La cosmologie moderne

Aujourd'hui on va parler de Cosmologie. Mais le terme Cosmologie est enfaîte bien trop général pour décrire ce dont je vais vous parler. Aujourd'hui on va parler de l'évolution de notre Univers. On va essayer de comprendre comment on peut étudier l'évolution de l'espace physique qui constitue notre univers et comment on peut le faire jusqu'à une période où l'espace physique semble se contracter infiniment que l'on appelle le big-bang.

Mais tout d'abord, discutons du mot "Cosmologie". Que signifie t-il ?

En deux mots, la Cosmologie est la logique du Cosmos. La Cosmologie étudie donc la logique de notre univers c'est à dire tous les "phénomènes" qui ont pu amener notre univers à être celui qu'on observe et prédit l'évolution future de ce dernier. Mais l'univers est un ensemble immense qui peut signifier pas mal de choses différentes. C'est pour ça qu'il existe pas mal de sous-disciplines en Cosmologie.

Par exemple, l'étude des galaxies et des ensembles de galaxies est une sous-branche de la Cosmologie. Un exemple plus général est l'étude des grandes structures de notre univers c'est à dire toutes les structures (de matière) dont l'échelle de grandeur est de l'ordre de la taille de notre univers. On peut aussi étudier par exemple l'histoire thermique de notre univers et la nucléosynthèse primordiale c'est à dire l'étude des phénomènes physiques qui ont permis à toute la matière que l'on connait de se créer et former des nucléons, des noyaux, des molécules etc ... .

Dans cet article, je vais surtout vous présenter l'évolution "structurelle" de notre univers. C'est à dire l'histoire de notre univers mais principalement à travers l'évolution de "l'espace physique". En effet, notre univers n'est pas statique, il évolue dans le temps. Comment et pourquoi on le sait ? Je vais vous expliquer 😉

 

Généralement une petite introduction historique sur l'histoire du concept d'univers est de rigueur, mais je ne voudrais pas que cet article s'éternise sur des détails alors on va passer aux choses sérieuses tout de suite. On va commencer avec des concepts de géométrie différentielle et de relativité générale 😉

Un peu de relativité générale

Théorème de Pythagore

On va commencer très simplement avec un théorème que vous connaissez certainement, le théorème de Pythagore. Par exemple en 2D, si j'ai un rectangle de cotés x, y et d’hypoténuse l  alors j'ai égalité

l^2 = x^2 + y^2

Pensez vous que cette égalité est toujours vraie ? (Oui ?) Perdu ! Il existe des espaces 2D où la relation ci-dessus est fausse comme par exemple sur la surface d'une sphère. En toute rigueur le théorème de Pythagore doit se généraliser au cas de la géométrie dite non-euclidienne. On l'écrit de manière plus générale (toujours en 2D) de la façon suivante :

l^2 = h_{xx}(x,y)x^2 + h_{yy}(x,y)y^2

\bar{\bar{h}} est une matrice de taille 2\times 2 dont les éléments de la diagonale contiennent les propriétés de l'espace dans les directions de x et de y. Cette matrice s'écrit :

\bar{\bar{h}} = \left(\begin{matrix}h_{xx}(x,y) & 0\\ 0&h_{yy}(x,y) \end{matrix}\right)

Les coefficients non-diagonaux ne sont pas nécessairement nuls, mais pour un modèle "simple" d'espace 2D on va les considérer comme nuls ;).

La notion de métrique

Enfaîte si je vous fait tout ça c'est pour vous introduire un concept extrêmement important en cosmologie et en relativité que l'on appelle la métrique. La métrique correspond en quelque sorte à une variation infinitésimale de l'espace que l'on étudie. Voyons un exemple avec une métrique simple :

La métrique de Minkowski permet de décrire un espace quadri-dimensionnel (3 dimensions d'espace et 1 dimension de temps) plat (La somme des angles d'un triangle fait toujours \pi). Elle s'écrit :

\mathrm{d}s^2 = -c^2\mathrm{d}t^2+\mathrm{d}x^2 + \mathrm{d}y^2 + \mathrm{d}z^2

c correspond à la vitesse de la lumière (invariant relativiste) donc c\mathrm{d}t correspond à la distance physique parcourue par la lumière pendant l'intervalle de temps \mathrm{d}t. \mathrm{d}x\mathrm{d}y et \mathrm{d}z correspondent quant-à eux à des intervalles d'espace physique (longueur, largeur, profondeur). Finalement \mathrm{d}s correspond à une longueur qui lie les distances d'espace-temps entre elles un peu à la manière du théorème de Pythagore sur un plan (sauf que là je ne peux pas vous faire de schéma). Physiquement, \mathrm{d}s permet de discuter de la relation de causalité d'événements entre eux. Par exemple, supposons deux événements différents dans un espace plat (de Minkowski) se déroulant chacun à un point d'espace-temps différent :

  • Si \mathrm{d}s^2 > 0 alors c^2\mathrm{d}t^2 < \mathrm{d}x^2 + \mathrm{d}y^2 + \mathrm{d}z^2, \mathrm{d}s est un intervalle de genre temps. La lumière a pu parcourir la distance séparant les deux événements en le temps qui les sépare, on dit que les deux événements sont causaux.
  • Si \mathrm{d}s^2 < 0 alors c^2\mathrm{d}t^2 > \mathrm{d}x^2 + \mathrm{d}y^2 + \mathrm{d}z^2, \mathrm{d}s est un intervalle de genre espace. La lumière n'a pas pu parcourir la distance séparant les deux événements en le temps qui les sépare. Ces deux événements sont non-causaux.
  • Si \mathrm{d}s^2 = 0 alors c^2\mathrm{d}t^2 = \mathrm{d}x^2 + \mathrm{d}y^2 + \mathrm{d}z^2. Cet intervalle correspond à un intervalle limite que l'on appelle de genre lumière.

La causalité est très importante en cosmologie car elle permet de dire si un événement peut être corrélé ou non à un autre événement dans l'univers. Cette notion pose énormément de problèmes pour l'étude du fond diffus cosmologique (on en parlera plus tard 😉 ).

La métrique FLRW

La métrique FLRW du nom de ses hauteurs : Friedmann, Lemaitre, Robertson Walker - décrit l'élément de longueur \mathrm{d}s mais cette fois-ci dans un espace qui n'est plus forcément plat. Cet espace peut être ouvert (hyperbolique) ou fermé (sphérique). Pour vous représenter la chose, imaginez que votre espace 3D est un plan en 2D : un espace fermé (sphérique) correspond à la surface d'un ballon de foot tandis qu'un espace ouvert (hyperbolique) correspond un peu à la forme d'une selle de cheval (sauf qu'elle ne se termine jamais). Pour le plaisir des yeux je vous écrit cette métrique :

\mathrm{d}s^2 = c^2\mathrm{d}t^2 - a(t)^2\left[ \mathrm{d}\chi^2 + S_k^2(\chi)(\mathrm{d}\theta^2+\sin^2\theta\mathrm{d}\Phi^2)\right]

a(t) = R(t)/R(0) correspond au facteur d'échelle de l'univers c'est à dire au rapport des "rayons" de l'univers à l'instant t où on l'étudie par rapport à aujourd'hui (t=0). \chi est une distance comobile c'est à dire une distance physique séparant deux objets mais qui ne dépend pas de l'évolution (contraction ou expansion) de l'univers. \theta et \Phi correspondent aux angles physiques azimutaux et longitudinaux. La fonction S_k^2(\chi) décrit la forme de l'univers :

  • Si l'univers est sphérique alors S_{+1}^2(\chi) = R(0)\sin(\chi/R(0)).
  • S'il est plat alors S_{0}^2(\chi) =\chi.
  • S'il est hyperbolique alors S_{-1}^2(\chi) = R(0)\sinh(\chi/R(0)).

C'est donc grâce à cette métrique qu'on peut faire tous les calculs en cosmologie. Cette métrique peut aussi être adaptée à une description locale de l'univers, en effet, en relativité générale un corps massif aura tendance à tordre l'espace de telle manière qu'il est fermé en son voisinage.

Les équations d'Einstein

Faisons maintenant connaissance avec un système d'équations fondamentales en cosmologie. En 1915 Einstein propose un système d'équation permettant de décrire la dynamique d'un système de masse dans le cadre d'un espace-temps non-euclidien. En gros, Einstein propose à travers ses équations de décrire l'interaction entre des corps massifs à l'aide d'un phénomène de distorsion de l'espace-temps. Finalement, une étoile qui orbiterait autour d'un trou noir ne ferait que de suivre une courbe "d'inertie" que l'on appelle géodésique et qui décrit la déformation de l'espace et du temps autour du trou noir. Tout ceci passe par un système d'équations extrêmement complexes que je vous présente toujours pour le plaisir des yeux :

R_{\mu,\nu} - \frac{1}{2}g_{\mu,\nu}R + \Lambda g_{\mu,\nu} = \frac{8\pi G}{c} T_{\mu, \nu}

Ceci est bien un système d'équations (9 plus précisément), les indices \mu, \nu sont là pour nous le rappeler. Ils représentent enfaîte les différents éléments des tenseurs en jeu dans ce système. C'est un peu compliqué à comprendre mais si vous êtes motivés dites le moi et je vous ferai un petit article sur les tenseurs ;). Voyons cependant à quoi correspondent chacun des termes :

  • R_{\mu, \nu}~\rightarrow Tenseur de Ricci :

Cet objet mathématique exprime simplement la déformation de l'espace-temps. Il représente en quelque sorte la courbure de l'espace-temps et à partir de lui on peut calculer les géodésiques qui permettent de décrire la trajectoire des corps massifs dans un système dynamique.

  • R~\rightarrow Scalaire de Ricci :

Le scalaire de Ricci est relié au tenseur de Ricci (pour les experts, c'est la trace de R_{\mu, \nu}). On peut  voir le terme g_{\mu,\nu}R comme la "quantité" de déformation dans la direction \mu, \nu c'est à dire dans une direction donnée de l'espace-temps pour faire simple.

  • g_{\mu, \nu}~\rightarrow Tenseur métrique :

Je vous en ai parlé plus haut, le tenseur métrique représente la courbure de l'espace-temps en l'absence de masse.

  • \Lambda~\rightarrow Constante cosmologique :

Quand Einstein a mis au point ses équations en 1915, il n'était pas satisfait d'en déduire que l'univers n'est pas statique. En effet, à l'époque on était bien loin d'imaginer que l'univers est en expansion. C'est donc pour retrouver un univers statique qu'il a ajouté cette constante. Cette constante disparu donc pendant un petit moment avant de réapparaître mais cette fois avec une définition différente. En effet, aujourd'hui elle représente la composante d'énergie noire de l'univers (j'en ferai un article plus tard) qui compte pour 68% de notre univers observable. On la définit comme en partie à l'origine de l'expansion de l'univers et on l'associe à des quantités physiques négatives (on en parle plus loin 😉 ).

  • T_{\mu,\nu}~\rightarrow Tenseur énergie-impulsion :

Le tenseur énergie-impulsion représente simplement la répartition de la masse et de l'énergie dans l'espace-temps. Il est extrêmement important car c'est lui qui définit indirectement la "structure" de l'espace-temps.

Enfin G est la constante gravitationnelle de Newton et c la vitesse de la lumière. Finalement on peut catégoriser ce système d'équations en deux parties. Les termes qui décrivent la structure de l'espace-temps et ceux qui la modifient. Par exemple, pour le terme de droite je peux donner une distribution initiale d'étoiles massives, les termes de gauche me diront alors comment est modifiée la structure de l'espace-temps, et le terme de droite me dira comment est modifiée en conséquence la distribution des étoiles, les termes de gauches me disent alors comment la structure de l'espace-temps est modifiée ... et ainsi de suite tant qu'on veut (ou qu'on peut).

Alors comment ces équations permettent de décrire l'univers me demanderez vous ?

Bonne question ! On voit ça tout de suite 😉 .

Comment décrire notre univers ?

On est maintenant au cœur du problème. Einstein à trouvé un système d'équations permettant de décrire l'interaction entre un système de masses et l'espace-temps lui-même. Alors comment peut-on modéliser notre univers pour étudier sa dynamique à l'aide des équations d'Einstein ? Voyons avant quelques concepts fondamentaux en cosmologie observationnelle.

Un peu de cosmologie observationnelle

La cosmologie observationnelle est la science qui étudie notre univers par l'observation. En particulier, elle observe les objets extragalactiques comme des quasars, des supernovae extragalactiques, le fond diffus cosmologique afin de contraindre les modèles cosmologiques (que nous verrons plus tard).

En particulier, c'est cette discipline qui a permis à Edwin Hubble en 1929 de montrer que notre univers est en expansion. Ce physicien a observé ce que l'on appelle un redshift (décalage vers le rouge) de plus en plus marquant à mesure que la distance nous séparant des objets observés est grande. En  quelque sorte, Hubble a observé un effet Doppler de la lumière et son décalage vers le rouge signifie simplement que les objets s'éloignent de plus en plus vite de nous.

A partir du décalage vers le rouge, Hubble en a déduit la vitesse à laquelle s'éloignent les objets. Et en étudiant tout un tas d'objets lumineux, il a trouvé qu'il existe une relation de proportionnalité entre la distance nous séparant de cet objet et la vitesse moyenne à laquelle il s'éloigne de nous.

 

Il en a alors déduit la loi qui porte son nom. La loi de Hubble s'écrit :

v = H_0 d

v est la vitesse d'éloignement des objets observés (\mathrm{km}~\mathrm{s}^{-1}), d est la distance qui nous sépare de ces objets (\mathrm{pc}) et H_0 est le paramètre de Hubble qui vaut environ 70~\mathrm{km}~\mathrm{s}^{-1}~\mathrm{Mpc}^{-1} (un objet situé à 1~\mathrm{Mpc} s'éloigne de nous à environ 70~\mathrm{km}~\mathrm{s}^{-1}). Le 0 est la pour signifier "aujourd'hui". On en parlera plus tard mais il est possible que la vitesse d'expansion de l'univers n'ait pas été la même dans le passé.  On peut aussi écrire cette loi sous la forme cz = H_0 d. Ici z est le redshift cosmologique, il représente le taux de décalage vers le rouge. Voici un exemple (assez mal choisi).

Imaginons que l'on observe notre Soleil qui est une étoile de type G2V et que l'on mesure la longueur d'onde \lambda_0 à laquelle son émissivité est maximale. On trouvera environ \lambda_0 \approx 570~\mathrm{nm}. Supposons maintenant que l'on observe une étoile très lointaine mais dont les caractéristiques (autres que spectrales) nous disent qu'il s'agit d'une étoile du même type que le soleil. Si la longueur d'onde associée au maximum de son émissivité est donnée par \lambda_1 \approx 600~\mathrm{nm}, alors on peut calculer de redshift de cette étoile. On a

z +1 = \lambda_1 / \lambda_0 \approx 1.05

ce qui est déjà pas mal puisque si l'on regarde dans la loi de Hubble à quelle distance se trouve cette étoile de nous, on trouve 214~\mathrm{Mpc} ce qui correspond à 2000 fois la distance nous séparant de la galaxie d'Andromède !

Finalement, on sait aujourd'hui que notre univers est en expansion, on ne sait toujours pas s'il est plat ou pas mais il semble que les physiciens ont l'intuition qu'il est fermé (dites le moi si vous n'êtes pas d'accord les experts 🙂 ). Tout ça c'est bien joli mais comment on le décrit notre univers ?

Les équations fondamentales de la cosmologie

Les équations de Friedmann permettent de décrire un univers homogène et isotrope. Les physiciens ont simplement eu l'idée d'associer l'univers à un ou plusieurs fluides aux propriétés bien spécifiques. Quand je parle de fluide, je veux dire un fluide de poussière, un fluide de matière relativiste (dont radiation), un fluide d'énergie noire et un fluide de matière noire. On peut, si on veut, raffiner ou simplifier le modèle d'univers en ajoutant ou en supprimant des fluides. C'est donc un peu comme un jeu :). A l'instar de la dynamique des fluides, nous avons besoin de 3 équations. Une équation de conservation de la masse, une équation de la dynamique du système (\sim \sum \vec{F} = m \vec{a} pour ceux qui commencent) et enfin une équation d'état qui fait le lien entre la pression et la densité. Je vous les donne :

\left( \frac{\dot{a}}{a} \right)^2 + \frac{k}{a^2} = \frac{8 \pi G \rho}{3}

\frac{\ddot{a}}{a} = - \frac{4 \pi G}{3} (\rho + 3P)

\rho = f(P)

Bon ! Il y a énormément de choses à dire sur ces équations, et je ne veux pas vous assommer d'explications alors on va y aller par palier.

Tout d'abord, sachez que les deux premières équations sont enfaîte une "simple" réécriture des équations d'Einstein. Elles sont juste plus simples à traiter. Deuxièmement, les plus aguerris d'être vous ont certainement remarqué que la célérité de la lumière c a disparu des équations. C'est totalement normal ! En cosmologie (et même en physique des particules), pour simplifier les choses on pose \bar{h} = c = 1. C'est ce que l'on appelle le système d'unités naturelles et ça permet d'alléger les notations.

Parlons maintenant de chaque élément de ce système. Tout d'abord \rho désigne la densité d'énergie et non-pas la densité de matière, mais c'est enfaîte la même chose. C'est le système des unités naturelles qui veut ça. P est la pression du fluide. f(P) signifie : n'importe quelle fonction de P (qui soit acceptable physiquement). La notation avec un point au dessus signifie simplement "dérivée temporelle", et s'il y en a deux c'est qu'on dérive deux fois par rapport au temps.

Mais que signifie le paramètre a ?

a(t) est enfaîte le rayon de courbure de l'univers. Mais ce n'est pas un paramètre physique à proprement parler parce que notre espace est constitué de 3 dimensions, mais s'il est courbé (donc possède un rayon de courbure a), alors il faut une dimension supplémentaire à l'extérieur de l'univers pour définir son rayon de courbure. On peut faire l'analogie classique de la surface d'un ballon qui représente l'espace physique et son rayon représente simplement a(t). Tout ceci est une histoire de géométrie d'une forme tri-dimensionnelle dans un espace à 4 dimension.

a(t) est donc un paramètre que l'on ne peut pas calculer. Puisque notre univers est en expansion, il dépend du temps. Et on peut même le relier aux observables physiques par la relation :

H(t) = \frac{\dot{a}}{a}

et la relation :

\frac{a_0}{a} = 1 + z

Enfin la valeur k = -1,0,1 permet simplement de modéliser un univers ouvert, plat ou fermé.

Finalement les équations de Friedmann permettent simplement de connaitre le comportement de a(t) au cours du temps en fonction de ce que l'on met dans notre univers. On peut alors résoudre le système d'équations analytiquement, ou alors, si on veut s'amuser à modéliser des univers compliqués, on peut le résoudre numériquement ! Perso, j'opte pour la seconde solution 😉

Solutions des équations de Friedmann

La résolution des équations de Friedmann n'est pas évidente. En effet, avant de résoudre les équations de Friedmann, il faut déjà savoir ce que l'on met dans notre univers. Je vais donc vous présenter un modèle standard d'univers contenant 4 formes d'énergie : une densité d'énergie de matière relativiste (dont rayonnement) \rho_r, une densité d'énergie de matière \rho_m, une densité d'énergie noire \rho_\Lambda et une densité d'énergie de courbure \rho_k.  Je vous donne quelques explications.

Les deux premières densités d'énergie représentent tout simplement l'énergie liée à la présence de matière relativiste ou non ainsi que de rayonnement dans notre univers. Quand je parle de matière, j'inclus également ce que l'on appelle la matière sombre qui joue un rôle majoritaire dans l'évolution de notre univers. Le sujet de la matière sombre est extrêmement complexe, j'en ferai un article plus tard ;).

L'énergie noire est forme d'énergie méconnue qui est liée au mécanisme d'accélération de l'expansion de notre univers. Elle joue un peu le rôle d'une force de gravitation négative qui éloignerait les objets massifs les uns des autres. Cette énergie est d'autant plus mystérieuse qu'elle semble jouer un rôle dominant dans l'évolution de notre univers.

L'énergie de courbure est simplement une manière détournée de caractériser la courbure de notre univers. Vous aller voir que la forme géométrique de l'univers joue un rôle déterminant dans son évolution temporelle.

Qu'elle est la composition actuelle de notre univers ?

Les données de 2013 du satellite Planck nous ont permis de caractériser la composition actuelle de notre univers. Sachez tout d'abord que la courbure de notre univers est encore une inconnue, mais la plupart des physiciens se sont mis d'accord pour dire qu'un univers plat est une bonne approximation. Finalement notre univers est composé de 4.9% de matière ordinaire, 26.8% de matière noire et 68.3% d'énergie noire. Autant dire que notre univers est sombre ! Concernant la densité de matière relativiste, elle est extrêmement faible, à tel point que je n'ai pas réussi à trouver de valeur de densité (aujourd'hui) sur internet, j'ai donc supposé qu'elle représente 0.01% juste pour qu'on puisse en discuter plus tard.

Comment évolue un univers plat ?

Ce graphique représente l'évolution du facteur d'échelle (rayon de notre univers) normalisé en fonction du temps. Je vous ai représenté l'évolution de 3 types d'univers plat : un univers ne contenant que de la matière non-relativiste, un univers ne contenant que de la matière relativiste (dont rayonnement) et un univers ne contenant que de l'énergie noire.

On observe que les univers plats dominés par le rayonnement et la matière grossissent rapidement au début et finissent par s'étendre à une vitesse à peu près constante. En revanche, on voit que l'univers rempli d'énergie noire grandit de plus en plus rapidement. Finalement, on voit que notre univers tel qu'il est observé par le satellite Planck suit plutôt l'évolution d'un univers rempli d'énergie noire et subit donc une expansion accélérée.

 

Comment évolue un univers fermé ?

Dans le cas où l'univers est fermé, son comportement est radicalement différent pour les univers composés de matière et de rayonnement. On voit que pour cette courbure, les deux types d'univers subissent ce que l'on appelle un big-crunch c'est à dire une contraction infinie.

 

Comment évolue un univers ouvert ?

Dans le cas d'un univers ouvert (à la géométrie hyperbolique), les rôles sont inversés. Les composantes de matière et de rayonnement ont tendance à faire étendre l'univers d'une manière qui semble constante asymptotiquement tandis que la composante d'énergie noire à tendance à faire contracter l'univers jusqu'à donner un big-crunch. Ce dernier comportement est très étrange car on a déjà vu que l'énergie noire joue plutôt le rôle d'une force de gravitation inversée.

 

La résolution des équations de Friedmann nous permet également de retracer l'histoire de notre univers. Pour cela il suffit de regarder l'évolution des différentes densités d'énergie.

Ce graphe représente l'évolution des densités d'énergie de rayonnement, de matière et d'énergie noire de notre univers au cours du temps. On voit bien qu'aujourd'hui, l'énergie noire domine tandis que le rayonnement est quasi-inexistant. On voit d'ailleurs que l'énergie noire va de plus en plus dominer la matière et le rayonnement dans le futur.

Regardons le passé maintenant. On observe qu'à 4 milliards d'années, la densité d'énergie associée à la matière était égale à la densité d'énergie noire ce qui signifie que cette dernière n'a pas toujours été dominante dans le passé. Si l'on regarde encore plus en arrière, on voit déjà que les différentes densités d'énergie explosent ce qui est normal car le volume de l'univers diminue à mesure que l'on remonte le temps. Mais surtout, si la résolution de mon graphique était suffisamment bonne, on verrait que le rayonnement finit par dominer tout le monde aux débuts de l'univers.

L'histoire thermique de notre univers

Finalement, tous ces graphiques nous permettent de retracer l'histoire de notre univers. On voit déjà que la "vie" de l'univers se décompose en trois périodes : l'ère du rayonnement, l'ère de la matière et l'ère de l'énergie noire. Il est donc possible de décrire l'évolution de notre univers. Non pas en fonction du temps mais plutôt en fonction de sa température. On exprimera la température en GeV qui correspond à l'énergie équivalente des particules à une certaine température.

L'univers jeune était donc essentiellement composé de radiation. On aime bien dire que l'univers était composé de photons qui formaient ce que l'on appelle un bain thermique dont la température était extrêmement élevée et diminuait avec le temps. Dans un univers très chaud, aucune paire particule-antiparticule ne peut se former. La température est telle que chaque particule s'annihile presque immédiatement avec une antiparticule créée dans le bain thermique.

Finalement, lorsque la température est passé en dessous de quelques GeV, les premières paires de particules/anti-particules ont commencé à se former. En particulier les quarks qui permettent de former les hadrons dont les protons et les neutrons, et les mésons. De même on constate la formation des leptons les plus lourds comme le tau et le muon. Il faudra attendre que la température du bain thermique descende en dessous de 0.511~ \mathrm{MeV} pour que les paires électrons/positrons se forment.

Tandis que la température diminue encore (T \sim 13.6~\mathrm{eV}), les premiers éléments chimiques se forment comme l'atome d'hydrogène. Mais l'univers est toujours dominé par le rayonnement, on dit qu'il est opaque. Il faudra attendre que la température passe la barre des T \sim 2.3\times 10^{-4}~\mathrm{eV} = 2.7~\mathrm{K} pour que l'univers devienne transparent et que l'on entre dans l'ère de la matière. Le fond diffus cosmologique (Cosmic Microwave Background - CMB) représente la vision la plus ancienne que nous avons de notre univers et correspond précisément à cette période de transition.

Pendant toute l'ère de la matière, la vitesse d'expansion de notre univers est ralentie et tend à être constante. Mais la densité d'énergie noire, alors quasi-inexistante au départ, finit par dominer et fait ré-accélérer l'expansion de notre univers.

Finalement, de cette petite histoire résultent deux questions :

  • Si la matière et l'anti-matière se sont formées en quantités égales, où est passé la quasi intégralité de l'antimatière ?
  • A l'origine de notre univers, l'énergie noire était quasi-inexistante. Mais alors d'où vient elle ?

En réalité, ces deux problèmes font partie d'un ensemble beaucoup plus grand qui cherche à expliquer l'évolution de notre univers aux temps de plus en plus proches du big-bang. C'est ce que l'on appelle la cosmologie primordiale. Cette discipline propose de nombreux modèles d'évolution de notre univers et se base sur l'étude du CMB. Les physiciens cherchent en particulier a expliquer l'évolution des grandes structures de l'univers. En effet, le fond diffus cosmologique est homogène de manière générale mais si l'on regarde de plus près, on observe des fluctuations de densité. Ces fluctuations représentent les premières structures. Les physiciens se demandent donc d'où viennent ces structures. De nombreuses théories ont été avancées et toutes pointent du doigt une origine particulière. Une origine quantique.

Finalement notre univers est un objet extrêmement complexe et secret. Ce que je vous ai présenté ici n'est qu'une petite partie de la pointe de l'iceberg des théories de l'évolution de notre univers et de la cosmologie de manière plus générale. Je voulais simplement vous faire une introduction à cette discipline afin que vous ayez les connaissances de base pour comprendre les prochains articles que j'ai l'intention d'écrire dans le domaine de la cosmologie. Sur ceux j'espère que cet article vous a plu. Si tel est le cas n'hésitez pas à le partager, laissez moi un commentaire si vous avez des questions ou des remarques. Un petit don ne serait-ce que pour payer l'hébergement du site me ferait extrêmement plaisir :).


Pour les fans de physique numérique je vous laisse en lien le petit programme python 2.7 que j'ai utilisé pour résoudre les équations de Friedmann (Je vous recommande la distribution spyder). Enfaîte, je trouve ça génial de pouvoir faire de la physique en modélisant les problèmes sur l'ordinateur. Je vais donc me mettre à proposer tout un tas de problèmes physiques que je résous numériquement. 😉 

Pour télécharger le programme cliquez ici !

3 commentaires sur “La cosmologie moderne”

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