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L'expansion de l'Univers
A la recherche d'Omega

Attraction et répulsion

Lorsque vous lancez une pierre en l'air, la hauteur à laquelle elle s'élève dépend de l'énergie que vous lui avez insufflée. Elle dépend également de la masse de la Terre. Sur un corps de masse moins importante, comme la Lune, vous pouvez lancer une pierre beaucoup plus haut. Si vous la lancez suffisamment fort, elle partira dans l'espace à jamais.

Il semble que le phénomène soit similaire dans l'Univers. La répulsion dans l'Univers correspond à son énergie de démarrage, mesurée par les astronomes comme la vitesse de séparation des galaxies. L'attraction correspond à la force gravitationnelle de toutes les galaxies (et autres éléments), qui a pour effet de ramener la matière en un seul point et d'arrêter le phénomène d'expansion. Les cosmologistes mesurent le rapport attraction/répulsion par le symbole Omega, dernière lettre de l'alphabet grec. Ce symbole est tout à fait approprié car ce nombre unique décrit la destinée de l'Univers.

 

Champ profond de Hubble (Hubble Deep Field)

(c) 1996 STSCI

Image prise par le télescope Hubble Space, représentant le ciel parsemé de galaxies. Cette illustration équivaut à la surface couverte par une pièce de cinquante centimes, tenue à 20 mètres de distance environ.

Omega

Si Omega est supérieur à un, l'attraction est plus importante que la répulsion dans l'Univers. Au final, l'expansion ralentira et s'inversera, entraînant ainsi un phénomène inverse au Big Bang. Ce phénomène est parfois appelé le Big Crunch. Ce type d'Univers est « fermé ». Il est fini, tout comme la surface de la Terre. On ne peut pas aller indéfiniment de l'avant sans revenir au bout du compte à son point de départ.

Si Omega est inférieur à un, l'Univers s'étendra à l'infini. Ce sera un Univers « ouvert », infini. Les futurs observateurs devraient se trouver dans un Univers quasiment vide, avec pour seule compagnie les quelques galaxies à proximité qui seraient liées à leurs propres galaxies par la force gravitationnelle. Si vous partez vous balader dans cet Univers, vous pouvez ne jamais revenir.

On peut dire que la valeur d'Omega a une certaine importance et, de fait, bon nombre de scientifiques ont essayé de la mesurer. Ce projet est audacieux pour deux raisons. Il faut être capable de mesurer des distances dans l'Univers, mais également de comptabiliser la quantité de matière présente.

A la recherche d'Omega : question de quantité et de distance...

Le concept d'expansion n'a aucun sens si on ne tient pas compte des distances entre les objets. Repensez à l'expérience du ballon et des autocollants. Si on plaçait des observateurs sur les autocollants, ils remarqueraient que les autres autocollants s'éloignent, en constatant, par exemple, qu'ils deviennent plus petits. Cependant, sans connaître leurs distances, les observateurs ne pourraient pas mesurer la vitesse d'expansion de leur Univers, c'est-à-dire la vitesse (en litres par seconde) à laquelle le ballon gonfle. Mesurer les distances (jusqu'aux planètes, étoiles et galaxies) constitue un projet audacieux et ingénieux pour l'astronomie. Le télescope Hubble Space a contribué pour une large part à cette activité. Depuis qu'il est sur orbite autour de la Terre, au-dessus de l'atmosphère, il peut voir beaucoup plus loin et avec beaucoup plus de clarté que les télescopes terrestres dont la vision est obstruée par l'air et tout ce qu'il contient.

Pour les galaxies et autres objets célestes éloignés, la distance peut être mesurée à partir du décalage vers le rouge, c'est-à-dire le rougeoiement de lumière qui en émane. On peut considérer qu'il s'agit de l'impression que nous avons sur leur éloignement rapide en raison de l'expansion de l'Univers : plus les galaxies sont éloignées, plus elles semblent s'éloigner rapidement. Les spectres de la plupart des galaxies présentent des signes distinctifs (l'arc-en-ciel obtenu en faisant passer de la lumière à travers un prisme). Il tire vers le rouge pour les galaxies éloignées.

 

(c) 1996 Edward L. Wright - Utilisation autorisée

Cette illustration montre comment la lumière se décale vers le rouge selon la distance. Le spectre du haut correspond à l'élément le plus éloigné. Le spectre du bas correspond à l'étoile la plus proche.

Toute substance produit une combinaison de couleurs caractéristique. Elle inclut souvent des lignes sombres ou claires qui sont spécifiques à certains atomes ou molécules. Si l'objet observé est à une distance définie du spectateur, chaque couleur apparaît à une position précise du spectre. Mais si l'objet s'éloigne du spectateur, les longueurs d'ondes perçues s'allongent.

La combinaison est essentiellement la même dans tous les cas, mais se décale davantage vers la droite (extrémité rouge du spectre) au fur et à mesure que l'objet observé s'éloigne. Ce phénomène résulte du fait que les objets plus distants de l'Univers s'éloignent de nous plus rapidement que les objets plus proches.

Définir la quantité de matière dans l'Univers est plus complexe. Pendant longtemps, les astronomes ont su que la présence des étoiles ne pouvait pas expliquer les forces gravitationnelles agissant dans le voisinage de notre galaxie. L'origine de ce constat est très simple ; les étoiles proches de nous se déplacent si rapidement qu'elles auraient dû s'échapper de la galaxie. Mais ce n'est pas le cas et il doit bien exister une masse supplémentaire, dispersée à l'extérieur des galaxies, qui permettrait d'équilibrer les forces d'attraction et de répulsion. C'est le problème de la « masse manquante ». Certains astronomes annoncent avec une pointe d'ironie que ce phénomène aurait dû s'intituler le problème de la « matière noire » ; nous sommes sûrs de la présence de la masse, mais il est impossible de la distinguer. Alors comment allons-nous mesurer cette invisible mais cruciale pièce du puzzle ?

Toute technique de pondération doit faire appel à un système séparé de son environnement. Il semble alors qu'il est impossible de détecter une matière dispersée uniformément, capable de remplir tout l'espace. Etant donné la nature attractive de la gravité, nous ne pouvons pas attendre de cette matière qu'elle reste stable longtemps. Le plus infime morceau (un atome échappé) exercera une attraction supplémentaire, ce qui le rendra plus gros . . et ainsi de suite...

A des échelles de plus en plus larges (galaxies, amas de galaxies, super-amas), les astronomes peuvent recourir au même type de mesures de la vélocité pour évaluer la masse des éléments. Mais il faut toujours garder à l'esprit qu'il existe davantage de masse que nous ne pouvons en observer dans les étoiles. La composition de cette matière supplémentaire est une autre question, mais aujourd'hui, la meilleure hypothèse est que Omega est environ égal à 0,3. Ce qui signifie que l'Univers poursuivra son expansion ad vitam aeternam, qu'il est infini, et qu'il l'a toujours été !

Vraiment ?

Et bien non. D'une part, la détermination d'Omega est très controversée par les scientifiques et les mesures sont sans cesse améliorées, révélant ainsi des erreurs. D'autre part, le fait que Omega soit égal à 0,3 pose également de nombreux problèmes conceptuels. Ce nombre est très arbitraire. Pourquoi cette valeur n'est-elle pas différente ? Dans l'état, la seule valeur possible d'Omega serait 1,0, car alors le rapport attraction/répulsion resterait le même.

D'autres problèmes surgissent si on admet que Omega est inférieur à un. Dans ce cas, cela signifie que l'Univers a dû être infini, même au moment du Big Bang, et que ces zones facilement observables de l'Univers, situées à l'opposé l'une de l'autre, n'ont jamais pu entrer en contact. Cependant, comment expliquer que ces zones paraissent similaires, alors qu'elles auraient dû se développer de manière radicalement différente.


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