L'expansion de l'Univers

3 L'apparition de l'expansion de l'univers

L’univers est approximativement daté à 13,7millards d’années. La théorie la plus acceptée concernant son apparition est celle du Big-Bang. L’univers serait né d’une immense explosion. A l’instant 0, l’univers ne serait qu’une particule infiniment petite à une température infinie.
Cet instant passé, des phénomènes se produiraient dans des lapses de temps extrêmement court. Ce ne sont que des théories et des modèles d’univers car rien n’a encore été prouvé. Cependant, l’un de ces phénomènes nous intéresse particulièrement, il s’agit de l’inflation cosmique.

A) L’inflation cosmique

Le fond diffus cosmologique est d'un rayonnement électromagnétique qualifié de fossile qui remplit l'Univers et reste détectable dans toutes les directions du ciel. Il fût découvert accidentellement en 1964. Grâce à lui, on sait que l’univers est isotrope et homogène.

• isotrope : la structure à grande échelle de l’univers reste la même quelle que soit la direction d'observation
• homogène : l’univers garde les mêmes caractéristiques dans tout son espace (température, densité de matière etc)

Cependant, les équations de Friedmann nous donneraient un univers n’ayant pas ces caractéristiques. C’est le problème d’horizon.
C’est dans les années 70 que l’hypothèse de l’inflation cosmique fût proposée.

Avant l’ère inflationnaire, on suppose que l’univers avait une taille extrêmement plus petite qu’actuellement (on parle de 10²⁶ jusqu’à 10^1000000 fois plus petite), approchant la taille d’un noyau atomique.
Par conséquent, la lumière a eu le temps nécessaire pour parcourir l’univers et d’apporter les informations, notamment sur la température.
Après approximativement 10^-35 seconde après l’ère de Planck, l’univers aurait subit une expansion très rapide (en moins d’une pico seconde) pour obtenir à peu près sa taille actuelle.
Mais la transmission d’information avait déjà pu se produire et l’univers suite à cette expansion avait pu garder son caractère homogène et isotrope.
Un tel modèle d’univers permet alors d’expliquer les caractères actuels de celui-ci.

Suite à l’inflation, l’univers s’étant tellement dilaté qu’il n’y réside plus aucune particule. L’univers est alors composé d’énergie. On parle de l’âge sombre.

Puis l’univers a subit une décélération dans son expansion pendant laquelle sont apparus étoiles et galaxies.

B) La décélération de l’expansion

Cette décélération serait due à la gravité. En effet, suite à l’inflation, l’expansion de l’univers se serait ralentie sous l’effet de la force de gravitation créée par les composants de l’univers.

La décélération de l’expansion de l’univers est caractérisée par la formule :

Où q est paramètre de décélération et a, le facteur d’échelle.
Si q < 0, l’expansion s’accélère.
Si q > 0, l’expansion ralentie.

Il existe une autre forme de l’expression du paramètre de décélération :

Le signe de q nous informe si l’expansion accélère ou ralentie.
Cette expression permet d’obtenir une modification de la loi de Hubble qui devient alors :

Mais pour arriver à ces résultats il faut connaître la distance qui nous sépare de l’astre.
Pour la déduire, il faut en connaître sa luminosité exacte. Cependant, cette lumière est absorbée par les poussières du milieu interstellaire. Par conséquent, les luminosités reçues ne sont pas celles des astres. Il existe tout de même une méthode de comparaison pour estimer l’ampleur de l’absorption. En effet, on sait que les poussières absorbent beaucoup plus de lumière bleue que de lumière rouge.
Les supernovae Ia ont toutes à peu près la même magnitude absolue (en effet, à chaque fois, une naine blanche explose à la masse de Chandrasekhar, à savoir 1,4 fois la masse du Soleil). Cette magnitude absolue « M » est l’éclat absolu d’une étoile ou d’une galaxie si elle était placée à 32,6 années lumières de la Terre soit à 10 Parsecs.
La magnitude réelle apparente « m » est au contraire la magnitude que l’on devrait observer depuis la Terre.

Leur rapport est donné par l’expression :

On connaît alors la distance qui nous sépare de l’astre nommée distance de luminosité dont la formule est :

Cependant, la magnitude apparente ne tient pas compte de l’absorption de la lumière par les poussières du milieu interstellaire. Par conséquent, la valeur de la distance serait erronée !
Mais c’est à ce moment que les supernovae de type Ia prennent de l’importance. En effet, en plus d’être très lumineuse, elles disposent d’une faible absorption par les poussières du milieu interstellaire (car elles émettent principalement du silicium en explosant). On peut alors déterminer une valeur de D_L étant très proche de la réalité. Et ainsi connaître l’expansion de l’univers !

C’est avec ces méthodes que les astronomes furent une étonnante découverte : l’expansion de l’univers s’accélère !

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