Modèle(s) d'univers

PLS246, PLS276, PLS 287, PLS 298, PLS 300, PLS 313

Les lois scientifiques, depuis Galilée, ont une portée universelle et sont locales : elles fonctionnent de proche en proche dans l'espace et le temps ; ce qui est vrai ici et maintenant est vrai à côté et tout à l'heure .Ces lois sont donc impuissantes à étudier l'ensemble global de l'Univers. Ainsi la science classique newtonienne n'a pas vocation à parler de l'univers puisqu'elle considère l'espace et le temps comme des absolus.

Cela n'a pas empêché depuis lors, et même avant, à des philosophes, des écrivains très imaginatifs, des auteurs de science-fiction de proposer des descriptions d'univers plus ou moins fantasmagoriques. Ce qui a tout changé, c'est quand Einstein, en 1905, a montré que le temps et l'espace étaient liés ! Et que nous vivions dans un continuum de 4 dimensions parsemé de matière-énergie.

En effet notre vie personnelle, tout événement, tout objet est sur une ligne d'univers. Qu'est-ce à dire ?: l'objet nait à un endroit-temps et meurt à un autre endroit-temps de l'univers. Un endroit est lié à un temps et réciproquement, et la durée comme la distance sont relativisées : elles n'ont plus de valeurs universelles ! Je vis sur mon espace avec mon temps propre 2 qui n'est pas le vôtre si vous vous déplacez vite par rapport à moi et ce que je vois à un instant est ce qui existait il y a d'autant plus de temps que l'objet que je vois est éloigné de moi ! Ces quelques éléments de la Relativité Restreinte, RR, nous obligent à réviser nos conceptions d'univers d'autant plus qu'en 1915 Einstein expose sa Relativité Générale, RG. L'Espace-Temps, ET, ce continuum est modifié 3par la présence de Matière M. Aller, sans contrainte, en ligne droite en présence d'une grosse masse c'est aller sur une géodésique4 : la lune va tout droit sur une géodésique de la Terre et celle-ci tout droit sur une géodésique du système solaire, c'est-à-dire qu'elles tournent autour des masses plus importantes! La gravitation qui agit entre toutes masses (de l'atome ou plus petits, aux galaxies) modifie localement la géométrie de l'espace qui agit sur la matière en lui disant comment se mouvoir, et réciproquement la matière agit sur l'espace pour lui indiquer comment se courber Misner..

Une foule de modèles d'univers, tous à bases scientifiques, ont alors été proposés ; on en citera quelquesuns pour les situer un peu chronologiquement.

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Expansion ou pas ? Premiers modèles :

Pour obtenir son 1ier modèle d'univers, en 1917, Einstein introduit dans son équation de la Relativité Générale5 RG une constante universelle pour décrire un univers statique et fini mais sans frontière dont la taille est immuable. La constante cosmologique ? est là pour équilibrer l'énergie de gravitation qui, seule, aurait ramassé l'univers en un point (l'univers matériel se serait effondré sur-lui-même). L'univers devrait alors être éternel, homogène et isotrope en moyenne, sans aucune variation comme la position des étoiles « fixes » observées dans la Voie Lactée. L'univers serait une hyper-sphère6 de rayon constant c'est-à-dire que nous vivrions dans un espace à 3 dim qui serait la surface d'une sphère d'un espace à 4 dim. Cette hyper-sphère est si grande que localement sa surface est plate, euclidienne. Sa structure et son évolution sont néanmoins différentes suivant que la densité d'énergie supposée dans l'univers est supérieure ou inférieure à une valeur critique et l'univers serait alors, selon le cas, infini ou fini.

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Un modèle, sur les mêmes bases, est proposé par de Sitter mais infini et à densité de matière nulle.

Dès 1918 L Bianchi, partant de la RG, constate que 9 types d'univers sont possibles; l'univers de Bianchi IX, par exemple, aurait un Big Bang et un Big Crunch, un début et une fin; il serait anisotrope avec 3 facteurs d'échelle et l'approche des singularités (la fin et le début) se ferait de façon chaotique.

En 1920 Friedman montre qu'il n'y a que 3 types possibles d'univers en expansion: 1-un univers fini qui arrêterait son expansion quand il atteint sa densité critique7, 2-un univers dont la densité est égale à sa valeur critique et dont l'expansion se ralentit en un temps infini, et 3- un univers infini de densité inférieure à la valeur critique et dont l'expansion se ralentit sans s'arrêter. À chaque type correspond une géométrie d'univers : plat, parabolique ou en selle de cheval.

À cette date E Hubble mesure la vitesse de fuite des galaxies, preuve de l'expansion universelle.

Big Bang ou pas ? Premières influences de la mécanique quantique

En 1920 Kaluza et Klein proposent une théorie unifiant gravitation et électromagnétisme avec un ET à 5 dim, la cinquième dimension se refermant sur elle-même en un cercle de rayon 10-35 m; et Pauli émet l'idée que le vide n'est pas vide: il correspondrait à l'état énergétique le plus faible d'un système, contiendrait des oscillations potentielles, des particules virtuelles qui représentent de l'énergie.

Dans les années suivantes (22-24) Friedmann et Lemaître montrent que tous les univers homogènes et isotropes doivent être en expansion et avoir un passé très dense et chaud. D'où la prévision de l'existence d'un fonds cosmologique diffus.

En 1927 Lemaitre commence par proposer un univers qui croitrait exponentiellement; donc en évolution et éternel, sans commencement ni fin.

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Les signes de l'expansion de l'univers connus rendant la constante cosmologique inutile Einstein tente de construire, sans elle, un modèle d'univers éternel où la matière aurait été créée en continu, la densité de matière constante déterminant alors l'expansion. C'est là un univers stationnaire, dynamique mais immuable (comme un mouvement uniforme rectiligne). Mais il y avait une erreur de calcul !

En 1933 Lemaitre montre que la singularité initiale qui existe pour un univers isotrope persiste même pour un univers anisotrope. Il émet l'hypothèse de l'atome primitif qui se désintègre en particules plus élémentaires, et une évolution de l'univers en trois phases. La constante cosmologique, non nulle, et celle de Hubble mesurant le taux d'expansion sont deux grandeurs importantes de l'uivers.

En 1950 Gamow prédit l'existence d'un plasma primordial (un gaz à l'équilibre thermique où les électrons sont enlevés aux atomes); pression, température et masse volumique tendent vers l'infini quant t tend vers 0. L'univers primordial serait composé de rayonnement de photons, d'électrons et protons. Les photons ne pouvant pas se propager, on ne peut rien observer dans ce plasma. Il y a bien une singularité de début d'univers.

Dans les années 60 un modèle stationnaire est proposé par Hoyle, Bondi et Gold à l'encontre des modèles expansionnistes mais il sera vite invalidé. C'est Hoyle qui en se moquant de la théorie de Lemaître parle pour la première fois de Big Bang !

Penrose et Hawking démontrent que la singularité initiale (ouverte) persiste si l'univers, quel qu'il soit, est rempli suffisamment de matière et énergie et qu'il existe des singularités fermées, les trous noirs. Ils confirment ainsi que l'univers n'est pas stationnaire mais en expansion et qu'il y a eu un Big Bang. La théorie du Big Bang (1940-60) se met en place.

Jacob...