Découvrir l'Univers : Relativité générale - Cosmologie



La relativité générale et l'Univers

C'est par l'observation du ciel, plutôt que par la théorie, qu'Edwin Hubble découvrit en 1929 que l'Univers était en expansion. Cette découverte ne prit cependant pas complètement la communauté astronomique par surprise. En effet, plusieurs théoriciens avaient montré par leurs équations que l'Univers pouvait très bien être en expansion plutôt que statique.

Très peu de temps après la publication de la relativité générale par Einstein, certains astronomes commencèrent à s'appuyer sur l'outil mathématique qu'elle leur fournissait pour élaborer des modèles théoriques de l'Univers. Einstein lui-même s'attaqua au problème en 1917 et aboutit au premier modèle de l'Univers s'appuyant sur la relativité générale. Ce modèle décrivait un Univers statique et invariable dans le temps, mais uniquement car Einstein avait en fait forcé ses équations à donner un tel résultat.

La même année, l'astronome hollandais Willem de Sitter s'attaqua également au problème. Il mit alors au point un modèle dans lequel, à sa grande surprise, la distance entre deux points de l'espace devait augmentait avec le temps : il venait d'obtenir la premier modèle théorique d'un Univers en expansion. Ce modèle avait néanmoins le défaut d'être trop simpliste car il décrivait un Univers vide dépourvu de matière, et l'impact de cette découverte fut limité.

C'est finalement en 1922 que le mathématicien russe Alexandre Friedmann réussit à développer des modèles réalistes de l'Univers, dans lesquels celui-ci était en expansion. Ce qui n'était à l'époque que théorie allait bientôt être confirmé par les observations d'Edwin Hubble. Notons que les modèles de Friedmann servent encore de référence de nos jours, même si des observations de la fin des années 1990 ont montré qu'ils étaient trop simples pour parfaitement décrire l'Univers.

Trois paramètres pour décrire l'Univers

En développant ses modèles, Alexandre Friedmann montra que l'Univers, considéré d'un point de vue global, pouvait être décrit par trois paramètres. Bien que les équations étaient très complexes, seuls trois paramètres étaient nécessaires pour donner une description complète de l'Univers et déterminer aussi bien sa géométrie que son évolution dans le temps. Depuis lors, l'un des buts majeurs de la cosmologie a été de déterminer ces trois paramètres cruciaux.

Le premier de ces paramètres est la constante de Hubble, notée H0, et qui apparaît dans la loi qui relie la vitesse de récession d'une galaxie à sa distance. Cette constante détermine le rythme de l'expansion. Elle nous permet donc également de calculer le temps qui nous sépare du Big Bang, soit l'âge de l'Univers.

Le deuxième paramètre mesure la décélération de l'expansion sous l'effet de l'attraction gravitationnelle. En effet, les galaxies et amas qui peuplent l'Univers s'attirent les uns les autres sous l'effet de la gravité. L'effet global est une sorte de force interne qui freine l'expansion et tendrait plutôt à provoquer une contraction. Ce deuxième paramètre mesure cet effet et est par conséquent appelé paramètre de décélération et noté q0.

Enfin, le troisième paramètre est la densité moyenne dans l'Univers, notée ρ. Ce paramètre mesure la quantité de matière présente dans un volume donné d'espace. C'est lui qui détermine en grande partie le futur de l'Univers. En effet, même si ce dernier est aujourd'hui en expansion, rien ne nous garantit qu'il le sera éternellement puisque l'interaction gravitationnelle tendrait plutôt à provoquer une contraction. Le problème qui se pose est donc de savoir qui, de l'expansion ou de la gravité, va l'emporter. La réponse dans le modèle de Friedman est fournie directement par ce troisième paramètre.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html