement chaud et dense qui existait immédiatement après cette singularité (lorsque R avait une petite valeur finie); c'est l'essence du modèle Big Bang de l'univers. Comprendre la singularité du Big Bang nécessite probablement une théorie quantique de la gravité , qui n'a pas encore été formulée.

Troisièmement, l'indice de courbure k détermine le signe de la courbure spatiale moyenne de l'espace-temps moyennée sur des échelles de longueur suffisamment grandes (supérieures à environ un milliard d' années-lumière ). Si k =1, la courbure est positive et l'univers a un volume fini. Un univers à courbure positive est souvent visualisé comme une sphère tridimensionnelle intégrée dans un espace quadridimensionnel. Inversement, si k est nul ou négatif, l'univers a un volume infini. Il peut sembler contre-intuitif qu'un univers infini et pourtant infiniment dense puisse être créé en un seul instant au Big Bang lorsque R = 0, mais c'est exactement ce qui est prédit mathématiquement lorsque k n'est pas égal à 1. Par analogie, un plan infini a courbure nulle mais aire infinie, alors qu'un cylindre infini est fini dans une direction et un tore est fini dans les deux. Un univers toroïdal pourrait se comporter comme un univers normal avec des conditions aux limites périodiques .

Le sort ultime de l'univers est encore inconnue , car elle dépend essentiellement de l'indice de courbure k et la constante cosmologique Λ . Si l'univers était suffisamment dense, k serait égal à +1, ce qui signifie que sa courbure moyenne est positive et que l'univers finira par s'effondrer dans un Big Crunch , commençant éventuellement un nouvel univers dans un Big Bounce . Inversement, si l'univers était insuffisamment dense, k serait égal à 0 ou -1 et l'univers s'étendrait pour toujours, se refroidissant et atteignant finalement le Big Freeze et la mort thermique de l'univers . Les données modernes suggèrent que le taux d'expansion de l'univers ne diminue pas, comme prévu à l'origine, mais augmente ; si cela continue indéfiniment, l'univers peut éventuellement atteindre un Big Rip . D'un point de vue observationnel, l'univers semble plat ( k = 0), avec une densité globale très proche de la valeur critique entre le repli et l'expansion éternelle.

Hypothèse multivers

Certaines théories spéculatives ont proposé que notre univers n'est que l'un d'un ensemble d'univers déconnectés, collectivement désignés comme le multivers , défiant ou améliorant des définitions plus limitées de l'univers. Les modèles scientifiques multivers sont distincts des concepts tels que les plans de conscience alternatifs et la réalité simulée .

Max Tegmark a développé un schéma de classification en quatre parties pour les différents types de multivers suggérés par les scientifiques en réponse à divers problèmes de physique . Un exemple de tels multivers est celui résultant du modèle d' inflation chaotique de l'univers primitif. Un autre est le multivers résultant de l' interprétation multi -mondes de la mécanique quantique. Dans cette interprétation, les mondes parallèles sont générés d'une manière similaire à la superposition et à la décohérence quantiques , tous les états des fonctions d'onde étant réalisés dans des mondes séparés. En effet, dans l'interprétation des mondes multiples, le multivers évolue comme une fonction d'onde universelle . Si le Big Bang qui a créé notre multivers créait un ensemble de multivers, la fonction d'onde de l'ensemble serait intriquée dans ce sens.

La catégorie de multivers la moins controversée, mais toujours très contestée, dans le schéma de Tegmark est le niveau I . Les multivers de ce niveau sont composés d'événements d'espace-temps distants "dans notre propre univers". Tegmark et d'autres ont soutenu que, si l'espace est infini, ou suffisamment grand et uniforme, des instances identiques de l'histoire de l'ensemble du volume Hubble de la Terre se produisent de temps en temps, simplement par hasard. Tegmark a calculé que notre soi-disant doppelgänger le plus proche se trouve à 10 ^{10 115} mètres de nous (une double fonction exponentielle plus grande qu'un googolplex ). Cependant, les arguments utilisés sont de nature spéculative. De plus, il serait impossible de vérifier scientifiquement l'existence d'un volume de Hubble identique.

Il est possible de concevoir des espaces-temps déconnectés, chacun existant mais incapable d'interagir les uns avec les autres. Une métaphore facilement visualisable de ce concept est un groupe de bulles de savon séparées , dans lesquelles les observateurs vivant sur une bulle de savon ne peuvent pas interagir avec ceux sur d'autres bulles de savon, même en principe. Selon une terminologie commune, chaque "bulle de savon" de l'espace-temps est désignée comme un univers , tandis que notre espace-temps particulier est désigné comme l'univers , tout comme nous appelons notre lune la Lune . L'ensemble de ces espaces-temps séparés est désigné comme le multivers. Avec cette terminologie, différents univers ne sont pas liés causalement les uns aux autres. En principe, les autres univers non connectés peuvent avoir différentes dimensionnalités et topologies de l'espace-temps, différentes formes de matière et d' énergie , et différentes lois physiques et constantes physiques , bien que de telles possibilités soient purement spéculatives. D'autres considèrent chacune des bulles créées dans le cadre de l' inflation chaotique comme des univers séparés , bien que dans ce modèle, ces univers partagent tous une origine causale.

Conceptions historiques

Historiquement, il y a eu beaucoup d'idées du cosmos (cosmologies) et de son origine (cosmogonies). Les théories d'un univers impersonnel régi par des lois physiques ont d'abord été proposées par les Grecs et les Indiens. La philosophie chinoise ancienne englobait la notion d'univers comprenant à la fois tout l'espace et tout le temps. Au fil des siècles, les améliorations des observations astronomiques et des théories du mouvement et de la gravitation ont conduit à des descriptions toujours plus précises de l'univers. L'ère moderne de la cosmologie a commencé avec la théorie de la relativité générale d' Albert Einstein en 1915 , qui a permis de prédire quantitativement l'origine, l'évolution et la conclusion de l'univers dans son ensemble. La plupart des théories modernes et acceptées de la cosmologie sont basées sur la relativité générale et, plus précisément, le Big Bang prédit .

Mythologies

De nombreuses cultures ont des histoires décrivant l'origine du monde et de l'univers . Les cultures considèrent généralement ces histoires comme ayant une part de vérité . Il existe cependant de nombreuses croyances différentes sur la façon dont ces histoires s'appliquent parmi ceux qui croient en une origine surnaturelle, allant d'un dieu créant directement l'univers tel qu'il est maintenant à un dieu mettant simplement les « roues en mouvement » (par exemple via des mécanismes tels que le big bang et évolution).

Les ethnologues et les anthropologues qui étudient les mythes ont développé divers schémas de classification pour les divers thèmes qui apparaissent dans les récits de la création. Par exemple, dans un type d'histoire, le monde naît d'un œuf mondial ; de telles histoires incluent le poème épique finlandais Kalevala , l' histoire chinoise de Pangu ou l' Indien Brahmanda Purana . Dans les histoires liées, l'univers est créé par une seule entité émanant ou produisant quelque chose par elle-même, comme dans le concept du bouddhisme tibétain d' Adi-Bouddha , l' histoire grecque antique de Gaia (Terre mère), la déesse aztèque Coatlicue mythe, l' histoire de l' ancien dieu égyptien Atoum et le récit de la création judéo-chrétienne de la Genèse dans lequel le dieu abrahamique a créé l'univers. Dans un autre type d'histoire, l'univers est créé à partir de l'union de divinités masculines et féminines, comme dans l' histoire maorie de Rangi et Papa . Dans d'autres histoires, l'univers est créé en le fabriquant à partir de matériaux préexistants, tels que le cadavre d'un dieu mort - comme de Tiamat dans l' épopée babylonienne Enuma Elish ou du géant Ymir dans la mythologie nordique - ou à partir de matériaux chaotiques, comme à Izanagi et Izanami dans la mythologie japonaise . Dans d'autres histoires, l'univers émane de principes fondamentaux, tels que Brahman et Prakrti , le mythe de la création des Sérères , ou le yin et le yang du Tao .

Modèles philosophiques

Les philosophes grecs présocratiques et les philosophes indiens ont développé certains des premiers concepts philosophiques de l'univers. Les premiers philosophes grecs ont noté que les apparences peuvent être trompeuses et ont cherché à comprendre la réalité sous-jacente derrière les apparences. En particulier, ils ont noté la capacité de la matière à changer de forme (par exemple, de la glace à l'eau à la vapeur) et plusieurs philosophes ont proposé que tous les matériaux physiques du monde soient des formes différentes d'un seul matériau primordial, ou arche . Le premier à le faire fut Thales , qui proposa que ce matériau soit l' eau . L'étudiant de Thales, Anaximandre , a proposé que tout vienne de l' apeiron sans limites . Anaximène a proposé que le matériau primordial soit l' air en raison de ses qualités attrayantes et répulsives perçues qui font que l' arche se condense ou se dissocie en différentes formes. Anaxagore a proposé le principe de Nous (Esprit), tandis qu'Héraclite a proposé le feu (et a parlé de logos ). Empédocle a proposé que les éléments soient la terre, l'eau, l'air et le feu. Son modèle à quatre éléments est devenu très populaire. Comme Pythagore , Platon croyait que toutes choses étaient composées de nombre , les éléments d'Empédocle prenant la forme des solides platoniciens . Démocrite et les philosophes ultérieurs, notamment Leucippe, ont proposé que l'univers soit composé d' atomes indivisibles se déplaçant dans un vide ( vide ), bien qu'Aristote ne croyait pas que cela soit possible car l'air, comme l'eau, offre une résistance au mouvement . L'air se précipitera immédiatement pour combler un vide, et d'ailleurs, sans résistance, il le ferait indéfiniment vite.

Bien qu'Héraclite ait plaidé en faveur d'un changement éternel, son contemporain Parménide a suggéré radicalement que tout changement est une illusion, que la véritable réalité sous-jacente est éternellement immuable et de nature unique. Parménide a désigné cette réalité comme τὸ ἐν (L'Un). L'idée de Parménide semblait invraisemblable à de nombreux Grecs, mais son élève Zénon d'Élée les défia avec plusieurs paradoxes célèbres . Aristote a répondu à ces paradoxes en développant la notion d'infini potentiel dénombrable, ainsi que le continu infiniment divisible. Contrairement aux cycles éternels et immuables du temps, il croyait que le monde est délimité par les sphères célestes et que la grandeur stellaire cumulative n'est que multiplicativement finie.

Le philosophe indien Kanada , fondateur de l' école Vaisheshika , a développé une notion d' atomisme et a proposé que la lumière et la chaleur soient des variétés de la même substance. Au 5ème siècle après JC, le philosophe atomiste bouddhiste Dignāga a proposé que les atomes soient de la taille d'un point, sans durée et faits d'énergie. Ils niaient l'existence de la matière substantielle et proposaient que le mouvement consistait en des éclairs momentanés d'un flux d'énergie.

La notion de finitisme temporel s'inspire de la doctrine de la création partagée par les trois religions abrahamiques : le judaïsme , le christianisme et l' islam . Le philosophe chrétien , John Philoponus , a présenté les arguments philosophiques contre la notion grecque antique d'un passé et d'un futur infinis. Les arguments de Philoponus contre un passé infini ont été utilisés par le premier philosophe musulman , Al-Kindi (Alkindus) ; la philosophe juive , Saadia Gaon (Saadia ben Joseph) ; et le théologien musulman , Al-Ghazali (Algazel).

Concepts astronomiques

Calculs du 3ème siècle avant notre ère par Aristarque sur les tailles relatives, de gauche à droite, du Soleil, de la Terre et de la Lune, à partir d'une copie grecque du 10ème siècle après JC.

Des modèles astronomiques de l'univers ont été proposés peu de temps après le début de l' astronomie avec les astronomes babyloniens , qui considéraient l'univers comme un disque plat flottant dans l'océan, ce qui constitue la prémisse des premières cartes grecques comme celles d' Anaximandre et d' Hécatée de Milet .

Les philosophes grecs ultérieurs , observant les mouvements des corps célestes, se sont préoccupés de développer des modèles de l'univers basés plus profondément sur des preuves empiriques . Le premier modèle cohérent a été proposé par Eudoxe de Cnide . Selon l'interprétation physique d'Aristote du modèle, les sphères célestes tournent éternellement avec un mouvement uniforme autour d'une Terre stationnaire. La matière normale est entièrement contenue dans la sphère terrestre.

De Mundo (composé avant 250 av. J.-C. ou entre 350 et 200 av. l'air par le feu et le feu par l'éther — composent l'univers entier".

Ce modèle a également été affiné par Callippus et après l'abandon des sphères concentriques, il a été mis en accord presque parfait avec les observations astronomiques de Ptolémée . Le succès d'un tel modèle est largement dû au fait mathématique que toute fonction (comme la position d'une planète) peut être décomposée en un ensemble de fonctions circulaires (les modes de Fourier ). D'autres scientifiques grecs, tels que le philosophe pythagoricien Philolaus , ont postulé (selon le récit de Stobaeus ) qu'au centre de l'univers se trouvait un "feu central" autour duquel la Terre , le Soleil , la Lune et les planètes tournaient dans un mouvement circulaire uniforme.

L' astronome grec Aristarque de Samos fut le premier individu connu à proposer un modèle héliocentrique de l'univers. Bien que le texte original ait été perdu, une référence dans le livre d' Archimède , The Sand Reckoner, décrit le modèle héliocentrique d'Aristarque. Archimède a écrit :

Vous, roi Gelon, savez que l'univers est le nom donné par la plupart des astronomes à la sphère dont le centre est le centre de la Terre, tandis que son rayon est égal à la ligne droite entre le centre du Soleil et le centre de la Terre. C'est le récit commun comme vous l'avez entendu des astronomes. Mais Aristarque a sorti un livre composé de certaines hypothèses, dans lesquelles il apparaît, comme conséquence des hypothèses faites, que l'univers est plusieurs fois plus grand que l'univers que nous venons de mentionner. Ses hypothèses sont que les étoiles fixes et le Soleil restent immobiles, que la Terre tourne autour du Soleil sur la circonférence d'un cercle, le Soleil se trouvant au milieu de l'orbite, et que la sphère des étoiles fixes, située à peu près au même centre comme le Soleil, est si grand que le cercle dans lequel il suppose que la Terre tourne a une proportion telle à la distance des étoiles fixes que le centre de la sphère porte à sa surface

Aristarque croyait donc que les étoiles étaient très éloignées et considérait cela comme la raison pour laquelle la parallaxe stellaire n'avait pas été observée, c'est-à-dire que les étoiles n'avaient pas été observées en train de se déplacer les unes par rapport aux autres lorsque la Terre se déplaçait autour du Soleil. Les étoiles sont en fait beaucoup plus éloignées que la distance qui était généralement supposée dans l'Antiquité, c'est pourquoi la parallaxe stellaire n'est détectable qu'avec des instruments de précision. Le modèle géocentrique, cohérent avec la parallaxe planétaire, a été supposé être une explication de l'inobservabilité du phénomène parallèle, la parallaxe stellaire. Le rejet de la vision héliocentrique était apparemment assez fort, comme le suggère le passage suivant de Plutarque ( On the Apparent Face in the Orb of the Moon ) :

Cleanthes [contemporain d'Aristarque et chef des stoïciens ] pensait qu'il était du devoir des Grecs d'inculper Aristarque de Samos sur l'accusation d'impiété pour avoir mis en mouvement le Foyer de l'Univers [c'est-à-dire la Terre], ... en supposant que le le ciel reste au repos et la Terre tourne dans un cercle oblique, tandis qu'elle tourne, en même temps, autour de son propre axe

Gravure Flammarion , Paris 1888

Le seul autre astronome de l'antiquité connu de nom qui a soutenu le modèle héliocentrique d'Aristarque était Séleucos de Séleucie , un astronome hellénistique qui a vécu un siècle après Aristarque. Selon Plutarque, Séleucos a été le premier à prouver le système héliocentrique par le raisonnement , mais on ne sait pas quels arguments il a utilisés. Les arguments de Séleucus en faveur d'une cosmologie héliocentrique étaient probablement liés au phénomène des marées . Selon Strabon (1.1.9), Séleucos a été le premier à déclarer que les marées sont dues à l'attraction de la Lune, et que la hauteur des marées dépend de la position de la Lune par rapport au Soleil. Alternativement, il a peut-être prouvé l'héliocentrisme en déterminant les constantes d'un modèle géométrique pour celui-ci et en développant des méthodes pour calculer les positions planétaires à l'aide de ce modèle, comme ce que Nicolaus Copernicus a fait plus tard au 16ème siècle. Au Moyen Âge , des modèles héliocentriques ont également été proposés par l' astronome indien Aryabhata , et par les astronomes persans Albumasar et Al-Sijzi .

Modèle de l'univers copernicien par Thomas Digges en 1576, avec l'amendement que les étoiles ne sont plus confinées à une sphère, mais réparties uniformément dans tout l'espace entourant les planètes .

Le modèle aristotélicien a été accepté dans le monde occidental pendant environ deux millénaires, jusqu'à ce que Copernic ravive la perspective d'Aristarque selon laquelle les données astronomiques pourraient être expliquées de manière plus plausible si la Terre tournait sur son axe et si le Soleil était placé au centre de l'univers.

Au centre repose le Soleil. Car qui placerait cette lampe d'un très beau temple dans un autre ou meilleur endroit que celui d'où elle peut tout éclairer à la fois ?

—  Nicolaus Copernicus, au chapitre 10, livre 1 de De Revolutionibus Orbium Coelestrum (1543)

Comme l'a noté Copernic lui-même, la notion que la Terre tourne est très ancienne, datant au moins de Philolaus (vers 450 av. J.-C.), Héraclide Ponticus (vers 350 av. J.-C.) et Ecphantus le Pythagore . Environ un siècle avant Copernic, le savant chrétien Nicolas de Cues a également proposé que la Terre tourne sur son axe dans son livre, On Learned Ignorance (1440). Al-Sijzi a également proposé que la Terre tourne sur son axe. Des preuves empiriques de la rotation de la Terre sur son axe, en utilisant le phénomène des comètes , ont été données par Tusi (1201-1274) et Ali Qushji (1403-1474).

Cette cosmologie a été acceptée par Isaac Newton , Christiaan Huygens et plus tard des scientifiques. Edmund Halley (1720) et Jean-Philippe de Chéseaux (1744) notèrent indépendamment que l'hypothèse d'un espace infini rempli uniformément d'étoiles conduirait à prédire que le ciel nocturne serait aussi brillant que le Soleil lui-même ; cela est devenu connu comme le paradoxe d'Olbers au 19ème siècle. Newton croyait qu'un espace infini uniformément rempli de matière provoquerait des forces et des instabilités infinies provoquant l'écrasement de la matière vers l'intérieur sous sa propre gravité. Cette instabilité a été clarifiée en 1902 par le critère d' instabilité de Jeans . Une solution à ces paradoxes est l' Univers Charlier , dans lequel la matière est hiérarchisée (systèmes de corps en orbite qui sont eux-mêmes en orbite dans un système plus grand, à l' infini ) de manière fractale de sorte que l'univers a une densité globale négligeable ; un tel modèle cosmologique avait également été proposé plus tôt en 1761 par Johann Heinrich Lambert . Une avancée astronomique significative du 18ème siècle était la réalisation par Thomas Wright , Immanuel Kant et d'autres de nébuleuses .

En 1919, lorsque le télescope Hooker fut achevé, l'opinion dominante était toujours que l'univers était entièrement constitué de la Voie lactée. À l'aide du télescope Hooker, Edwin Hubble a identifié des variables céphéides dans plusieurs nébuleuses spirales et, en 1922-1923, a prouvé de manière concluante que la nébuleuse d'Andromède et le triangle, entre autres, étaient des galaxies entières en dehors de la nôtre, prouvant ainsi que l'univers se compose d'une multitude de galaxies.

L'ère moderne de la cosmologie physique a commencé en 1917, lorsqu'Albert Einstein a appliqué pour la première fois sa théorie générale de la relativité pour modéliser la structure et la dynamique de l'univers.

Carte de l'univers observable avec certains des objets astronomiques notables connus aujourd'hui. L'échelle de longueur augmente de façon exponentielle vers la droite. Les corps célestes sont représentés agrandis en taille pour pouvoir comprendre leurs formes.

Voir également

Les références

Notes de bas de page

Citations

Bibliographie

• Bartel, Leendert van der Waerden (1987). « Le système héliocentrique en astronomie grecque, persane et hindoue ». Annales de l'Académie des sciences de New York . 500 (1) : 525–45. Bibcode : 1987NYASA.500..525V . doi : 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37224.x . S2CID  222087224 .
• Landau L , Lifshitz E (1975). La théorie classique des champs (Cours de physique théorique) . 2 (quatrième édition anglaise révisée). New York : Pergamon Press. p. 358–97. ISBN 978-0-08-018176-9.
• Liddell, HG et Scott, R. (1968). Un lexique grec-anglais . Presses de l'Université d'Oxford. ISBN 978-0-19-864214-5.
• Misner ; CW ; Thorne ; Kip; Rouleur ; J.A. (1973). Gravitation . San Francisco : WH Freeman. p. 703-816. ISBN 978-0-7167-0344-0.
• Raine, DJ ; Thomas, EG (2001). Une introduction à la science de la cosmologie . Institut d'édition de physique.
• Rindler, W. (1977). Relativité Essentielle : Spéciale, Générale et Cosmologique . New York : Springer Verlag. p. 193-244. ISBN 978-0-387-10090-6.
• Rees, Martin, éd. (2012). Univers Smithsonian (2e éd.). Londres : Dorling Kindersley. ISBN 978-0-7566-9841-6.

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• Base de données extragalactique NASA/IPAC (NED) / ( NED-Distances ).
• Il y a environ 10 ⁸² atomes dans l'univers observable – LiveScience , juillet 2021.
• C'est pourquoi nous ne saurons jamais tout de notre univers – Forbes , mai 2019.