Univers
L'Univers, au sens cosmologique, est l'ensemble de tout ce qui existe, décrit à partir d'observations scientifiques et régi par des lois physiques.
La cosmologie cherche à appréhender l'Univers d'un point de vue scientifique, comme l'ensemble de la matière et de l'énergie distribuées dans l'espace-temps. Pour sa part, la cosmogonie vise à établir une théorie de la création de l'Univers sur des bases philosophiques ou religieuses. La différence entre ces deux définitions n'empêche pas nombre de physiciens d'avoir une conception finaliste de l'Univers (voir à ce sujet le principe anthropique).
Si l'on veut faire correspondre le mouvement des galaxies avec les lois physiques telles qu'on les conçoit actuellement, on peut considérer que l'on n'accède par l'expérience qu'à une faible partie de la matière de l'Univers<ref>Modèle:Lien web.</ref>, le reste se composant de matière noire. Par ailleurs, pour expliquer l'accélération de l'expansion de l'Univers, il faut également introduire le concept d'énergie sombre. Plusieurs modèles alternatifs ont été proposés pour faire correspondre les équations et nos observations en prenant d'autres approches.
Découverte dans l'Histoire
Les sciences grecques sont à l'origine des premiers écrits décrivant la composition du monde et sont les premières à formuler des explications :
- les philosophes Parménide, Platon et Aristote formulent le principe du cosmos ; ils admettent l'idée d'une Terre sphérique, mais ils l'envisagent au centre de l'Univers physique, alors que l'école de Milet se représente la Terre plate ;
- les pythagoriciens pensent que le Soleil (le feu) est au centre de l'Univers et que la Terre, qui n'est qu'une planète comme les autres, se meut autour de lui. Aristote, dans le traité Du ciel (II, XIII, 293 a 18), confirme l'hypothèse de mouvements planétaires circulaires et parfaitement ordonnés<ref>Werner Jaeger, Aristote, Fondements pour une histoire de son évolution, L’Éclat, 1997, Modèle:P.154.</ref> ;
- Ératosthène tente de réaliser des calculs précis, notamment la mesure de la circonférence d'un méridien terrestre ;
- Aristarque de Samos est le premier à envisager un modèle de système planétaire héliocentré. Cette découverte n'est alors pas suivie<ref>À notre connaissance, un seul autre savant de l'Antiquité est alors de cet avis, Séleucos de Séleucie.</ref>, bien qu'elle puisse s’admettre d’un point de vue purement mathématique, parce qu’Modèle:Citation. Aristarque 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 acceptable<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Otto Neugebauer, Modèle:Langue, Berlin ; New York : Modèle:Langue, 1975, Modèle:P. Aristarque ne donne pas le résultat de ses calculs, mais de ses données (diamètre apparent angulaire de la Lune : Modèle:2e ; diamètre de la Lune : Modèle:Fraction du diamètre terrestre), on peut déduire une distance Terre-Lune de Modèle:Unité environ, contre 60,2 en réalité. Mais Neugebauer estime que c'est un angle de Modèle:Fraction° et non de Modèle:2e qu'Aristarque tenait pour correct, ce qui aboutirait à Modèle:Nobr terrestres pour la distance Terre-Lune. Voir Aristarque.</ref>, ainsi qu'une distance Terre-Soleil<ref>Neugebauer, Modèle:Loc. cit..</ref> ;
- Hipparque, au Modèle:S mini- siècleModèle:Vérification siècle Modèle:Av JCModèle:Vérification siècle, 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 Modèle:Nobr, contre 60,2 en réalité<ref>Voir Des grandeurs et des distances du Soleil et de la Lune.</ref>), recense environ Modèle:Nobr<ref>Modèle:Lien, « Observation et Recherche » dans Jacques Brunschwig et Geoffrey Lloyd, Le Savoir grec, Flammarion, 1996, Modèle:P.265.</ref>, retrouve approximativement la période de précession des équinoxes, qui était déjà connue des Babyloniens<ref name=toomer/> ;
- Ptolémée poursuit le travail d'Hipparque. Son Almageste sera une référence astronomique essentielle pendant treize siècles.
Le philosophe et poète romain Lucrèce, au premier siècle av. J.-C, affirme dans le De rerum natura que Modèle:Citation, qu’il n’a Modèle:Citation et qu’importe Modèle:Citation<ref>Modèle:Ouvrage.</ref>.
Ces connaissances du monde grec perdurent et influencent les sciences arabes après l'effondrement de l'Empire romain d'Occident. Elles restent présentes en Orient (particulièrement, avec des hauts et des bas, à Byzance<ref>Voir Sciences grecques.</ref>), même si Cosmas d'Alexandrie tente, sans succès, de restaurer le modèle d'un monde plat.
La Renaissance porte à son apogée cette représentation du monde, grâce aux explorations et aux grandes découvertes qui eurent lieu du {{#switch: au
| e | er | = Modèle:S mini-{{#ifeq: XVI|-| – | XVI }}Modèle:S mini- siècle
| Modèle:S mini-{{#ifeq: au|-| – | au }}Modèle:S mini- siècle
}}, à partir de systèmes géographiques et cosmologiques très élaborés (projection de Mercator).
La révolution copernicienne bouleverse cette cosmologie en trois étapes :
- Copernic redécouvre l'héliocentrisme. Toutefois, il reste attaché aux sphères transparentes du modèle d'Aristote (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 l'étend à toutes les étoiles, ouvrant la dimension de l'Univers physique à l'infini. Il sera brûlé au bûcher en tant qu'hérétique 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, l'affinement des observations astronomiques par la définition du mouvement uniformément accéléré, et la formalisation mathématique de la force de gravité. L'Univers, toutefois, reste confiné dans le Système solaire.
Des modèles physiques tels que la sphère armillaire ou l'astrolabe ont été élaborés. Ils permettent d'enseigner et de calculer la position des astres dans le ciel visible. Aujourd'hui encore, la carte du ciel mobile aide les astronomes amateurs à se repérer dans le ciel, c'est une réincarnation de l'astrolabe.
En 1781, l'astronome britannique William Herschel découvre Uranus orbitant au-delà de l’orbite de Saturne, avant que ne soient trouvées Neptune et Pluton, le monde s'agrandissait de plus en plus.
Naissance de l'Univers
Expansion, âge et Modèle:Langue
Les observations du décalage vers le rouge des rayonnements électromagnétiques en provenance d'autres galaxies suggèrent que celles-ci s'éloignent de notre galaxie, à une vitesse radiale d'éloignement proportionnelle à cet éloignement. En étudiant les galaxies proches, Edwin Hubble s'est aperçu que la vitesse d'éloignement d'une galaxie est proportionnelle à sa distance par rapport à l'observateur (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 d'importantes 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 l'expansion de l'Univers dans le passé, on arrive à une époque où celui-ci a dû être beaucoup plus chaud et beaucoup plus dense qu'aujourd'hui. Ce modèle d'expansion, imaginé par Georges Lemaître<ref>Georges Lemaître, « Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant tenant compte de la vitesse radiale des nébuleuses galactiques étrangères », Annales de la société scientifique de Bruxelles, tome 47A, 1927, p. 49-59 (archives de l'Université catholique de Louvain).</ref>, chanoine catholique belge, est connu sous le nom de Modèle:Langue. Il est un élément essentiel de l'actuel modèle standard de la cosmologie. La description du début de l'histoire de l'Univers, telle qu'elle est connue, par ce modèle ne commence cependant qu'après qu'il est sorti d'une période appelée ère de Planck, durant laquelle l'échelle d'énergie de l'Univers était si grande que le modèle standard n'est pas en mesure de décrire les phénomènes quantiques qui s'y sont déroulés. Durant cette époque, seule une théorie de la gravitation quantique pourrait expliquer le comportement microscopique de la matière sous l'influence importante de la gravité, mais les physiciens ne disposent pas encore (en 2015) d'une telle théorie. Pour des raisons de cohérence avec les observations, après l'ère de Planck, le modèle du Modèle:Langue privilégie aujourd'hui l'existence d'une phase d'inflation cosmique, très brève mais durant laquelle l'Univers aurait grandi de façon extrêmement rapide.
À la suite de cette phase, l'essentiel des particules de l'Univers aurait été créé à une haute température, enclenchant un grand nombre de processus importants, comme la nucléosynthèse primordiale ou la baryogénèse, qui ont finalement abouti à l'émission d'une grande quantité de lumière, appelée fond diffus cosmologique. Ce dernier peut être aujourd'hui observé avec une grande précision par des instruments (ballons-sondes, sondes spatiales, radiotélescopes). L'observation de ce rayonnement fossile micro-onde, remarquablement uniforme dans toutes les directions, constitue aujourd'hui l'élément capital qui assoit le modèle du Modèle:Langue comme description correcte de l'Univers dans son passé lointain. De nombreux éléments du modèle restent encore à déterminer (par exemple, le modèle décrivant la phase d'inflation), mais il y a aujourd'hui consensus de la communauté scientifique autour du modèle du Modèle:Langue.
Dans le cadre du modèle ΛCDM, les contraintes issues des observations de la sonde WMAP<ref>Lancée par la NASA.</ref> sur les paramètres cosmologiques indiquent une valeur la plus probable pour l'âge de l'Univers à environ Modèle:Nobr d'années<ref name="wmap3years">{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} D.N. Spergel Modèle:Et al., Modèle:Langue soumis à Astrophys. J., prépublication disponible sur la base de données arXiv.</ref> avec une incertitude de Modèle:Unité d'années, ce qui est en accord avec les données indépendantes issues de l'observation des amas globulaires<ref name="amas globulaires">{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Chaboyer, B. & Krauss, Modèle:Langue L. M. 2002, Modèle:ApJ, 567, L45.</ref> ainsi que celle des naines blanches<ref>Modèle:Article.</ref>. Cet âge a été confirmé en 2013 par les observations du télescope spatial Planck.
Taille et Univers observable
À ce jour, aucune donnée scientifique ne permet de dire si l'Univers est fini ou infini. Certains théoriciens penchent pour un Univers infini, d'autres pour un Univers fini mais non borné. Un exemple d'Univers fini et non borné serait l'espace 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 ». L'être humain vit au centre de l'Univers observable, ce qui est en contradiction apparente avec le principe de Copernic qui dit que l'Univers 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 n'est pas infinie : regarder au loin revient à regarder un événement décalé dans le passé du temps qu'il a fallu à la lumière pour parcourir la distance séparant l'observateur du phénomène observé. Or il ne nous est pas possible de voir de phénomène issu d'avant le Modèle:Langue. Ainsi, les limites de l'Univers observable correspondent au lieu le plus lointain de l'Univers pour lesquelles la lumière a mis moins de 13,82 milliards d'années à parvenir à l'observateur, ce qui le place immanquablement au centre de son Univers observable. On appelle « horizon cosmologique » la première lumière émise par le Modèle:Langue il y a Modèle:Nobr d'années.
On estime que le diamètre de cet Univers observable est de 100 milliards d'années lumière<ref name="SV">Science-et-Vie Hors-Série no 242, mars 2008. L'Univers en chiffres.</ref>. Celui-ci contient environ Modèle:Unité, répandues dans environ 100 milliards de galaxies, elles-mêmes organisées en amas et superamas de galaxies<ref name="SV"/>. Mais le nombre de galaxies pourrait être encore plus grand, selon le champ profond observé avec le télescope spatial Hubble. Quant au nombre d'atomes contenus dans l'univers, il est estimé à environ 1080.
Il est cependant possible que l’Univers observable ne soit qu'une infime partie d’un Univers réel beaucoup plus grand.
L'Univers ne peut pas posséder de « bord » au sens intuitif du terme. En effet, l'existence de bord impliquerait l'existence d'un extérieur à l'Univers. Or, par définition, l'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe, il ne peut donc rien exister à l'extérieur. Toutefois, cela ne signifie pas que l'Univers est infini, il peut être fini sans avoir de « bord », sans avoir en fait d'extérieur.
Les observations, notamment celles du satellite Modèle:Lang et de la sonde Modèle:Lang, et les cartes produites par le satellite Planck suggèrent que l'Univers a une étendue infinie et un âge fini, comme le décrivent les modèles de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker<ref name="nasa_popular_uni_curv">Modèle:Lien web.</ref>,<ref>Modèle:Article.</ref>,<ref name="RBSG08">Modèle:Article</ref>,<ref name="Aurich0403597">Modèle:Article.</ref>.
Arguments en faveur d'un Univers fini
Un Univers infini pose la question de la compatibilité avec le principe de la conservation de l'énergie. En effet, la définition même de l'Univers en fait un système isolé (car si l'univers U1 pouvait transférer de l'énergie avec un autre système S1, alors l'univers réel serait U2 = U1 + S1). Or dans un système isolé, il ne peut pas y avoir de création d'énergieModèle:Refsou.
Forme
Une importante question de cosmologie porte sur la forme de l'Univers. Il peut être « plat », c'est-à-dire que le théorème de Pythagore pour les triangles droits y est valide à de plus grandes échelles. Actuellement, la plupart des cosmologues pensent que l'Univers observable est (presque) plat<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Modèle:Langue.</ref>. Ou bien il est simplement connexe ; selon le [[Modèle standard de la cosmologie|modèle standard du Modèle:Langue]] , l'Univers n'a aucune frontière spatiale, mais peut être de taille finie.
En 2013, il est prouvé que l'Univers est plat avec une marge d'erreur de seulement 0,4 %. Cela donne à penser que l'Univers est infini en étendue<ref>Modèle:Lien web.</ref>. Cependant, du fait que la vitesse de la lumière soit également finie et constante dans le vide, l'âge fini de l'Univers implique que seulement un volume fini de l'Univers ne soit accessible à l'observation directe depuis la Terre ; on parle alors de l'Univers observable. Tout ce que nous pouvons vraiment conclure est que l'Univers est beaucoup plus grand que le volume que nous pouvons observer directement<ref>Modèle:Lien web.</ref>.
Composition de l'Univers
Au niveau macroscopique
Modèle:Article détaillé De manière macroscopique, l'Univers est composé de nombreux corps célestes<ref>Modèle:Lien web</ref>, parmi lesquelles se trouvent des planètes (comme la Terre), des comètes, des astéroïdes, mais aussi de satellites naturels (comme la lune), d'exoplanètesModèle:Etc. Ces corps célestes se structurent en plusieurs éléments, du plus petit au plus grand<ref>Modèle:Lien web</ref>,<ref>Modèle:Lien web</ref> :
- système planétaire ;
- nuage interstellaire ;
- galaxie ;
- groupe de galaxies ;
- superamas de galaxies ;
- Univers observable.
Modèle:Situation de la Terre dans l'Univers
Au niveau microscopique
On ne connaît pas exactement la composition de l'Univers. Hormis le vide, plusieurs éléments, pour la plupart, encore jamais observés, sont conjecturés.
Énergie noire
Modèle:Article détaillé L'énergie noire est une forme d'énergie hypothétique qui serait une des principales force de l'Univers. Malgré sa densité très faible, elle composerait une grande partie de la matière de l'Univers. Sa présence permettrait d'expliquer l'expansion de l'Univers<ref>Modèle:Lien web.</ref>.
Matière noire
Modèle:Article détaillé La matière noire est une matière hypothétique, présente en grande quantité dans l'Univers, supposée justifier de la masse de certaines galaxies entre autres. Même si plusieurs observations et calculs font état d'une matière inconnue, aucune preuve ne vient, pour l'instant, étayer son existence. Aujourd'hui, la présence de la matière noire dans l'Univers est régulièrement remise en question<ref>Modèle:Lien web.</ref>.
Matière baryonique
Modèle:Article détaillé La matière baryonique, par opposition à la matière non baryonique, est un type de matière commune, qui comprend toute la matière composée de particules composites appelées baryons. De même que pour la matière noire, un des plus grands enjeux de la cosmologie est de comprendre sa répartition dans l'Univers<ref>Modèle:Lien web</ref>.
Particules
Modèle:Article détaillé La matière ordinaire et les forces qui agissent sur elle peuvent être décrites par les particules élémentaires. La physique des particules est la branche de la physique générale qui se penche sur les questions attenantes à la composition de la matière. Plus spécifiquement, cette discipline s'attelle à étudier les plus petits éléments de la matière et l'interaction entre les particules élémentaires<ref>Modèle:Lien web</ref>. Cette branche se rapproche de la physique quantique, qui, elle, se focalise à comprendre les mécaniques et les lois qui régissent l'infiniment petit<ref>Modèle:Lien web.</ref>, par opposition aux lois de la relativité générale et restreinte.
Avenir
Modèle:Article détaillé Selon les prédictions du modèle cosmologique le plus couramment admis de nos jours, les « objets galactiques » auront une fin : c'est la mort thermique de l'Univers. Le Soleil, par exemple, s'éteindra dans Modèle:Unité d'années, lorsqu'il aura consumé tout son combustible. À terme, les autres étoiles évolueront elles aussi dans des cataclysmes cosmologiques (explosions, effondrements). Déjà les naissances d'étoiles ralentissent<ref>Actuellement, l'observation de notre galaxie dénombre la naissance d'une ou deux étoiles par an.</ref> faute de matière, qui se raréfie au fil du temps. Dans Modèle:Nobr d'années environ, aucun astre ne s'allumera plus. L'Univers sera peuplé d'étoiles éteintes (étoiles à neutrons, naines blanches, trous noirs) et des naines rouges résiduelles. À bien plus longues échéances, les galaxies se désagrégeront dans des collisions géantes par leurs interactions gravitationnelles internes et externes<ref>Jean-Pierre Luminet, astrophysicien, CNRS, Observatoire de Paris-Meudon, in Sciences & Avenir no 729, novembre 2007.</ref>.
En ce qui concerne le contenant (« l'espace »), Modèle:Qui pensent que le processus d'expansion sera gravitationnellement ralenti et s'inversera selon le scénario du Modèle:Langue<ref>Littéralement : « grand écrasement ».</ref>. Pour d'autresModèle:Qui, l'expansion, qui semble à présent stagner, s'arrêtera à jamais. Peu à peu, les astres éteints s'agglutineront en trous noirs. L'Univers, sans aucune structure, ne sera plus qu'un bain de photons de plus en plus froids<ref>D'après une théorie de Stephen Hawking (dans son livre Une brève histoire du temps), si l'Univers continue indéfiniment à s'étendre, les particules issues d'explosions successives ne seront plus assez proches les unes des autres pour recréer des étoiles après leur explosion et l'expansion s'arrêtera.</ref>. Toute activité dans l'Univers s'éteindra ainsi à jamais : c'est le Big Chill. Un scénario similaire existe : le Big Chill modifié. La gravitation et l'énergie noire restent constantes mais ont tendance à accélérer. L'Univers subira le Grand Refroidissement mais l'expansion continuera d'une façon stable et toute activité cessera. Les galaxies fusionneront puis mourront peu à peu. Si au contraire la quantité d'énergie sombre croît, l'Univers 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 l'espace et le temps lui-même sera détruit. C'est le Modèle:Langue (littéralement : « grand déchirement »). Certains modèles prévoient une telle fin dans Modèle:Nobr d'années.
Chacun de ces scénarios dépend donc de la quantité d'énergie sombre que contiendra l'Univers à un moment donné. Actuellement, l'état des connaissances suggère non seulement qu'il y a insuffisamment de masse et d'énergie pour provoquer ce Modèle:Langue, mais que l'expansion de l'Univers semble s'accélérer et continuera donc pour toujours<ref>Modèle:En-us Modèle:Langue.</ref>.
