L'univers

Astronomie : L'univers

Qu'est-ce que l'univers? C'est une question immensément chargée! Quel que soit l'angle sous lequel on prend pour répondre à cette question, on peut passer des années à répondre à cette question et toujours à peine gratter la surface. En termes de temps et d'espace, il est incroyablement grand (et peut-être même infini) et incroyablement ancien au regard des normes humaines. La décrire en détail est donc une tâche monumentale. Mais nous, à Universe Today, sommes déterminés à essayer!

Alors, quel est l'univers? Eh bien, la réponse courte est que c'est la somme totale de toute existence. C'est l'ensemble du temps, de l'espace, de la matière et de l'énergie qui a commencé à se développer il y a environ 13, 8 milliards d'années et qui a continué à se développer depuis. Personne n'est entièrement sûr de l'étendue réelle de l'univers et personne ne sait comment il va finir. Mais les recherches et les études en cours nous ont beaucoup appris au cours de l'histoire humaine.

Définition:

Le terme «Univers» est dérivé du mot latin «universum», utilisé par l'homme d'État romain Cicéron et, plus tard, par les auteurs romains, pour désigner le monde et le cosmos tels qu'ils le connaissaient. Cela comprenait la Terre et toutes les créatures vivantes qui y habitaient, ainsi que la Lune, le Soleil, les planètes alors connues (Mercure, Vénus, Mars, Jupiter, Saturne) et les étoiles.

Illustration illuminée de la conception géocentrique ptolémaïque de l'univers par le cosmographe et cartographe portugais Bartolomeu Velho (? -1568) dans son ouvrage Cosmographia (1568). Crédit: Bibilotèque nationale de France, Paris

Le terme «cosmos» est souvent utilisé indifféremment avec l’Univers. Il est dérivé du mot grec kosmos, qui signifie littéralement «le monde». Parmi les autres mots couramment utilisés pour définir l'ensemble de l'existence, on peut citer «Nature» (dérivé du mot germanique natur ) et le mot anglais «everything», dont l'utilisation peut être vue dans la terminologie scientifique - à savoir «Theory Of Everything» (TOE).

Aujourd'hui, ce terme est souvent utilisé pour désigner toutes les choses qui existent dans l'univers connu - le système solaire, la voie lactée et toutes les galaxies et superstructures connues. Dans le contexte de la science moderne, de l'astronomie et de l'astrophysique, il fait également référence à tout l'espace-temps, à toutes les formes d'énergie (rayonnement électromagnétique et matière) et aux lois physiques qui les lient.

Origine de l'univers:

Le consensus scientifique actuel est que l'Univers s'est développé il y a environ 13, 8 milliards d'années à partir d'une densité de matière extrêmement élevée et d'une densité énergétique élevée. Cette théorie, connue sous le nom de théorie du Big Bang, n'est pas le seul modèle cosmologique permettant d'expliquer les origines de l'univers et son évolution. Il existe par exemple la théorie de l'état stable ou la théorie de l'univers oscillant.

C'est cependant le plus largement accepté et le plus populaire. Cela est dû au fait que la théorie du Big Bang est seule capable d'expliquer l'origine de toute matière connue, les lois de la physique et la structure à grande échelle de l'univers. Elle explique également l'expansion de l'univers, l'existence du fond cosmique hyperfréquence et un large éventail d'autres phénomènes.

The Big Bang Theory: Une histoire de l'univers à partir d'une singularité et en expansion depuis. Crédit: grandunificationtheory.com

En revenant de l'état actuel de l'Univers, les scientifiques ont émis l'hypothèse que son origine devait provenir d'un seul point de densité infinie et de temps fini qui commençait à prendre de l'expansion. Après l'expansion initiale, la théorie maintient que l'Univers est suffisamment refroidi pour permettre la formation de particules subatomiques, puis d'atomes simples. Des nuages ​​géants de ces éléments primordiaux se sont ensuite unis par gravité pour former des étoiles et des galaxies.

Tout cela a commencé il y a environ 13, 8 milliards d'années et est donc considéré comme l'âge de l'univers. En testant des principes théoriques, des expériences impliquant des accélérateurs de particules et des états à haute énergie et des études astronomiques ayant permis d'observer l'Univers profond, les scientifiques ont construit une chronologie des événements qui ont commencé avec le Big Bang et qui ont conduit à l'état actuel de l'évolution cosmique. .

Cependant, les premières époques de l’Univers - d’une durée approximative de 10 -43 à 10 -11 secondes après le Big Bang - font l’objet de vastes spéculations. Étant donné que les lois de la physique telles que nous les connaissons n’existaient pas à ce moment-là, il est difficile de comprendre comment l’Univers aurait pu être gouverné. De plus, les expériences susceptibles de créer les types d'énergie impliqués en sont à leurs balbutiements.

Néanmoins, de nombreuses théories prévalent sur ce qui s'est passé dans cet instant initial, dont beaucoup sont compatibles. Conformément à beaucoup de ces théories, l’instant suivant le Big Bang peut être décomposé en différentes périodes: l’époque de la singularité, l’époque de l’inflation et l’époque du refroidissement.

Également connue sous le nom d'époque Planck (ou ère Planck), l'époque de la singularité fut la plus ancienne période connue de l'univers. A cette époque, toute la matière était condensée sur un seul point de densité infinie et de chaleur extrême. Pendant cette période, on pense que les effets quantiques de la gravité ont dominé les interactions physiques et qu'aucune autre force physique n'était aussi puissante que la gravitation.

Cette période de temps de Planck s'étend du point 0 à environ 10 -43 secondes et porte le nom suivant, car elle ne peut être mesurée que dans le temps de Planck. En raison de la chaleur extrême et de la densité de la matière, l'état de l'univers était extrêmement instable. Il a donc commencé à s’étendre et à se refroidir, menant à la manifestation des forces fondamentales de la physique. À partir d’environ 10 -43 secondes et 10 -36, l’Univers a commencé à traverser les températures de transition.

C'est ici que l'on pense que les forces fondamentales qui régissent l'Univers ont commencé à se séparer. La première étape dans ce processus a été la force de gravitation qui se sépare des forces de jauge, qui représentent les forces nucléaires fortes et faibles et l’électromagnétisme. Ensuite, de 10 à 36 à 10 à 32 secondes après le Big Bang, la température de l’Univers était suffisamment basse (10 28 K) pour que l’électromagnétisme et la faible force nucléaire puissent également se séparer.

Avec la création des premières forces fondamentales de l’Univers, l’époque de l’inflation a débuté. Elle a duré de 10 à 32 secondes en temps de Planck à un point inconnu. La plupart des modèles cosmologiques suggèrent que l'Univers à ce stade était rempli de manière homogène d'une densité d'énergie élevée et que les températures et la pression incroyablement élevées entraînaient une expansion et un refroidissement rapides.

Cela a commencé à 10-37 secondes, où la transition de phase qui a entraîné la séparation des forces a également conduit à une période de croissance exponentielle de l'Univers. C'est également à ce moment-là que la baryogenèse s'est produite, ce qui fait référence à un événement hypothétique où les températures étaient si élevées que les mouvements aléatoires des particules se sont produits à des vitesses relativistes.

En conséquence, des paires particules-antiparticules de toutes sortes ont été continuellement créées et détruites lors de collisions, ce qui aurait conduit à la prédominance de la matière sur l'antimatière dans l'univers actuel. Une fois l'inflation arrêtée, l'Univers était constitué d'un plasma de quarks et de gluons, ainsi que de toutes les autres particules élémentaires. À partir de ce moment, l’Univers commença à se refroidir et la matière s’unissait et se formait.

Alors que la densité et la température de l’Univers continuaient à diminuer, l’époque du refroidissement commença. Celle-ci était caractérisée par la diminution de l’énergie des particules et la poursuite des transitions de phase jusqu’à ce que les forces fondamentales de la physique et les particules élémentaires prennent leur forme actuelle. Puisque l'énergie des particules aurait chuté à des valeurs pouvant être obtenues par des expériences de physique des particules, cette période est sujette à moins de spéculation.

Par exemple, les scientifiques estiment qu’environ 10 à 11 secondes après le Big Bang, l’énergie des particules a considérablement diminué. Vers 10 -6 secondes, les quarks et les gluons se sont combinés pour former des baryons tels que des protons et des neutrons, et un petit excès de quarks sur des antiquarks a entraîné un léger excès de baryons sur des antibaryons.

Comme les températures n'étaient pas suffisamment élevées pour créer de nouvelles paires proton-antiproton (ou paires neutron-anitneutron), une annihilation de masse a immédiatement suivi, ne laissant qu'un sur 10 10 protons et neutrons d'origine et aucune de leurs antiparticules. Un processus similaire s'est produit environ 1 seconde après le Big Bang pour les électrons et les positrons.

Après ces annihilations, les protons, neutrons et électrons restants ne se déplaçaient plus de façon relativiste et la densité d'énergie de l'Univers était dominée par les photons et, dans une moindre mesure, les neutrinos. Quelques minutes après le début de l'expansion, la période connue sous le nom de nucléosynthèse du Big Bang a également commencé.

Grâce aux températures tombant à 1 milliard de Kelvin et aux densités d’énergie environ équivalentes à celles de l’air, neutrons et protons ont commencé à se combiner pour former le premier deutérium (un isotope stable de l’hydrogène) et des atomes d’hélium de l’Univers. Cependant, la plupart des protons de l’Univers sont restés non combinés en tant que noyaux d’hydrogène.

Après environ 379 000 ans, les électrons se sont combinés à ces noyaux pour former des atomes (encore une fois, principalement de l’hydrogène), tandis que le rayonnement était découplé de la matière et continuait de se répandre dans l’espace, sans aucune entrave. On sait maintenant que ce rayonnement constitue ce qui constitue le fond cosmique hyperfréquence (CMB), qui est aujourd'hui la plus ancienne lumière de l'univers.

Au fur et à mesure de son expansion, le CMB a progressivement perdu de la densité et de l’énergie. On estime actuellement qu’il a une température de 2, 7260 0, 0013 K (-270, 424 C / -454, 763 F) et une densité d’énergie de 0, 25eV. / cm 3 (ou 4.005.10 10 -14 J / m 3 ; 400 500 photons / cm 3 ). La CMB est visible dans toutes les directions à une distance d'environ 13, 8 milliards d'années lumière, mais les estimations de sa distance réelle la situent à environ 46 milliards d'années lumière du centre de l'Univers.

Evolution de l'univers:

Au cours des milliards d'années qui ont suivi, les régions légèrement plus denses de la matière de l'Univers (qui était presque uniformément répartie) ont commencé à devenir attirées l'une par l'autre par gravité. Ils se sont donc encore densifiés, formant des nuages ​​de gaz, des étoiles, des galaxies et les autres structures astronomiques que nous observons régulièrement de nos jours.

C’est ce que l’on appelle l’époque de la structure, car c’est à cette époque que l’Univers moderne a commencé à prendre forme. Cela consistait en une matière visible répartie dans des structures de différentes tailles (étoiles et planètes en galaxies, amas de galaxies et super amas) où la matière est concentrée et qui sont séparées par d'énormes gouffres contenant peu de galaxies.

Les détails de ce processus dépendent de la quantité et du type de matière dans l'univers. Matière noire froide, matière noire chaude, matière noire chaude et matière baryonique sont les quatre types suggérés. Cependant, le modèle Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), dans lequel les particules de matière noire se déplacent lentement par rapport à la vitesse de la lumière, est considéré comme le modèle standard de la cosmologie Big Bang, car il correspond le mieux aux données disponibles. .

Dans ce modèle, on estime que la matière noire froide représente environ 23% de la matière / énergie de l’Univers, tandis que la matière baryonique représente environ 4, 6%. Le Lambda fait référence à la Constante cosmologique, une théorie proposée à l'origine par Albert Einstein qui tentait de montrer que l'équilibre de la masse-énergie dans l'Univers reste statique.

Dans ce cas, il est associé à l'énergie noire, ce qui a permis d'accélérer l'expansion de l'Univers et de garder sa structure à grande échelle en grande partie uniforme. L’existence de l’énergie noire repose sur de multiples sources de données, qui indiquent toutes que l’Univers en est imprégné. D'après les observations, on estime que 73% de l'univers est constitué de cette énergie.

Au cours des premières phases de l'Univers, lorsque toute la matière baryonique était plus étroitement espacée, la gravité prédominait. Cependant, après des milliards d'années d'expansion, l'abondance croissante d'énergie noire l'a amenée à commencer à dominer les interactions entre les galaxies. Cela a déclenché une accélération, connue sous le nom d'époque d'accélération cosmique.

Le début de cette période est sujet à discussion, mais on estime qu’il a commencé environ 8, 8 milliards d’années après le Big Bang (il y a 5 milliards d’années). Les cosmologistes s'appuient à la fois sur la mécanique quantique et sur la relativité générale d'Einstein pour décrire le processus d'évolution cosmique qui a eu lieu au cours de cette période et à tout moment après l'époque inflationniste.

Grâce à un processus rigoureux d'observations et de modélisation, les scientifiques ont déterminé que cette période d'évolution s'accorde bien avec les équations de champ d'Einstein, bien que la véritable nature de l'énergie noire reste illusoire. De plus, il n’existe aucun modèle bien conçu capable de déterminer ce qui s’est passé dans l’Univers avant la période antérieure à 10-15 secondes après le Big Bang.

Toutefois, des expériences en cours utilisant le grand collisionneur de hadrons (LHC) du CERN cherchent à recréer les conditions énergétiques qui auraient existé pendant le Big Bang, ce qui devrait également révéler une physique dépassant le cadre du modèle standard.

Toute avancée dans ce domaine mènera probablement à une théorie unifiée de la gravitation quantique, dans laquelle les scientifiques seront enfin en mesure de comprendre comment la gravitation interagit avec les trois autres forces fondamentales de la physique - électromagnétisme, force nucléaire faible et force nucléaire élevée. Ceci, à son tour, nous aidera également à comprendre ce qui s'est réellement passé pendant les premières époques de l'univers.

Structure de l'univers:

La taille réelle, la forme et la structure à grande échelle de l'Univers ont fait l'objet de recherches en cours. Alors que la lumière la plus ancienne de l'univers que l'on peut observer se trouve à 13, 8 milliards d'années-lumière (le CMB), il ne s'agit pas de l'étendue réelle de l'univers. Étant donné que l'Univers est en expansion depuis des milliards d'années et à des vitesses supérieures à la vitesse de la lumière, la limite réelle s'étend bien au-delà de ce que nous pouvons voir.

Nos modèles cosmologiques actuels indiquent que l'Univers mesure environ 91 milliards d'années-lumière (28 milliards de parsecs) en diamètre. En d'autres termes, l'Univers observable s'étend de notre système solaire à une distance d'environ 46 milliards d'années lumière dans toutes les directions. Cependant, étant donné que le bord de l'univers n'est pas observable, il n'est pas encore clair si l'univers a réellement un bord. Pour autant que nous sachions, cela dure toujours!

Schéma illustrant l'univers Lambda-CBR, du Big Bang à l'ère actuelle. Crédit: Alex Mittelmann / Coldcreation

Dans l’univers observable, la matière est distribuée de manière très structurée. Au sein des galaxies, il s'agit de concentrations importantes - planètes, étoiles et nébuleuses - entrecoupées de vastes zones d'espaces vides (espace interplanétaire et milieu interstellaire).

Les choses sont sensiblement les mêmes à grande échelle, les galaxies étant séparées par des volumes d'espace remplis de gaz et de poussière. À la plus grande échelle, où existent des amas de galaxies et des superamas, vous avez un réseau épars de structures à grande échelle constituées de filaments denses de matière et de vides cosmiques gigantesques.

En termes de forme, l'espace-temps peut exister dans l'une des trois configurations possibles: incurvée positivement, incurvée négativement et plate. Ces possibilités sont basées sur l'existence d'au moins quatre dimensions d'espace-temps (une coordonnée x, une coordonnée y, une coordonnée z et le temps), et dépendent de la nature de l'expansion cosmique et du fait que l'univers est fini ou infini.

Un univers positivement incurvé (ou fermé) ressemblerait à une sphère à quatre dimensions qui serait finie dans l'espace et sans bord discernable. Un univers négativement incurvé (ou ouvert) ressemblerait à une «selle» à quatre dimensions et n'aurait aucune frontière dans l'espace ou dans le temps.

Différentes formes possibles de l'univers observable - où la densité de masse / énergie est trop élevée; trop bas - ou tout à fait juste, de sorte que la géométrie euclidienne où les trois anles d'un triable totalisent jusqu'à 180 degrés. Crédit: Wikipedia Commons

Dans le premier scénario, l'Univers devrait cesser son expansion en raison d'une surabondance d'énergie. Dans ce dernier cas, il contiendrait trop peu d’énergie pour pouvoir cesser de croître. Dans le troisième et dernier scénario - un univers plat - une quantité critique d’énergie existerait et son expansion ne s’arrêterait qu’après un temps infini.

Le destin de l'univers:

L'hypothèse selon laquelle l'Univers avait un point de départ soulève naturellement des questions sur un point final possible. Si l'univers a commencé comme un minuscule point de densité infinie qui a commencé à s'étendre, cela signifie-t-il qu'il continuera à se développer indéfiniment? Ou sera-t-il un jour à court de force expansive et commencera-t-il à se retirer vers l'intérieur jusqu'à ce que toute la matière se ramasse en une petite boule?

La réponse à cette question a été une préoccupation majeure des cosmologistes depuis le début du débat sur le choix du modèle de l’Univers. Avec l'acceptation de la théorie du Big Bang, mais avant l'observation de l'énergie noire dans les années 1990, les cosmologues étaient parvenus à s'accorder sur deux scénarios comme étant les résultats les plus probables pour notre univers.

Dans le premier scénario, connu sous le nom de scénario «Big Crunch», l'Univers atteindra une taille maximale puis commencera à s'effondrer sur lui-même. Cela ne sera possible que si la densité de masse de l'Univers est supérieure à la densité critique. En d’autres termes, tant que la densité de la matière reste égale ou supérieure à une certaine valeur (1 à 3 × 10 à 26 kg de matière par mètre carré), l’Univers finira par se contracter.

Alternativement, si la densité dans l'Univers était égale ou inférieure à la densité critique, l'expansion ralentirait mais ne s'arrêterait jamais. Dans ce scénario, connu sous le nom de «Big Freeze», l'univers continuerait jusqu'à ce que la formation d'étoiles cesse finalement avec la consommation de tout le gaz interstellaire dans chaque galaxie. Pendant ce temps, toutes les étoiles existantes s'éteindraient et deviendraient des naines blanches, des étoiles à neutrons et des trous noirs.

Très progressivement, les collisions entre ces trous noirs entraîneraient une accumulation de masse dans des trous noirs de plus en plus grands. La température moyenne de l'univers s'approcherait du zéro absolu et les trous noirs s'évaporeraient après avoir émis le dernier rayonnement de Hawking. Enfin, l’entropie de l’Univers augmenterait au point qu’aucune forme organisée d’énergie ne pourrait en être extraite (un scénario appelé «mort à chaud»).

Les observations modernes, qui incluent l’existence d’énergie noire et son influence sur l’expansion cosmique, ont permis de conclure que de plus en plus de l’Univers actuellement visible dépasserait notre horizon d’événements (c’est-à-dire le CMB, le bord de ce que nous pouvons voir). et devenir invisible pour nous. Le résultat final de cette situation n’est pas connu pour le moment, mais la «mort par la chaleur» est également considérée comme un objectif probable dans ce scénario.

D'autres explications de l'énergie noire, appelées théories de l'énergie fantôme, suggèrent qu'en fin de compte, les amas de galaxies, les étoiles, les planètes, les atomes, les noyaux et la matière elle-même seront déchirés par l'expansion sans cesse croissante. Ce scénario est connu sous le nom de «Big Rip», dans lequel l'expansion de l'univers lui-même finira par se perdre.

Histoire de l'étude:

Strictement parlant, les êtres humains contemplent et étudient la nature de l'univers depuis la préhistoire. En tant que tels, les premiers récits sur la naissance de l'Univers étaient de nature mythologique et se transmettaient oralement de génération en génération. Dans ces récits, le monde, l'espace, le temps et toute la vie ont commencé par un événement de création, où un ou plusieurs dieux étaient responsables de tout créer.

L'astronomie a également commencé à devenir un domaine d'étude du temps des anciens Babyloniens. Les systèmes de constellations et les calendriers astrologiques préparés par les érudits babyloniens dès le 2e millénaire avant notre ère allaient éclairer les traditions cosmologiques et astrologiques des cultures pour des milliers d'années.

Selon l'Antiquité classique, la notion d'univers dictée par des lois physiques a commencé à émerger. Entre érudits grecs et indiens, les explications sur la création ont commencé à devenir de nature philosophique, mettant l'accent sur la cause et l'effet plutôt que sur l'action divine. Parmi les premiers exemples, citons Thalès et Anaximandre, deux érudits grecs présocratiques qui affirmaient que tout était né d'une forme primordiale de matière.

Au Ve siècle avant notre ère, le philosophe pré-socratique Empedocles devint le premier érudit occidental à proposer un univers composé de quatre éléments: la terre, l'air, l'eau et le feu. Cette philosophie est devenue très populaire dans les cercles occidentaux et s'apparentait au système chinois à cinq éléments - métal, bois, eau, feu et terre - qui est apparu à peu près au même moment.

La première théorie atomique affirmait que différents matériaux avaient des atomes de formes différentes. Crédit: github.com

Ce n’est qu’à Démocrite, philosophe grec des Ve et IVe siècles avant notre ère, qu’un univers composé de particules indivisibles (atomes) a été proposée. Le philosophe indien Kanada (qui a vécu au 6ème ou 2ème siècle avant notre ère) a poussé plus loin cette philosophie en proposant que la lumière et la chaleur soient la même substance sous une forme différente. Le philosophe bouddhiste Dignana du Ve siècle de l’époque avance encore plus loin en proposant que toute la matière soit composée d’énergie.

La notion de temps fini était également un élément clé des religions abrahamiques - judaïsme, christianisme et islam. Peut-être inspirée par le concept zoroastrien du Jour du Jugement, la conviction selon laquelle l'Univers aurait un début et une fin alimenterait les concepts occidentaux de la cosmologie, même de nos jours.

Entre le 2e millénaire avant notre ère et le 2e siècle de notre ère, l'astronomie et l'astrologie ont continué à se développer et à évoluer. En plus de surveiller les mouvements appropriés des planètes et le mouvement des constellations à travers le zodiaque, les astronomes grecs ont également articulé le modèle géocentrique de l'Univers, où le Soleil, les planètes et les étoiles tournent autour de la Terre.

Ces traditions sont mieux décrites dans le traité mathématique et astronomique du 2ème siècle de notre époque, l' Almageste, qui a été écrit par l'astronome gréco-égyptien Claudius Ptolemaeus (alias Ptolemy). Ce traité et le modèle cosmologique qu'il a adopté seraient considérés comme des canons par les érudits médiévaux européens et islamiques pendant plus de mille ans.

Une comparaison des modèles géocentriques et héliocentriques de l'univers. Crédit: history.ucsb.edu

Cependant, même avant la révolution scientifique (environ du XVIe au XVIIIe siècle), certains astronomes avaient proposé un modèle héliocentrique de l'univers - où la Terre, les planètes et les étoiles tournaient autour du Soleil. Parmi ceux-ci figuraient l'astronome grec Aristarchus de Samos (environ 310 - 230 av. J.-C.) et l'astronome et philosophe hellénistique Séleucus de Séleucie (entre 190 et 150 av. JC).

Au Moyen Âge, les philosophes et les érudits indiens, persans et arabes ont maintenu et développé l'astronomie classique. En plus de maintenir en vie les idées ptolémaïques et non aristotéliciennes, ils ont également proposé des idées révolutionnaires telles que la rotation de la Terre. Certains spécialistes - tels que l'astronome indien Aryabhata et les astronomes persans Albumasar et Al-Sijzi - ont même présenté des versions avancées d'un univers héliocentrique.

Au 16ème siècle, Nicolaus Copernicus a proposé le concept le plus complet d'un Univers héliocentrique en résolvant les problèmes mathématiques persistants avec la théorie. Ses idées ont d'abord été exprimées dans le manuscrit de 40 pages intitulé Commentariolus («Petit commentaire»), décrivant un modèle héliocentrique basé sur sept principes généraux. Ces sept principes stipulaient que:

  1. Les corps célestes ne tournent pas tous autour d'un seul point
  2. Le centre de la Terre est le centre de la sphère lunaire - l'orbite de la lune autour de la Terre; toutes les sphères tournent autour du soleil, qui se trouve près du centre de l'univers
  3. La distance entre la Terre et le Soleil est une fraction insignifiante de la distance entre la Terre et le Soleil et les étoiles. La parallaxe n’est donc pas observée dans les étoiles.
  4. Les étoiles sont inamovibles - leur mouvement quotidien apparent est causé par la rotation quotidienne de la Terre
  5. La Terre est déplacée dans une sphère autour du Soleil, provoquant l'apparente migration annuelle du Soleil.
  6. La Terre a plus d'un mouvement
  7. Les mouvements orbitaux de la Terre autour du Soleil provoquent l’inversion apparente des mouvements des planètes.
Frontispice et page de titre du Dialogue, 1632. Crédit: moro.imss.fi.it

Un traitement plus complet de ses idées a été publié en 1532, lorsque Copernic a achevé son magnum opus - De revolutionibus orbium coelestium (Sur les révolutions des sphères célestes) . Il y exposait ses sept arguments principaux, mais sous une forme plus détaillée et avec des calculs détaillés à l'appui. En raison des craintes de persécution et de représailles, ce volume n'a été publié qu'à sa mort, en 1542.

Ses idées seront affinées par les mathématiciens, astronomes et inventeurs des XVIe et XVIIe siècles, Galileo Galilei. À l'aide d'un télescope de sa propre création, Galileo enregistrait des observations enregistrées de la Lune, du Soleil et de Jupiter, qui montraient des failles dans le modèle géocentrique de l'Univers tout en montrant la cohérence interne du modèle copernicien.

Ses observations ont été publiées dans plusieurs volumes différents au début du 17ème siècle. Ses observations de la surface de cratère de la Lune et ses observations de Jupiter et de ses plus grandes lunes ont été détaillées en 1610 avec son Sidereus Nuncius ( Le messager étoilé ), alors que ses observations étaient des taches solaires ont été décrites dans On the Spots Observed in the Sun (1610).

Galileo a également enregistré ses observations sur la Voie lactée dans le messager étoilé, que l’on croyait jusque-là nébuleux. Au lieu de cela, Galileo découvrit qu'il s'agissait d'une multitude d'étoiles si bien jointes qu'il semblait de loin ressembler à des nuages, mais qui étaient en réalité des étoiles beaucoup plus éloignées qu'on ne le pensait auparavant.

En 1632, Galilée aborda enfin le «Grand débat» dans son traité, Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo ( Dialogue concernant les deux systèmes mondiaux principaux), dans lequel il préconisait le modèle héliocentrique par rapport au géocentrique. Faisant appel à ses propres observations télescopiques, à la physique moderne et à une logique rigoureuse, les arguments de Galilée sapaient efficacement les bases du système d’Aristote et de Ptolémée pour un public toujours plus nombreux et réceptif.

Johannes Kepler approfondit le modèle avec sa théorie des orbites elliptiques des planètes. Combiné à des tableaux précis prédisant la position des planètes, le modèle copernicien a été prouvé de manière efficace. À partir du milieu du dix-septième siècle, peu d’astronomes n’étaient pas des Copernicains.

La prochaine grande contribution est venue de Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), qui travailla sur les lois du mouvement des planètes de Kepler le conduisit à développer sa théorie de la gravitation universelle. En 1687, il publia son célèbre traité Philosophi Naturalis Principia Mathematica («Principes mathématiques de la philosophie naturelle»), qui détaillait ses Trois lois du mouvement. Ces lois stipulaient que:

  1. Lorsqu'il est visualisé dans un cadre de référence inertielle, un objet reste immobile ou continue de se déplacer à une vitesse constante, à moins d'être sollicité par une force externe.
  2. La somme vectorielle des forces externes (F) sur un objet est égale à la masse ( m) de cet objet multipliée par le vecteur d'accélération (a) de l'objet. Sous forme mathématique, cela est exprimé par: F = ma
  3. Lorsqu'un corps exerce une force sur un deuxième corps, le deuxième corps exerce simultanément une force de magnitude égale et opposée dans le sens opposé au premier corps.
Diagramme animé illustrant l'espacement des planètes des systèmes solaires, les orbites exceptionnellement rapprochées de six des KBO les plus éloignés et l'éventuelle «Planète 9». Crédit: Caltech / nagualdesign

Ensemble, ces lois décrivaient la relation entre tout objet, les forces qui l’agissaient et le mouvement qui en résultait, jetant ainsi les bases de la mécanique classique. Les lois ont également permis à Newton de calculer la masse de chaque planète, de calculer l’aplatissement de la Terre aux pôles et le renflement de l’équateur, et de déterminer comment l’attraction gravitationnelle du Soleil et de la Lune créait les marées de la Terre.

Sa méthode d'analyse géométrique, semblable à un calcul, permettait également de prendre en compte la vitesse du son dans l'air (d'après la loi de Boyle), la précession des équinoxes qu'il montrait étant le résultat de la Lune L'attraction gravitationnelle de la Terre et déterminer les orbites des comètes. Ce volume aurait un effet profond sur les sciences, ses principes restant canoniques pour les 200 prochaines années.

Une autre découverte majeure a eu lieu en 1755, lorsque Emmanuel Kant a proposé que la Voie lactée soit une vaste collection d'étoiles tenues ensemble par une gravité mutuelle. Tout comme le système solaire, cette collection d'étoiles tournerait et serait aplatie en tant que disque, avec le système solaire intégré.

L'astronome William Herschel tenta de tracer la forme de la Voie lactée en 1785, mais il ne réalisa pas que de grandes parties de la galaxie étaient obscurcies par le gaz et la poussière, qui masquent sa forme réelle. Le prochain grand saut dans l’étude de l’Univers et des lois qui le régissent n’est apparu qu’au XXe siècle, avec le développement des théories d’Einstein sur la relativité restreinte et générale.

Les théories révolutionnaires d'Einstein sur l'espace et le temps (résumées simplement par E = mc ) sont en partie le résultat de ses tentatives pour résoudre les lois de la mécanique de Newton avec les lois de l'électromagnétisme (telles que caractérisées par Maxwell Équations de s et loi de force de Lorentz). Einstein finira par résoudre l'incohérence entre ces deux domaines en proposant la relativité restreinte dans son article de 1905 intitulé « Sur l'électrodynamique des corps en mouvement».

Fondamentalement, cette théorie affirmait que la vitesse de la lumière était la même dans tous les cadres de référence inertiels. Cela rompait avec le consensus précédemment établi selon lequel la lumière se déplaçant dans un milieu en mouvement serait entraînée par ce dernier, ce qui signifie que la vitesse de la lumière est la somme de sa vitesse dans un milieu plus la vitesse de ce dernier. Cette théorie a conduit à de multiples problèmes qui se sont révélés insurmontables avant la théorie d'Einstein.

La relativité spéciale a non seulement réconcilié les équations de Maxwell pour l'électricité et le magnétisme avec les lois de la mécanique, mais a également simplifié les calculs mathématiques en supprimant les explications superflues utilisées par d'autres scientifiques. Elle rend également superflu l'existence d'un médium, compatible avec la vitesse de la lumière directement observée, et rend compte des aberrations observées.

Entre 1907 et 1911, Einstein a commencé à réfléchir à la manière dont la relativité spéciale pourrait être appliquée aux champs de gravité - ce que l’on appellera désormais la théorie de la relativité générale. Ceci a culminé en 1911 avec les publications de « L'influence de la gravitation sur la propagation de la lumière », dans lesquelles il a prédit que le temps est relatif à l'observateur et dépend de sa position dans un champ de gravité.

Il a également avancé ce qu'on appelle le principe d'équivalence, qui stipule que la masse gravitationnelle est identique à la masse inertielle. Einstein a également prédit le phénomène de dilatation temporelle gravitationnelle: deux observateurs situés à différentes distances d'une masse gravitante perçoivent une différence de temps entre deux événements. L’existence de Black Holes et d’un Univers en expansion est une autre conséquence majeure de ses théories.

En 1915, quelques mois après la publication de la Théorie de la relativité générale par Einstein, le physicien et astronome allemand Karl Schwarzschild trouva une solution aux équations du champ d'Einstein décrivant le champ gravitationnel d'une masse ponctuelle et sphérique. Cette solution, maintenant appelée rayon de Schwarzschild, décrit un point où la masse d’une sphère est tellement comprimée que la vitesse de sortie de la surface est égale à la vitesse de la lumière.

En 1931, l'astrophysicien américano-indien Subrahmanyan Chandrasekhar a calculé, à l'aide de la relativité restreinte, qu'un corps non tournant en rotation d'une matière dégénérée en électrons dépassant une certaine masse limitante s'effondrerait sur lui-même. En 1939, Robert Oppenheimer et d'autres ont souscrit à l'analyse de Chandrasekhar, affirmant que les étoiles à neutrons au-dessus d'une limite prescrite s'effondreraient dans des trous noirs.

Une autre conséquence de la relativité générale a été la prédiction que l'univers était en expansion ou en contraction. En 1929, Edwin Hubble a confirmé que c'était le cas auparavant. À l'époque, cela semblait réfuter la théorie d'Einstein d'une Constante Cosmologique, une force qui «retenait la gravité» pour assurer la distribution uniforme de la matière dans l'Univers au fil du temps.

Pour cela, Edwin Hubble a démontré, à l'aide de mesures de décalage vers le rouge, que les galaxies s'éloignaient de la voie lactée. What's more, he showed that the galaxies that were farther from Earth appeared to be receding faster – a phenomena that would come to be known as Hubble's Law. Hubble attempted to constrain the value of the expansion factor – which he estimated at 500 km/sec per Megaparsec of space (which has since been revised).

And then in 1931, Georges Lemaitre, a Belgian physicist and Roman Catholic priest, articulated an idea that would give rise to the Big Bang Theory. After confirming independently that the Universe was in a state of expansion, he suggested that the current expansion of the Universe meant that the father back in time one went, the smaller the Universe would be.

In other words, at some point in the past, the entire mass of the Universe would have been concentrated on a single point. These discoveries triggered a debate between physicists throughout the 1920s and 30s, with the majority advocating that the Universe was in a steady state (ie the Steady State Theory). In this model, new matter is continuously created as the Universe expands, thus preserving the uniformity and density of matter over time.

After World War II, the debate came to a head between proponents of the Steady State Model and proponents of the Big Bang Theory – which was growing in popularity. Eventually, the observational evidence began to favor the Big Bang over the Steady State, which included the discovery and confirmation of the CMB in 1965. Since that time, astronomers and cosmologists have sought to resolve theoretical problems arising from this model.

In the 1960s, for example, Dark Matter (originally proposed in 1932 by Jan Oort) was proposed as an explanation for the apparent “missing mass” of the Universe. In addition, papers submitted by Stephen Hawking and other physicists showed that singularities were an inevitable initial condition of general relativity and a Big Bang model of cosmology.

In 1981, physicist Alan Guth theorized a period of rapid cosmic expansion (aka. the “Inflation” Epoch) that resolved other theoretical problems. The 1990s also saw the rise of Dark Energy as an attempt to resolve outstanding issues in cosmology. In addition to providing an explanation as to the Universe's missing mass (along with Dark Matter) it also provided an explanation as to why the Universe is still accelerating, and offered a resolution to Einstein's Cosmological Constant.

Significant progress has been made in our study of the Universe thanks to advances in telescopes, satellites, and computer simulations. These have allowed astronomers and cosmologists to see farther into the Universe (and hence, farther back in time). This has in turn helped them to gain a better understanding of its true age, and make more precise calculations of its matter-energy density.

The introduction of space telescopes such as the Cosmic Background Explorer (COBE), the Hubble Space Telescope, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) and the Planck Observatory has also been of immeasurable value. These have not only allowed for deeper views of the cosmos, but allowed astronomers to test theoretical models to observations.

Illustration de la profondeur à laquelle Hubble a imagé les galaxies lors d'initiatives antérieures Deep Field, en unités de l'ère de l'univers. Crédit: NASA et A. Feild (STScI)

For example, in June of 2016, NASA announced findings that indicate that the Universe is expanding even faster than previously thought. Based on new data provided by the Hubble Space Telescope (which was then compared to data from the WMAP and the Planck Observatory) it appeared that the Hubble Constant was 5% to 9% greater than expected.

Next-generation telescopes like the James Webb Space Telescope (JWST) and ground-based telescopes like the Extremely Large Telescope (ELT) are also expected to allow for additional breakthroughs in our understanding of the Universe in the coming years and decades.

Without a doubt, the Universe is beyond the reckoning of our minds. Our best estimates say hat it is unfathomably vast, but for all we know, it could very well extend to infinity. What s more, its age in almost impossible to contemplate in strictly human terms. In the end, our understanding of it is nothing less than the result of thousands of years of constant and progressive study.

And in spite of that, we ve only really begun to scratch the surface of the grand enigma that it is the Universe. Perhaps some day we will be able to see to the edge of it (assuming it has one) and be able to resolve the most fundamental questions about how all things in the Universe interact. Until that time, all we can do is measure what we don t know by what we do, and keep exploring!

To speed you on your way, here is a list of topics we hope you will enjoy and that will answer your questions. Good luck with your exploration!

Lectures complémentaires:

  • Age of the Universe
  • Atoms in the Universe
  • Beginning of the Universe
  • Big Crunch
  • Grand gel
  • Big Rip
  • Centre de l'univers
  • Cosmologie
  • Matière noire
  • Density of the Universe
  • Expanding Universe
  • Fin de l'univers
  • Flat Universe
  • Destin de l'univers
  • Finite Universe
  • Quelle est la taille de l'univers?
  • Comment froid est l'espace?
  • How Do We Know Dark Energy Exists?
  • How Far can You see in the Universe?
  • How Many Atoms are there in the Universe?
  • How Many Galaxies are There in the Universe?
  • Combien y a-t-il d'étoiles dans l'univers?
  • Quel âge a l'univers?
  • Comment se terminera l'univers?
  • Hubble Deep Space
  • Loi de Hubble
  • Faits intéressants sur l'univers
  • Infinite Universe
  • L'univers est-il fini ou infini?
  • Est-ce que tout dans l'univers est en expansion?
  • Map of the Universe
  • Open Universe
  • Oscillating Universe Theory
  • Univers parallèle
  • Quintessence
  • Shape of the Universe
  • Structure de l'univers
  • What are WIMPS?
  • What Does the Universe Do When We Are Not Looking?
  • Qu'est-ce que l'entropie?
  • Quelle est la plus grande étoile de l'univers?
  • What is the Biggest Things in the Universe?
  • What is the Geocentric Model of the Universe?
  • What is the Heliocentric Model of the Universe?
  • Quelle est la théorie du multivers?
  • En quoi l'univers s'étend-il?
  • Qu'y a-t-il en dehors de l'univers?
  • What Time is it in the Universe?
  • Que verrons-nous jamais?
  • When was the First Light in the Universe?
  • Will the Universe Run Out of Energy?

Sources:

  • NASA – Solar System and Beyond (Stars and Galaxies)
  • NASA – How Big is the Universe?
  • ESA – The CMB and Distribution of Matter in the Universe
  • Wikipedia – The Universe
  • Wikipedia – The Big Bang
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La curiosité obtient une soeur - que devrait-elle faire? Les scientifiques parlent
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