expansion de l'univers

Expansion de l'univers

Pour les articles homonymes, voir l'article : expansion.

En cosmologie, l'expansion de l'univers est le phénomène selon lequel les galaxies distantes semblent s'éloigner les unes des autres. Cet éloignement, que l'on peut naïvement interpréter comme un mouvement des galaxies dans l'espace, s'interprète de façon plus exacte par une dilatation de l'espace lui-même, dans lequel les objets célestes sont donc amenés à s'éloigner les uns des autres (en tout cas dès que leurs interactions gravitationnelles ne sont pas assez importantes). Ce mouvement d'expansion ne s'accompagne pas d'une variation de taille des objets de l'univers.

L'expansion de l'univers se déduit de la quasi-totalité des modèles cosmologiques issus de la relativité générale, qui prédisent tous (à l'exception du premier d'entre eux, l'univers d'Einstein) que l'univers n'est pas statique, mais qu'il est décrit par une dynamique dont l'évolution temporelle est déterminée par les propriétés de la matière qui l'emplit (voir Équations de Friedmann).

La découverte observationnelle de l'expansion de l'univers coïncide à peu près avec la prédiction du phénomène, aussi elle est parfois présentée selon les auteurs comme une vérification de la relativité générale, ou comme une prédiction de celle-ci. Une des conséquences naturelles de l'expansion de l'univers est que l'univers était plus dense, et donc plus chaud par le passé. Le concept du Big Bang (qui affirme qu'une telle époque dense et chaude a effectivement existé dans le passé de l'univers) en est la conséquence la plus connue.

1. Historique de la découverte

La découverte de l'expansion de l'univers date de la première moitié du XX^e siècle et s'est faite en plusieurs étapes.

• Au début du XX^e siècle, de nombreux objets diffus étaient vus dans les télescopes. Ces objets étaient tous appelés sous le terme générique de « nébuleuses ». Ces « nébuleuses » étaient en fait les nébuleuses que nous connaissons aujourd'hui, ainsi que des galaxies, c'est-à-dire des objets extérieurs à la Voie lactée. À l'époque, ni la nature exacte, ni leur distance n'étaient connues.
• La spectroscopie, encore balbutiante à cette époque permit d'apporter un premier élément tangible à partir de 1914, année où l'astronome américain Vesto Slipher montra qu'une certaine classe de ces « nébuleuses » (en fait les galaxies) montraient une tendance systématique à s'éloigner de nous. Il semblait donc envisageable que ces objets puissent être situés en dehors de notre Galaxie car dans le cas contraire l'on se serait attendu à ce qu'une partie égale de ces objets s'approchent et s'éloignent de nous.
• En 1920 eut lieu ce qui fut par la suite appelé Le Grand Débat, sur la nature des « nébuleuses », opposant Harlow Shapley à Heber Doust Curtis sur la nature extragalactique ou non de certaines nébuleuses, en particulier la galaxie d'Andromède. Le débat ne put à l'époque se solder par une conclusion définitive faute de données suffisantes.
• À partir de 1925, Edwin Hubble put prouver la nature extragalactique de certaines nébuleuses, en y observant des céphéides grâce au télescope Hooker de 2,5 mètres de l'observatoire du Mont Wilson.
• Après plusieurs années d'observations, Edwin Hubble, semble-t-il précédé par Georges Lemaître, établit la relation entre vitesse de récession et distance de certaines nébuleuses rebaptisées galaxies, prouvant ainsi l'expansion de l'univers. Il est à noter que si Hubble découvrit le phénomène, il resta perplexe quant à son interprétation.

2. Histoire de l'expansion de l'Univers

Voir l'article : équations de Friedmann.

L'expansion de l'univers est une conséquence générique des lois de la relativité générale. Celles-ci stipulent en effet que l'univers dans son ensemble est soumis à des forces imposées par les différentes formes de matière qui le composent, et que sauf cas particulier, celui-ci ne peut demeurer statique. De plus, l'expansion de l'univers influence la densité et la pression des différentes formes de matière qui existent dans l'univers. Ainsi, c'est la connaissance de certaines propriétés physiques de toutes ces formes de matière (en particulier leur équation d'état) qui permet de prédire le comportement exact de l'expansion. Les équations qui la décrivent sont connues sous le nom d'équations de Friedmann. Les observations actuelles permettent non seulement de connaître le taux d'expansion de l'univers actuel (la constante de Hubble), mais aussi celui de l'univers par le passé, permettant d'obtenir des informations sur les formes de matière qui emplissent l'univers. En 1998 deux équipes d'astronomes sont parvenues au résultat inattendu que l'expansion de l'univers s'accélérait. Ce résultat était surprenant car il nécessite l'existence d'une forme inconnue de matière dont la pression est négative, ayant un comportement répulsif et non pas attractif vis-à-vis de la gravitation. Cette forme de matière, communément appelée énergie noire ou parfois constante cosmologique dont la nature exacte représente à l'heure actuelle un des mystères de la cosmologie moderne.

Cet article écrit par ces auteurs est issu de Wikipédia et est conforme aux termes de la GFDL.

Catégorie : Cosmologie

Site déclaré à la CNIL sous le N°871314
© 2002-2008 www.science-et-vie.net

Page imprimée lundi 8 septembre 2008 à partir de l'url :
« http://www.science-et-vie.net/definition-expansion-univers-270.html »

Site déclaré à la Commission nationale de l'informatique et des libertés (CNIL) sous le N°871314

Copyright : Tous les textes de cette page sont disponibles sous les termes de la licence de documentation libre GNU (GFDL).