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Astrophysique1030L'astrophysique au collégial - Martin Aubé et François Gaudreau 2012
L'évolution de l'Univers jusqu'à nous (survol)L'âge de l'universToutes les méthodes permettant d'estimer l'âge de l'Univers convergent vers une valeur comprise entre 10 et 20 milliard d'année. Il demeure virtuellement impossible de pouvoir observer de la matière au delà d'un rayon de 10 à 20 milliard d'années-lumière de la Terre. Cet horizon cosmique s'agrandit au fur et à mesure que le temps passe. Il est impossible de voir au-delà de cet horizon car la lumière, provenant d'objets hypothétiques situés à l'extérieur de cette limite, n'a pas encore eu le temps de nous parvenir. L'horizon cosmique est observé par le biais d'un rayonnement radio isotrope; le rayonnement fossile de 2.7 Kelvin. Cette lumière très affaiblie par l'expansion de l'Univers témoigne de la structure de l'Univers au moment où les premiers photons se sont découplés de la matière. Un premier estimé de l'âge de l'univers repose sur la constatation faite par Hubble que plus une galaxie est éloignée, plus sa vitesse de fuite est élevée. Cette observation confirme que l'univers est en expansion. Si on remonte dans le temps, on peut s'attendre qu'au temps zéro, toutes les galaxies étaient situées dans la même région. Il serait plus exact de dire que la densité de l'Univers était plus grande à cet instant. La constante de Hubble reliant la vitesse de fuite à la distance d'une galaxie a été évaluée à 67,9 km s-1 (Mpc)-1 en 2013 à l'aide des données du satellite Planck. Dans un univers à expansion constante, l'âge de l'Univers serait donnée par l'inverse de la constante de Hubble. On obtient par cette méthode une valeur de 13,8 milliards d'années. On doit corriger cette valeur pour le fait que, selon le modèle cosmologique de Einstein de Sitter, l'expansion est en ralentissement. On corrige la valeur obtenue précédemment par un facteur 2/3 pour obtenir un âge d'environ 9 milliards d'années. On peut aussi procéder à un estimé de l'âge de l'Univers à partir de la distance de l'objet le plus éloigné observé de la terre. Le quasar ULAS J1120+0641 serait situé à une distance de 12,9 milliards d'années lumières. Soit un Univers vieux d'au minimum 12,9 milliards d'années. Une troisième méthode consiste à déterminer l'âge des objets les plus vieux de l'Univers. Une détermination effectuée à partir de la sismologie stellaire sur des naines blanches a permis de situer l'âge des plus vieilles étoiles à au moins 8 milliards d'années. L'Évolution du système solaireLa question de l'origine du système solaire demeure encore obscure. En effet, la faible luminosité des systèmes proto-planétaires ou planétaire les rend difficilement observables. On a récemment pu détecter la présence de planètes et/ou de disques de poussières autour d'une dizaine d'étoiles proches. Ces observations effectuées à l'aide de télescopes infrarouges indiquent que le système solaire n'est vraisemblablement pas un cas isolé. L'observation répétée d'un type donné de systèmes permet de supposer que ces derniers soient apparus suite à un processus relativement bien défini. Dans le cas d'un système unique, on invoque plutôt une origine aléatoire. Le processus de formation du système solaire n'est pas encore bien connu. L'hypothèse la plus plausible consiste à prétendre que les planètes se seraient formées à partir d'un même nuage interstellaire. Un nuage interstellaire froid est composé de molécules et de poussières. Au fur et à mesure que le nuage se contracte sous l'effet de la gravité, la densité et la température du nuage augmente. Cette augmentation est évidemment plus marquée au centre du nuages. A mesure que la température augmente, les grains de poussières sont volatilisés puis les molécules dissociées. Il en résulte un nuage atomique entouré d'un nuage de molécules et de poussières. Près du nuage atomique on retrouve surtout des poussières silicatés et ferriques (planètes telluriques) alors qu'en périphérie, des glaces d'eau de méthane et d'ammoniaque plus facile à volatiliser s'ajoutent à la liste (région des grosses planètes ou planètes gazeuses). Notez que la pression de photons du jeune Soleil a aussi fait de repousser le gaz léger vers les régions éloignées du système solaire. Ceci explique en partie la présence de planète gazeuses principalement constituées d'hydrogène et d'hélium loin du Soleil et les planètes telluriques composés en grande partie d'éléments lourds près du Soleil. Il est presque certain que de tels nuages aient dès le début une vitesse de rotation non nulle. Cette rotation probablement très faible est accentuée au fur et à mesure que le nuage poursuit sa contraction (conservation du moment cinétique). La probabilité de collision entre les particules qui tournent dans le sens de la rotation dominante est réduite ce qui favorise la formation d'un disque. Lorsque la température et la densité centrale est suffisante on assiste à la naissance du Soleil. Le vent stellaire accompagnant cette formation a pour effet d'expulser, hors de la nébuleuse, un certain nombre d'atomes faiblement liés. Des simulations sur ordinateur permettent de mieux comprendre la fragmentation du disque en grumeaux. Pour ce type de simulation, on génère un nuage de particules, soumises au lois de la physique, tournant autour d'un axe. Des contraintes de temps de calcul limitent le nombre de particules simulées à un nombre inférieur à la réalité mais ce nombre s'accroît avec l'augmentation de la puissance de calcul. De telles simulations indiquent que la rotation favorise la formation de grumeaux. Ces grumeaux seront par la suite contractés en planètes ou en étoiles sous l'effet de la gravité. Les simulations permettent aussi d'expliquer l'origine de systèmes d'étoiles binaires ou multiples. Ce modèle permet aussi de donner une explication au fait qu'un grand nombre de planètes se déplacent dans des plans voisins. En effet la nébuleuse ayant une forme de disque il est normal que les planètes soient confinées dans des plans rapprochée. Seul Pluton et les comètes n'ont pas cette caractéristique. Ces derniers pourraient bien être des astres errants capturés subséquemment. Similairement à la formation du disque de poussière et de gaz, nous pouvons expliquer la similitude dans les plans orbitaux des planètes par le nombre astronomique de collision entre des corps de plans orbitaux aléatoires. On comprend que dans cette approche la condition de stabilité est obtenue lorsque la plupart des planètes ont des plans orbitaux voisins. En effet il n'y a alors pratiquement aucune collisions possibles. Ce point de vu offre l'avantage d'expliquer le grand nombre d'impacts météoritiques observés sur la surface des planètes ayant peu ou pas d'atmosphère. La vie des étoiles en brefBien que la durée de vie de plusieurs étoiles soit très longue (quelques dizaines de milliards d'années), aucune étoile n'est éternelle. Une étoile particulière passera au cours de sa vie par différents stades. Les modèles stellaires théoriques complexes dont nous disposons aujourd'hui permettent de comprendre ces différentes phases et de les dater. Il y a une infinité de scénarios possible qui dépendent de la masse initiale de l'étoile. Etudions d'abord l'étoile que nous connaissons le mieux: le Soleil. Le Soleil s'est formé il y a environ 5 milliards d'années. Il est actuellement à la moitié de sa vie active. À la position actuelle, il y avait un nuage de gaz principalement composée d'hydrogène et d'hélium. Les particules de ce gaz perdent rapidement leur énergie sous forme radiatives lors de multiples collisions. La force de gravitation domine alors la pression gazeuse, la densité du nuage augmente constamment jusqu'à ce que la température centrale du nuage atteigne environ 7 millions de degrés. À cette température critique, l'énergie cinétique moyenne des noyaux d'hydrogène est suffisamment grande pour initier la réaction de fusion nucléaire de l'hydrogène. Lors d'un processus de fusion nucléaire, des noyaux légers sont combinés pour former des noyaux plus lourds. Ainsi la fusion des noyaux d'hydrogène conduit par trois branches de réactions distinctes au noyau d'hélium. Le Soleil est donc depuis le début de sa vie une formidable usine à transformer de l'hydrogène en hélium. Cette phase est appelée séquence principale en référence au diagramme Hertzsprung-Russel. Une modèlisation des phases évolutives est présentée sur le diagramme HR de la figure 103a. Au début de leur vie, les étoiles sont entourées de gaz résiduel n'ayant pas atteint la proximité nécessaire pour se joindre à l'étoile. Ce gaz est éventuellement balayé par la pression lumineuse de l'étoile. On peut observer de telles nébulosités autour de jeunes étoiles (e.g. les Pléiades figure 102v).
Figure 103a: Diagramme Hertzsprung-Russel - Crédits: Richard Powell derivative work: Leovilok CC BY-SA 2.5 Au fur et à mesure que l'hydrogène est convertie en hélium, la zone de fusion prendra la forme d'une mince coquille sphérique se déplaçant vers la périphérie et laissant derrière elle un noyau d'hélium. La réaction dans la coquille est explosive ce qui entraîne une dilatation des couches externes diminuant ainsi la température de ces dernières. Ce refroidissement est accompagné d'un assombrissement rapidement suivi d'une réaugmentation de la luminosité. Cette augmentation est principalement du au fait que les ions d'hydrogène négatif, responsable d'une grande partie de l'opacité près de la surface stellaire, absorbent moins à basse température. La production d'énergie nucléaire diminue très rapidement en raison de l'amincissement de la coquille. Il y a simultanément une contraction du noyau d'hélium car il n'y a plus de source d'énergie pour supporter la pression gravitationnelle dans le coeur de l'étoile. La densité et la température du noyau se mettent donc à augmenter jusqu'à une température d'environ 100 millions de degrés. Cette température est suffisante pour initier une réaction de fusion de l'hélium en carbone; élément à la base de la vie. À cette étape, l'étoile est dite géante rouge. Lorsque l'énergie produite par la réaction d'hélium devient appréciable devant l'énergie produite par la coquille d'hydrogène, des réactions produisant notamment de l'oxygène deviennent de plus en plus fréquentes. À ce stade l'étoile est le siège d'instabilités (variation cycliques de son diamètre). Nous sommes en présence d'un étoile variable. Nous avons vu que l'hydrogène s'est épuisée dans le coeur pour prendre la forme d'une coquille sphérique, laissant un noyau en contraction. Au moment où sa température atteint 100 millions de degrés, l'hélium fusionne. Lorsque l'hélium se fera rare au centre de l'étoile, la fusion se produira dans une coquille en migration vers les couches externes. Il en va de même de tous les autres éléments. Notons toutefois qu'à mesure que la masse des éléments en fusion augmente, la réaction est plus courte et plus violente. Pour les étoiles de faible masse, les couches externes de l'étoile sont éjectées donnant naissance à une nébuleuse planétaire (figure 103b). Le noyau de l'étoile résultante est encore très chaud et n'est plus occulté par le manteau. Ce fort rayonnement hautement énergétique est responsable de l'ionisation de la nébuleuse et par le fait même de la lumière émise par cette dernière. L'étoile résultante est une naine blanche.
Figure 103a: Exemples de nébuleuses planétaires - Gauche: Nébleuse annulaire de la Lyre Messier 57 - Crédits: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA) ; Droite: Nébleuse de l'altère Messier 27 - Crédits: ESO CC BY 3.0 Les naines blanches sont condamnées à se refroidir lentement. Les étoiles de masse inférieure à 9 masses solaires finiront leur vie sous forme de naine blanche. Les étoiles plus massives terminent leur vie de façon beaucoup plus dramatique sous la forme d'une supernova. Les étoiles massives résistent bien à la séquence de sursauts résultant du passage d'un élément plus léger à un élément plus lourd. Si bien qu'à un certain stade, il ne reste pratiquement que du fer dans le coeur de l'étoile. Le fer ne peut fusionner de façon avantageuse (c'est une réaction endothermique). La production d'énergie interne chute alors brutalement laissant ainsi libre cours à la force de gravitation. La pression augmente alors de façon colossale au point où presque toute la matière au centre de l'étoile est transformée en neutrons (les électrons se combinent avec les protons). Cette transformation est accompagnée de l'émission de neutrinos et d'anti-neutrinos qui chauffent très rapidement les couches externes de l'étoile. La dilatation de ces dernières est si brutale qu'elles sont complètement éjectées à de très hautes vitesse ( ~10 000 km/s). Ce gaz pourra ultérieurement servir à former de nouvelle étoiles. L'étoile restante est soit une étoile à neutron ou un trou noir. Si la masse de l'étoile initiale est supérieure à 25 masse solaire, il s'agira d'un trou noir. Il est important de noter que, pour une phase de l'évolution stellaire donnée, une étoile massive est plus lumineuse qu'une étoile de faible masse. Elles évoluent aussi beaucoup plus rapidement. Le tableau ci-dessous contient un certain nombre de données permettant de comparer une étoile de 25 M⊙ avec le Soleil. Evolution d'une étoile de 25 M⊙
Autres caractéristiques (km)
Évolution chimique de l'universLe rejet de gaz par les processus de nébuleuse planétaire et supernovae enrichit l'univers en éléments lourds. Les éléments lourds ou métaux (noyaux atomiques plus lourds que l'hélium) sont, comme nous l'avons vu, créés dans les étoiles par le processus de fusion nucléaire. Les nuages pollués en métaux rejetés par les "vieilles" étoile se condensent éventuellement pour former de nouvelles étoiles. Il y a donc un enrichissement constant en métaux à chaque génération stellaire. Nous serions tenté de conclure que l'abondance en métaux d'un nuage interstellaire soit un bon indicateur du nombre de génération stellaires et donc de l'âge du nuage. Ce n'est toutefois pas aussi simple. L'abondance en métaux n'est pas directement reliée à l'âge de l'objet car comme nous l'avons vu la durée de vie d'une étoile dépend de sa masse. Comme les étoiles concernées sont aujourd'hui éteintes, il s'avère difficile d'en déterminer la masse. D'autre part, sous certaines conditions, il semblerait que les éléments lourds soient expulsés très loin de leur lieu de fabrication par les processus de vents stellaires et de supernovae. C'est ce qui semble se produire notamment dans les galaxies irrégulières où on observe une abondance en métaux anormalement faible. Évolution des galaxiesLes galaxies se seraient formées peu après le début de l'univers. Beaucoup de modèles ont été avancés pour expliquer l'évolution des galaxies mais aucun n'est à ce jour tout à fait satisfaisant. Nous n'en énumérerons que deux d'entre eux. On a proposé que les trois types de galaxies (spirale, elliptique, irrégulière) ne soient en réalité que trois stades évolutifs distincts d'un même type d'objet. On aurait au départ une galaxie irrégulière contenant beaucoup de gaz et peu de métaux. Au fur et à mesure que les générations stellaires se succèdent, ce gaz pauvre en métaux est transformé en étoiles et en gaz riches en métaux. Il s'agit de la galaxie spirale. Ce gaz riche en métaux peut à son tour former des étoiles. Lorsque tous le gaz est transformé en étoiles, nous sommes en présence d'une galaxie elliptique uniquement composée d'étoiles riches en métaux. Ce modèle simpliste est compatible avec les faits suivants: 1- le gaz est associé avec des étoiles jeunes en formation et 2- on retrouve plus d'éléments lourds lorsque le nombre de générations stellaires est élevé. Par contre ce modèle n'explique pas les différentes formes caractérisant chaque type de galaxies. Enfin, le problème majeur réside dans le fait que dans chaque type de galaxies, les étoiles les plus vieilles observées ont un âge comparable à celui de l'univers. Le modèle le plus accepté tient compte de l'effet de la rotation de la galaxie ainsi que de ses interactions avec d'autres galaxies. Toutes les galaxies étaient initialement à peu près sphériques et constituées de gaz. S'il y a rotation de ce nuage, il y a formation d'un disque. On obtient une galaxie spirale. Sinon, il y a formation d'une galaxie elliptique. Le taux de formation stellaire serait, pour des raisons inconnues, plus élevé dans les galaxies elliptiques. Ce qui explique qu'à ce jour les galaxies elliptiques ne sont formées que d'étoiles. Des simulations récentes sur ordinateur on démontré que les interactions entre les galaxies jouent un rôle crucial dans la détermination de la morphologie de ces dernières (figure 103c). Des rencontres rapprochées entre deux galaxies à disques, seraient à l'origine de la formation des structures spirales, des barres et des galaxies lenticulaires. Les galaxies lenticulaires sont obtenues lorsque les deux objets se frappent de plein fouet (figure 103d). La faible probabilité de cet évènement explique la rareté de ces galaxies. Dans tous les autre cas, on obtient des galaxies spirales ou spirales barrées. De plus on a pu montrer par simulation qu'à terme, la fusion de deux galaxies spirales donne généralement une galaxie elliptique.
Figure 103c: Simulation d'une collision entre deux galaxies de tailles différentes et effet de transformation sur leur structure en fonction du temps . L'étape (c) de cette simulation s'apparente à la galaxie du tourbillon (Messier 51)- Crédits: Ingo Berg CC BY 3.0
Figure 103d: Gauche: Galaxie lenticulaire de la roue de chariot située à 500 millions d'a.l. Cette galaxie serait le résultat d'une collision de plein fouet entre deux galaxies. - Crédits: ESA/Hubble & NASA ; Droite: Galaxie du tourbillon (M 51) - Crédits: NASA/ESA Évolution de l'univers en brefLa cosmologie a fait un bond extraordinaire grâce au développement de la théorie de la relativité d'Einstein. Il s'avère donc essentiel de bien définir les postulats sur lesquels reposent cette théorie. Nous verrons alors les conséquence les plus importantes de cette nouvelle théorie sur l'interprétation du monde physique. Le principe de relativité de Galilée est simple et s'énonce comme suit: Il est impossible pour un observateur se déplaçant à vitesse constante de connaître la grandeur et la direction de sa vitesse s'il ne peut observer un cadre extérieur. Selon ce principe, les vitesse sont relatives alors que l'espace le temps et l'accélération sont absolus. Soit un observateur à bord d'un train voyageant à 100 km/h qui lance une balle vers le devant du train à une vitesse de 30 km/h. Pour un observateur au repos par rapport au chemin de fer, la balle se déplace à une vitesse de 130 km/h. Pour l'observateur à bord du train, la balle voyage bien sûr à une vitesse de 30 km/h. A la lumière de cet expérience facilement vérifiable, on peut se demander ce qui se passe si la balle est remplacé par un grain de lumière (photon). Sachant que la lumière se comporte comme une onde se déplaçant à une vitesse c=3x108 m/s et que par définition une onde se déplace dans un milieu bien déterminé, on peut s'attendre à ce que la vitesse de la lumière dépende de la vitesse de l'observateur par rapport à ce milieu. Plusieurs expériences ont tenté en vain de mettre en évidence ce phénomène. La vitesse de la lumière est donc une constante indépendante de la vitesse de l'observateur. On en arrive à conclure que contrairement aux autres type d'onde, la lumière n'a pas de milieu de propagation qui lui est propre (ex.: son vs air). Einstein propose alors deux postulats fondamentaux: 1- Le principe de relativité s'applique au phénomènes électro-magnétique. 2- La vitesse de la lumière est absolue et indépendante des vitesses d'observateur et de source. Ces deux postulats ont des conséquences étonnantes. Les deux premières conséquences concernent la notion de temps. On peut déduire des postulats que deux événements qui sont simultanés pour un observateur ne le sont pas pour un observateur en mouvement par rapport au premier. En second lieu, le temps d'un observateur en mouvement vu par un observateur au repos s'écoule moins vite. En d'autre termes, lorsqu'il s'écoule 1 seconde sur l'horloge au repos, il ne s'écoule qu'une fraction de seconde sur l'horloge en mouvement. On nomme ce phénomène la dilatation du temps. La troisième grande conséquence des postulats concerne l'espace. Un véhicule se déplaçant par rapport à un observateur au repos paraîtra compressé dans la direction de sa vitesse. Il s'agit du phénomène de contraction des longueurs. Tout semble se passer comme si, lorsqu'un observateur est en mouvement, une partie de l'espace est convertie en temps. D'un point de vu mathématique, il s'avère alors beaucoup plus simple de traiter le temps comme une longueur (ict) orientée perpendiculairement aux trois axes de l'espace. Les physiciens mesurent alors le temps non pas en secondes mais en mètres! La relativité générale nous révèle que ce nouvel espace de quatre dimensions (x, y, z, ict) n'est pas nécessairement plat. Dans un espace plat, les règles géométriques usuelles s'appliquent contrairement à ce qui se passe dans un espace courbe. Par exemple, dans un espace courbe, deux droites parallèles peuvent se rapprocher. Pour bien saisir le concept d'espace courbe, considérons un espace plus facile à visualiser. La surface d'une sphère est une espace courbe de deux dimensions. Imaginons deux observateurs situés sur l'équateur de cette sphère se dirigeant vers le nord. Leurs trajectoires sont initialement parallèles. Il se rencontreront pourtant au pôle nord sans avoir changé de direction! Il s'avère d'autre part, que si un observateur voyage assez longtemps, il reviendra à son point de départ sans avoir changé de direction (il aura fait le tour de la sphère). De la même façon, l'espace temps peut être courbé. Cette courbure est présente à proximité de toute masse, énergie ou impulsion. Ainsi, si on considère deux observateur en chute libre vers la surface terrestre, on remarque que chaque observateur est dans un état d'apesanteur. Ils ne ressentent donc aucune forces. Si ils ne ressentent aucune forces, leur situation est équivalente à un état de mouvement rectiligne uniforme (vitesse constante). Pourtant si le premier observateur mesure la vitesse du second, il déterminera que ce dernier accélère dans sa direction (puisque lui-même n'accélère pas). Mais pour le deuxième observateur, c'est le premier qui accélère dans sa direction. La façon la plus simple de résoudre ce paradoxe consiste à conclure que ni un ni l'autre des observateurs n'accélèrent mais que l'espace est courbe. La théorie générale de la relativité repose sur un principe fondamental en physique; le principe d'équivalence. Selon ce principe, un observateur ne peut faire la différence localement entre un état de mouvement accéléré et la proximité d'une masse-énergie-impulsion. En somme le fait d'accélérer courbe l'espace avoisinant. L'étude de l'évolution de l'univers dans son ensemble et du mouvement de ses composantes repose en grande partie sur la théorie de la relativité générale. Pour déterminer la trajectoire d'une particule, il faut résoudre les équations d'Einstein. Robertson et Walker ont montré que la solution la plus générale respectant la symétrie, l'homogénéité et l'isotropie de l'Univers à grande échelle, ne dépend que de deux paramètres: le facteur d'échelle ({#R(t)#}) et le paramètre de densité ({# \Omega_0 #}). Ce dernier paramètre correspond à la densité reportée sur la densité critique donnant lieu à un Univers plat et infini. L'Univers est donc en expansion. Toutefois la distance à quatre dimensions entre les galaxies est constante. Le temps que requiert la lumière pour parcourir la distance entre les deux galaxies augmente tout comme la distance en trois dimensions. L'augmentation de ce temps dépend de la valeur du facteur d'échelle. Voilà enfin une explication à la loi de Hubble qui relie le décalage spectral (vitesse de fuite) d'un objet à sa distance. Comme nous l'avons vu précédemment, peu importe la position de l'observateur, ce dernier observera que toutes les galaxies s'éloignent de lui à une vitesse presque proportionnelle à leur distance. D'autre part, cet observateur aura toujours l'impression d'être situé au centre de l'Univers indépendamment de sa position.
Figure 103e: Gauche: Courbure de l'espace-temps selon la valeur du paramètre de densité - Crédits: NASA ; Droite: Évolution temporelle du facteur d'échelle - Crédits: Martin Aubé CC BY 3.0 Pour mieux se figurer toutes ces propriétés apparemment absurdes, revenons à l'analogie de la sphère à deux dimensions. Supposons que l'on dessine un certain nombre de points de façon uniforme sur la surface d'un ballon sphérique gonflable. Chacun de ces points représente une galaxie. Dans cet espace, la position des objets est mesurée à l'aide de deux angle partant du centre de la sphère. Si on gonfle le ballon (si le facteur d'échelle ({#R(t)#}) augmente), on remarque que l'angle entre deux galaxies demeure constant (distance entre les galaxies est constante). Si au départ, chaque galaxies dessinées sur la surface étaient espacées de 1 cm, lorsque le ballon aura doublé de rayon, cette distance aura doublé. Ainsi, une galaxie initialement située à 1 cm sera située à 2 cm. De même, une galaxie située initialement à 2 cm sera située à 4 cm. Cette longueur sur la surface correspond au temps pris à la lumière pour passer d'une galaxie à l'autre. On voit bien que dans le même intervalle de temps, la première galaxie s'est éloignée de 1 cm alors que la seconde s'est éloignée de 2 cm. Cette augmentation de la vitesse en fonction de la distance de la galaxie correspond à la loi de Hubble. Elle est la même peu importe la direction avec laquelle on observe. C'est précisément pour cette raison qu'on a l'impression d'être au centre de l'Univers. Remarquez qu'on peut répéter la même expérience à partir d'une autre galaxie et on arrive toujours à la même observation. Nous savons maintenant que l'univers est en expansion, mais nous de connaissons pas sa géométrie. L'univers est-il en expansion constante? La réponse à ces questions dépend de la valeur du paramètre de densité. Il y a trois scénarios possibles. Si la densité est grande, l'Univers est courbé selon la forme d'une sphère à quatre dimensions. Il est donc refermé sur lui-même. La phase actuelle d'expansion serait éventuellement remplacée par une phase de contraction et ainsi de suite. Si la densité est faible l'univers est courbé mais n'est pas refermé sur lui-même. L'Univers est infini et continuera son mouvement d'expansion indéfiniment. Si la densité atteint une valeur critique, nous sommes en présence d'un Univers plat (sans courbure) infini (modèle Einstein-de Sitter) qui continuera son expansion indéfiniment (figure 103e droite). Les observations ne permettent pas encore de trancher entre ces trois scénarios. Pour pouvoir trancher, il faudrait simplement mesurer la densité moyenne de l'univers. La grande difficulté provient du fait d'une grande partie de la masse-énergie est probablement inobservable ou du moins très difficilement (trou noir, neutrinos, naines brunes, poussières, etc...). C'est le fameux problème de la masse manquante. Tout ce que nous pouvons affirmer c'est que l'univers est en expansion. Il y a toutefois certaines contraintes sur la vitesse d'expansion de l'univers. Si l'univers est oscillant et que sa période est trop courte, il n'y a pas le temps nécessaire à l'évolution stellaire observée. Si l'univers est en expansion continue, et que la densité initiale est trop faible, la condensation de la matière sous forme stellaire et galactique est impossible. L'expansion est accompagnée d'un refroidissement général. Au début de l'univers, la densité et la température étaient extrêmement élevées. L'instant à partir duquel tout l'univers s'est mis à refroidir correspond au big bang. Le fait que cet événement se soit produit simultanément partout dans un univers aux dimensions probablement infinies pose d'importants problèmes. On solutionne ce problème en proposant une courte phase d'expansion rapide près de t=0; c'est la théorie de l'inflation. Ainsi l'histoire de l'univers se résume en un refroidissement global mais continu. A mesure que la température diminue, des éléments isolés se combinent. L'univers se diversifie donc avec le refroidissement. Une quantité innombrable d'information est piégée dans ces combinaisons plus ou moins complexes (nucléons, noyaux atomiques, atomes, molécules, poussières, planètes, étoiles, humains, galaxies, etc...). Un certain nombre d'observations permettent de renforcer la confiance des scientifique envers le modèle du Big Bang. Tout d'abord, ce modèle arrive à expliquer relativement bien l'abondance des éléments légers (notamment le deutérium). Le big bang prédit l'existence d'un rayonnement thermique isotrope de quelques degrés (3 degrés Kelvin). Ce rayonnement correspond au rayonnement émis lors du découplage entre la lumière et la matière (environ 380 000 ans après t=0). Avant cette époque l'univers était dominé par la lumière. Enfin notons que l'âge de l'univers prédit par le modèle est en accord avec l'âge des plus vieux objets de l'univers. Par contre un certain nombre de questions demeurent sans réponses. Quelle est l'origine de l'excès de matière sur l'antimatière? Si le rayonnement thermique est isotrope comment expliquer la formation de structures à grande échelle (amas et super amas de galaxies)? Le modèle du big bang demeure malgré tout le plus plausible des modèle existants. Calendrier cosmiqueAfin de mieux visualiser les échelles de temps dans l'univers, nous présentons ici son histoire compressée sur la durée d'une année terrestre. Seul les événements considérés importants seront retenus. Durant les trois premières minutes de cette année, presque toute la matière microscopique primordiales s'organise. Les particules élémentaires sont crées vraisemblablement à partir des éléments suivants: les électrons, les neutrinos, les photons et les quarks (particules encore hypothétiques). En se combinant, ces particules donnent notamment naissance aux nucléons (neutrons, protons). Lorsque la température aura convenablement diminuée, ces nucléons pourront se regrouper pour former des noyaux atomiques. Les noyaux formés par cette nucléosynthèse primordiale sont: le deutérium, l'hélium 3, le tritium, l'hélium 4, et le lithium. Par la suite, les électrons libres se combinent à ces noyaux pour former les atomes. Les atomes d'hydrogène se forment lorsque la température de l'univers atteint 3000 Kelvin. L'univers devient alors transparent, les photons (lumière) voyagent presque librement, nous sommes le 1er janvier, il s'est écoulé 35 minutes de notre année.  Figure ###: Année cosmique - Crédits: Martin Aubé CC BY 3.0 Peu après, les premières étoiles se forment (il y a 15 000 000 000 ans). Le premier mai, notre galaxie la Voie lactée prend naissance (- 10 000 000 000 ans). Le 9 septembre, la nébuleuse primitive à l'origine du système solaire se condense (- 4 800 000 000 ans). Le 14 septembre, il y a formation des planètes dont la terre (-4 600 000 000 ans). Le 25 septembre la vie apparait sur la terre (- 4 100 000 000 ans). Le deux octobre, la Terre initialement liquide commence à se solidifier. Ainsi se forment les plus anciennes roches de la terre (- 3 800 000 000 ans). Les plus vieux fossiles sont formés le 9 octobre (- 3 500 000 000 ans). Le premier novembre est une date importante pour l'évolution ultérieure de la vie. A cette date, les sexes apparaissent chez les microorganismes (- 2 600 000 000 ans). Le premier décembre, l'atmosphère terrestre avec oxygène est créée (- 1 300 000 000 ans). A partir de cette date, les événements se bousculent, la vie prend les formes les plus diverses:
 Figure ###: Le mois de décembre de notre calendrier cosmique - Crédits: Martin Aubé CC BY 3.0 La dernière journée de cette année est très chargée et concerne uniquement l'aventure humaine. 31 décembre
La dernière seconde est marquée par le développement de la science et de la technologie, le développement des moyens de communications, l'exploration spatiale, l'augmentation de l'espérance de vie, l'explosion démographique, la disparition d'un grand nombre d'espèces animales, et l'acquisition de moyens d'autodestruction par l'espèce humaine. Il ne reste qu'à souhaiter que l'humain sache gérer cette nouvelle technologie qui risque de pulvériser en quelques secondes ce que l'univers a pris près de 12,9 milliards d'années à construire...
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