Cosmologie

La cosmologie est l'étude scientifique de l'Univers dans sa globalité. La seule théorie actuellement adaptée pour cela est la théorie du Big Bang, qui utilise la Relativité Générale d'Einstein. Peut être savez vous déjà que pour comprendre les mouvements des astres dans un espace-temps en Relativité Générale, il faut connaître la métrique de cet espace-temps. La métrique de Friedmann-Robertson-Walker est utilisée pour l'Univers dans sa globalité; cette métrique est relativement simple puisqu'elle découple totalement l'espace et le temps. En gros, la géométrie de l'espace est la même à toutes les époques, à un facteur d'échelle près. Nous nous intéresserons longuement à ce facteur d'échelle.

Mais intéressons-nous d'abord à la géométrie de l'espace. Il ne faut pas confondre géométrie de l'espace et géométrie de l'espace-temps. Dans la théorie du Big Bang, l'espace-temps est toujours courbe. Un espace-temps plat correspond à la métrique de Minkowski, c'est-à-dire à la théorie de la Relativité Restreinte. En revanche, l'espace peut être courbe ou plat dans la théorie du Big Bang.
Si l'espace est plat, sa géométrie est dite euclidienne: on peut représenter l'espace à trois dimensions par un plan infini. Attention: il faut bien comprendre que l'on représente trois dimensions en deux ! Mais l'espace peut aussi être ouvert ou fermé. S'il est fermé, on peut le voir comme la surface d'une sphère. S'il est ouvert, on peut le représenter localement comme une selle de cheval. Dans tous les cas, il s'agit d'une représentation à deux dimensions d'un espace à trois dimensions ! Ces représentations de l'espace sont assez justes, et on peut en déduire donc immédiatement des propriétés intéressantes. Tout d'abord, il est clair que suivant la géométrie de l'espace de l'Univers, la quantité de Substance composée de particules atomiques (atomes et molécules) de l'Universmatière va varier. En effet, si l'espace est fermé (comme une sphère), il est clair que le nombre de galaxies dans l'Univers est fini. Mais si l'espace est ouvert ou euclidien, alors le nombre de galaxies est infini. Essayez de remplir un plan infini avec des petits dessins à intervalles réguliers: vous en dessinerez une infinité ! Pareil pour la selle de cheval (Univers ouvert). Pour la sphère, vous pourrez aisément dessiner des galaxies partout, elles seront en nombre fini, c'est bien clair.

Intéressons-nous maintenant au facteur d'échelle. De quoi s'agit-il ?
Et bien c'est précisément le coeur de la théorie du Big Bang: l'Univers est en expansion. Ceci signifie une seule chose: la distance (métrique) entre deux points de l'espace (exemple: deux galaxies immobiles dans le "fluide cosmique") augmente avec le temps. Et puisque ça a eu lieu, d'après la théorie, à toutes les époques dans le passé, et de façon plus rapide dans le passé, il est clair qu'il y a un temps du passé où l'Univers était infiniment dense. C'est le Big Bang.
Le Big Bang, ce n'est donc pas une explosion dans l'espace, mais une brusque dilatation de l'espace. Le Big Bang a lieu dans tous les points de l'espace en même temps !
Voyons ce que ça donne avec nos représentations 2-D de l'espace.

Considérez qu'au lieu d'avoir une sphère dure sur laquelle vous dessinez des galaxies, vous avez un ballon de baudruche. Alors, au moment du Big Bang, votre ballon est un point sur lequel vous avez dû dessiner, par exemple mille galaxies. Essayez de faire tenir mille galaxies dans un point (infiniment petit, donc) et vous comprendrez alors aisément que votre En astronomie : mesure de la masse à l'intérieur d'un espace défini. Unité de mesure : g/cm3densité est infinie, bien que la quantité de Substance composée de particules atomiques (atomes et molécules) de l'Universmatière ne le soit pas... Puis, soufflez dans le ballon, votre espace se dilate (attention: l'espace est représenté par la surface du ballon !!!) et vous voyez vos galaxies s'éloigner les unes des autres.
Attention ! Cette image du ballon n'est juste que pour un Univers fermé.

Si l'espace est euclidien ou ouvert, c'est un peu plus difficile à concevoir car l'espace de départ est déjà infini ! Néanmoins, il a une En astronomie : mesure de la masse à l'intérieur d'un espace défini. Unité de mesure : g/cm3densité infinie aussi, et le Big Bang fait dilater cet espace (pensez à une feuille de papier pour l'espace euclidien, ou à une selle de cheval pour l'espace ouvert). Alors la En astronomie : mesure de la masse à l'intérieur d'un espace défini. Unité de mesure : g/cm3densité n'est plus infinie, l'espace entre les galaxies augmente, mais le volume est lui infini à toutes les époques.

L'éloignement des galaxies les unes des autres se traduit dans les observations par le décalage vers le rouge du Lumière blanche décomposé dans les couleurs qui la composent : le violet, le bleu, le vert, le jaune, l'orange et le rouge. Il est possible de reconnaître les lignes d'absorption de Fraunhofer. A l'intérieur de ces couleurs. En fonction de l'intensité du rayonnement émis par l'objet observé, on parle de spectre continu, de spectre en absorption ou de spectre en émission. L'étude du spectre d'un corps céleste permet de déterminer sa composition chimiquespectre émis par les galaxies (c'est un effet Doppler, comme lorsque la sirène d'une ambulance a un son plus grave lorsqu'elle s'éloigne de nous). C'est notre première preuve observationnelle du Big Bang: le redshift ou décalage vers le rouge global des galaxies éloignées.

La deuxième preuve observationnelle concerne les prédictions que l'on peut faire sur les premiers temps de l'Univers et les propriétés de la matière à ces époques. En effet, peu après le Big Bang, l'Univers se dilatant, les particules de rayonnement électromagnétique, les photons, se sont découplées de la matière. Il y a donc eu émission d'une grande quantité de lumière très énergétique, car à l'époque l'Univers était très chaud. Mais depuis, ces photons se sont refroidis, ce qui signifie simplement que leur Distance séparant deux pics d'ondes successifs. Plus la longueur d'onde est courte, plus le rayonnement est riche en énergielongueur d'onde s'est allongée proportionnellement au facteur d'échelle. Aujourd'hui, ce rayonnement est celui d'un corps noir très froid: 2.7 K, et on l'appelle le CMB (Cosmic Microwave Background ou fond de rayonnement cosmologique). Prédit dès 1948 par Alpher et Gamow, ce rayonnement sera observé par hasard en 1965 par Penzias et Wilson.

Ce rayonnement est très isotrope et homogène, mais il fait apparaître néanmoins des anisotropies très intéressantes (et je ne dis pas ça seulement parce que je travaille sur ce sujet !). Les anisotropies primordiales du CMB résultent des fluctuations quantiques aux premiers temps de l'Univers, et recèlent des informations fondamentales sur les paramètres cosmologiques (âge de l'Univers, densité...). Les anisotropies secondaires sont dues à l'interaction du CMB avec de la Substance composée de particules atomiques (atomes et molécules) de l'Universmatière des époques plus récentes, notamment par l'effet Sunyaev-Zeldovich. C'est l'interaction du CMB avec les électrons chauds contenus dans les amas de galaxies.

La meilleure connaissance des paramètres cosmologiques fait l'objet de recherches actuelles sur les anisotropies du CMB, notamment par les expériences Archeops et Planck.

Source : Etoile Polaire
Dernière modification le 12 Février 2010