la Cosmologie est l’étude de la nature de l’univers comme une entité entière. Le mot cosmologie est dérivé du Grec kosmos qui signifie harmonie ou ordre. Les cosmologistes s’intéressent à la formation, à l’évolution et à l’avenir de l’univers et de ses constituants.
la plupart des objets que nous pouvons voir avec les télescopes sont grands ou existent à des distances extrêmes (par exemple, planètes, étoiles, galaxies, amas de galaxies et même supergrappes)., L’opinion majoritaire des cosmologistes est que tous ces objets ont été formés après un événement de formation initial, extrêmement chaud et dense, il y a environ 14 Gigayears, qui a créé (et continue de créer) l’espace que nous voyons autour de nous. Cet événement est appelé le Big Bang.
bien que le modèle Hot Big Bang semble expliquer une grande partie de ce que nous observons autour de nous, il existe encore de nombreuses questions fondamentales. De quoi est faite la majorité de la matière dans l’univers? Quelle est la fréquence des planètes autour des étoiles? Qu’est-ce qui fait que certaines galaxies sont elliptiques, spirales ou de forme irrégulière?, Qu’est-ce que la géométrie de l’univers? Quelle est la mystérieuse énergie noire? Est-il une constante cosmologique? Est-ce qu’une variable? Faire d’autres univers existent?
outre les propriétés des objets les plus grands (par exemple, les galaxies et la structure à grande échelle), la cosmologie s’intéresse de plus en plus aux propriétés des objets les plus petits.
pour aider à déterminer ce qui s’est passé au début de l’univers, les cosmologistes ont besoin de l’aide de physiciens des particules. Le modèle du Big Bang décrit un début d’univers très chaud et dense dans lequel se produisent de nombreux phénomènes intéressants de physique des particules., Ces phénomènes ont influencé le type d’univers dans lequel nous vivons.
dans les premiers stades, l’univers était extrêmement chaud et la matière ne pouvait pas exister. L’univers était dominé par les radiations. À mesure que l’univers se développait et se refroidissait, des particules élémentaires pouvaient être créées, qui formaient plus tard les éléments les plus légers tels que l’hydrogène, l’hélium et le lithium. Les éléments plus lourds ont dû attendre que les étoiles se forment afin qu’elles puissent être produites par nucléosynthèse dans les centres de haute température, de pression et de densité des étoiles massives.,
le modèle Standard de la physique des particules est une description mathématique des 12 particules fondamentales (6 leptons et 6 quarks) et des 3 forces (électromagnétiques, faibles et fortes). On pense qu’à ~10-11 secondes après le Big Bang, toutes les forces 4 (époque actuelle) (les trois mentionnées ci-dessus plus la gravité) sont devenues des forces séparées. Cependant, environ 10-43 secondes après le Big Bang (L’Heure de Planck), les 4 forces ont été unifiées en une seule force. Le processus de séparation des forces les unes des autres est appelé rupture de symétrie spontanée.,
Les premiers cosmologistes étaient des Babyloniens et des Égyptiens qui observaient le ciel et qui pouvaient prédire les mouvements apparents du soleil, de la lune, des étoiles les plus brillantes et des planètes.
au 4ème siècle avant JC, les philosophes grecs ont déduit que les étoiles étaient fixées sur une sphère céleste qui tournait autour de la Terre sphérique. Les planètes, le soleil et la Lune se sont déplacés dans une substance fluide appelée éther entre la Terre et les étoiles.,
Crédit: Swinburne
Dans le 2ème siècle après Ptolémée s’est basé sur la conviction que tout mouvement est circulaire. Pour rendre compte du mouvement de certaines des planètes, qui semblent revenir en boucle sur elles-mêmes, Ptolémée a introduit des épicycles de sorte que les planètes se déplaçaient en cercles sur cercles.
de Nouvelles observations de faire progresser la théorie et les nouvelles théories peuvent stimuler de nouvelles observations., Cependant, de nombreux siècles se sont écoulés jusqu’à ce qu’un nouveau développement significatif de la cosmologie se produise.
au 16ème siècle, Nicolas Copernic proposa un système héliocentrique dans lequel la Terre tournait sur son axe et, avec les autres planètes, tournait autour du Soleil. Mais les preuves d’observation de l’époque favorisaient le système ptolémaïque basé sur l’épicycle. Le système copernicien a été promu par certains mais c’est la découverte de l’aberration de la lumière des étoiles en 1728 qui a prouvé sans aucun doute que la Terre orbite autour du Soleil!,
Au début du 17ème siècle, Galileo Galilei a découvert des lunes en orbite autour de la planète Jupiter. Il a clairement montré que la Terre n’était pas spéciale et a fait croire à beaucoup dans le modèle héliocentrique Copernic des planètes en orbite autour du Soleil. Isaac Newton a ensuite découvert la loi du carré inverse pour la force gravitationnelle qui pourrait expliquer les orbites elliptiques des planètes et des comètes dans le système solaire. Un cadre physique pour les mouvements célestes avait été trouvé.
Si la Terre tourne autour du soleil, les positions des étoiles voisines, par rapport à l’arrière-plan, devraient changer., Cependant, les observations initiales n’ont pas détecté un tel mouvement. L’absence de décalage ou de parallaxe observable dans les positions des étoiles lorsque la Terre tourne autour du Soleil implique que les étoiles doivent être à de grandes distances du Soleil. Newton a conclu que l’univers doit être une mer infinie et éternelle d’étoiles, chacune ressemblant beaucoup à notre propre soleil.
au 18ème siècle, deux philosophes notables ont émergé avec des idées similaires. En 1750, Thomas Wright suggéra que la Voie Lactée, la galaxie, était un vaste disque tournant composé d’étoiles et de planètes., Emmanuel Kant a écrit l ‘” histoire naturelle générale et la théorie des cieux » en 1755 dans lequel il a suggéré que les nébuleuses spirales, de faibles objets nébuleux observés à travers le ciel, étaient des galaxies externes ou des univers insulaires indépendants de la Voie Lactée.
la cosmologie physique, la version quantitative de la cosmologie, a commencé avec Albert Einstein en 1915 lorsqu’il a développé les premiers modèles substantiels de l’univers via les solutions à sa théorie générale de la relativité. Ces solutions ont été ajoutées et améliorées par Alexander Freidmann, Willem de sitter, Georges Lemaitre, H. P., Robertson et Arthur Geoffrey Walker. À ce stade, les astronomes n’étaient pas au courant de l’expansion de l’univers, et Einstein avait introduit un terme mathématique, une constante cosmologique, pour s’assurer que son univers était statique.,
crédit: Steve Maddox, Will Sutherland, George Efstathiou et Jon Loveday
en 1912, Henrietta Leavitt a découvert des étoiles variables céphéides dans les nuages de Magellan et a confirmé que les variables avec des périodes plus longues avaient des luminosités plus grandes. À partir de 1912, Vesto Slipher à L’Observatoire Lowell a commencé à accumuler des vitesses de nébuleuses spirales., Au milieu des années 1920, la grande majorité de ces nébuleuses avaient des vitesses de récession, certaines de milliers de km/s. Il était difficile de ne pas attribuer de telles vitesses extrêmes aux galaxies externes.
Au milieu des années 1920, J. C. Duncan et Edwin Hubble avaient également détecté des étoiles variables Céphéides dans Messier 33, Messier 31 et NGC 6822. Ces étoiles obéissaient à une relation période-Luminosité dans laquelle la période de leur variabilité était liée à leur luminosité intrinsèque., Une fois qu’un étalonnage des Céphéides voisines avec des distances connues avait été établi, une distance à chaque variable pouvait être attribuée uniquement en fonction de sa période de variabilité. Sur la base de ces étoiles variables, les distances inférées étaient beaucoup trop grandes pour permettre à ces nébuleuses spirales de faire partie de notre galaxie. Ils ont été galaxies dans leur propre droit. Wright et Kant avaient raison.
en 1929, Hubble publie un article historique qui décrit une relation entre la distance à une galaxie et sa vitesse radiale observée., Les galaxies plus éloignées ont des vitesses de récessions plus grandes (comme cela avait été vu avec un échantillon plus petit par Vesto Slipher). Un cas peut être fait que Lundmark et Lemaitre avaient battu Hubble à cette découverte. De plus, H. P. Robertson a été le premier à décrire les résultats comme une expansion cosmique. Einstein a ensuite jeté sa constante cosmologique. L’univers n’était pas statique, mais en expansion.
dans les années 1950, Hermann Bondi, Thomas Gold et Fred Hoyle ont proposé le modèle de L’état stable de l’univers., Dans ce modèle, la matière a été fabriquée à partir du vide de l’espace et l’univers a été identique dans toutes les directions et à tout moment. Philosophiquement élégant, il a évité un début et une fin à l’univers. Il était, cependant, testable. L’évolution observée des sources radio, et plus tard le pic observé de densité de nombre de quasars, distants de plusieurs milliards d’années-lumière, a remis en question le modèle D’état stationnaire., Au début des années 1960, Arno Penzias et Robert Wilson ont détecté un signal très faible dans la région des micro-ondes correspondant au rayonnement tout-ciel à ~3 degrés K qui culmine en intensité à une longueur d’onde de 2 mm. Robert Dicke et ses collaborateurs avaient prédit un tel signal, le fond cosmique, si l’univers avait commencé dans un,
crédit: NASA/WMAP Science Team
le rayonnement K de 3 degrés que nous détectons maintenant a été émis 300 000 ans après le Big Bang, quand l’univers s’était suffisamment refroidi pour que le plasma forme un gaz d’atomes neutres. Après cela, les photons du rayonnement de fond cosmique ont voyagé sur des lignes droites (jusqu’à nous) sans interagir avec la matière depuis., D’autres observations ont montré que le rayonnement était de la forme de corps noir attendue pour une origine très chaude et le modèle de Big Bang chaud a été ré-allumé comme modèle cosmologique préféré. Outre le fond cosmique, deux autres observations sous-tendent le modèle du Big Bang. La première est que la nucléosynthèse dans un univers chaud précoce explique correctement l’abondance cosmique des isotopes nucléaires légers tels que l’hydrogène, le deutérium, l’hélium-3, l’hélium-4 et le lithium-7. La seconde était l’expansion observée de l’univers sous-entendue par les mouvements des galaxies lointaines.,
Cependant, le modèle Big Bang ne pouvait pas expliquer certaines observations de l’univers. Si nous divisons l’espace en cubes de plusieurs centaines de millions d’années-lumière, chacun de ces cubes se ressemblerait en termes de densité de masse, de densité de galaxie et de quantité de structure cohérente. Cette uniformité à grande échelle est observée dans les relevés de galaxies lointaines., Cependant, dans le modèle standard du Big Bang, l’univers évolue si rapidement qu’il n’y a pas de temps pour qu’une telle similitude soit établie. Ce problème est connu sous le nom de problème de l’horizon où l’horizon est utilisé pour indiquer la plus grande distance que l’information ou l’énergie aurait pu traverser depuis l’instant du Big Bang, étant donné la restriction de la constance de la vitesse de la lumière. En termes simples, l’univers est presque homogène et isotrope à très grandes échelles.
le deuxième problème est Le problème de planéité. La densité de masse de l’univers régit son évolution et son destin., Si la densité de masse dépasse une densité critique, alors la gravité sera assez forte pour inverser l’expansion actuelle et l’univers a une géométrie qui est appelée fermée. Si la densité de masse est inférieure à la valeur critique, l’univers continuera à s’étendre pour toujours et l’univers a une géométrie ouverte. Le rapport entre la masse volumique réelle et la valeur critique est appelé Omega. La théorie générale de la relativité implique que la géométrie de l’univers N’est euclidienne que si Omega est exactement 1.0, donc un univers Omega = 1 est appelé plat., À l’heure actuelle, nous croyons que la valeur de L’Oméga est bien dans un facteur de 10 de 1,0. Pour que la valeur D’Oméga soit aussi proche de 1,0 à cette époque est remarquable – si elle était initialement très, petite quantité loin de 1,0, quelque 14 milliards d’années d’évolution l’auraient éloigné de cette valeur à cette époque actuelle. À toutes fins utiles, l’univers semble plat.
crédit: NASA / GSFC Imagine the Universe
pour expliquer ces « problèmes » observés, Alan Guth a déterminé en 1980 qu’une période d’expansion exponentielle extrêmement rapide, l ‘ « inflation », s’est produite environ 10-34 secondes après le Big Bang. Immédiatement après cette période inflationniste, l’univers actuellement visible pour nous avait un rayon de ~1 m. l’univers est ensuite revenu à son mode d’expansion normal (linéaire)., Andrei Linde, Andreas Albrecht et Paul Steinhardt ont ensuite peaufiné L’inflation, et les versions actuelles incluent des multi-univers subissant tous un certain type d’inflation (Par exemple chaotique, Éternel). L’Inflation peut être liée à la théorie des cordes et à la cosmologie de brane dans laquelle notre brane à 4 Dimensions (3 dimensions spatiales, une dimension temporelle) peut être considérée comme un sous-ensemble d’un volume de dimension beaucoup plus élevé.
la toute première période d’inflation de l’univers, et ses causes physiques, peut être liée à une observation récente de l’univers., Les supernovae lointaines à décalage vers le rouge élevé semblent être légèrement moins lumineuses que prévu, ce qui peut être interprété comme un univers qui subit une phase d’expansion accélérée. L’énergie noire a été postulée comme une sorte d’anti-gravité qui entraîne cette accélération.
les domaines actuels de la recherche cosmologique comprennent la nature de la matière noire et de l’énergie noire, la recherche des premières étoiles et galaxies, les propriétés du fond cosmique et les simulations numériques de structure à grande échelle.