1°S3 H.A.M.M.
TPE 2014
Le Big Crunch
L'expansion de l'Univers va-t-elle continuer indéfiniment, ou bien s'arrêter, auquel cas elle sera suivie d'une phase de contraction de plus en plus accélérée, conduisant finalement à un Big Crunch, l'inverse du Big Bang ?
Cette dernière hypothèse ne manque pas d'attraits : selon certains théoriciens, lors de la contraction, le temps "s'inverserait" conduisant à un modèle géométriquement simple. On peut imaginer que le Big Crunch serait suivi immédiatement d'un nouveau Big Bang. On aurait alors un univers cyclique, avec des phases d'expansion puis contraction, séparés par des Big Bang / Crunch. Lors de ces dernières, toute l'information sur la structure de l'univers serait perdue : aucune information ne pourrait passer d'un univers à l'autre. Nous n'avons donc aucun moyen de savoir comment était l'univers qui aurait précédé le nôtre...
Big Crunch ou pas ?
Tout dépend de la densité moyenne de l'univers :
- Si cette dernière est supérieure à une certaine densité critique (environ 10-29 gramme par centimètre cube), alors l'expansion s'arrêtera et on aura finalement droit au Big Crunch : on dit que l'Univers est fermé. Mais si ce dernier vient à se produire, ce sera dans une centaine de milliards d'années, il n'y a donc rien à craindre.
- Si cette densité est inférieure ou égale à la densité critique, l'expansion se poursuivra indéfiniment : on dit que l'Univers est ouvert.
Or il est possible d'évaluer la densité moyenne de l'univers : on calcule tout d'abord celle des galaxies
( facile, puisqu'on connaît leur taille, la masse des étoiles et des nuages interstellaires qui les composent), puis la densité moyenne des galaxies dans l'univers. Ainsi, les galaxies semblent se regrouper en amas, de quelques dizaines ou centaines de galaxies, et ces amas sont eux même groupés en "super amas", qui ne sont pas regroupés en super-super amas... Eh non, désolé de vous décevoir !
Les super amas semblent être disposés en longues bandes, des sortes de "filaments", un peu comme des toiles d'araignées, séparés par des vides immenses. Au total, le résultat est inférieur à la densité critique : il semble que l'expansion de l'univers doive se poursuivre sans fin. Mais rien n'est moins sûr car dans ces calculs on ne prend en compte que la matière visible. Or il semble bien qu'il existe une multitude d'objets invisibles dans l'univers : les trous noirs, les neutrinos, les planètes solitaires, et la fameuse matière noire.
Chaque tâche rouge représente des conglomérats de superamas de galaxies.
125 Mpc/h
Le Big Crunch : ça donnerait quoi exactement ?
Imaginons un Univers où l’énergie noire n’a pas d’influence sur l’expansion et où la densité de matière est égale à deux fois la densité estimée actuellement. La relativité générale montre alors que l’expansion continue pendant environ 50 milliards d’années, mais à un rythme qui faiblit.
A l’âge de 60 milliards d’années, l’Univers atteint sa taille maximale, entre deux et trois fois sa taille actuelle. Le rayonnement fossile, refroidi par l’expansion, se retrouve à environ un degré du zéro absolu (-273 °C). A la fin de cette époque, c’est la contraction qui commence. L’Univers entre dans la deuxième phase de son existence, qui dure elle aussi 60 milliards d’années.
Cette période est marquée par une diminution constante de la taille de l'Univers et une augmentation de la densité et de la température. Les évènements se bousculent : un milliard d’années avant le Big Crunch, les amas de galaxies sont tellement proches qu’ils commencent à fusionner. Les galaxies elles-mêmes commencent à s’interpénétrer cent millions d’années avant le Big Crunch. La température moyenne de l’Univers atteint alors 25°C
Organisation structurelle de la matière visible à très grande échelle
Le Big Bang à l’envers
La température de l’Univers continue à augmenter jusqu’à atteindre 3000 K lorsqu’il ne reste que quelques centaines de milliers d’années. Les photons sont dorénavant capables de dissocier les atomes, l’Univers devient opaque, atomes et molécules disparaissent. Après cette époque, la température continue à augmenter rapidement et les événements s’accélèrent.
A dix millions de degrés, la température de l’Univers est la même qu’au centre du Soleil, ce qui entraine la dissolution des étoiles.
A dix milliards de degrés, les photons sont suffisamment énergétiques pour dissocier les noyaux.
A des températures encore supérieures, protons et neutrons se désintègrent en leurs composants, les quarks, puis les forces fondamentales se réunifient les unes après les autres.
Finalement, la température et la densité atteignent un niveau tel qu’une phase similaire à l’ère de Planck commence. Ce qui se passe ensuite nous est inaccessible car les théories actuelles sont incapables de décrire le comportement de la matière dans de telles conditions.
L'importance des trous noirs
Au fur et à mesure de l'évolution du Big Crunch, on remarquera le rôle de plus en plus important des trous noirs ( objet céleste dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper). En effet, environ 1 an avant l'effondrement de l'Univers, les trous noirs les plus massifs - issus d'explosions d'étoiles, de collisions de galaxies - fusionneront et attireront donc de plus en plus de matière, jusqu'à ce qu'il ne reste plus de matière dans l'Univers. Ce sera la fin de l'Univers tel que nous le connaissions.
Ce n'est pas clair ?
Vous vous dîtes : "Mais qu'est ce qu'ils racontent ? J'comprends rien..". N'ayez crainte, voilà des exemples rien que pour vous !
Exemple 2 :
UNE CUISSON DECISIVE
Le soufflé est un bon exemple pour modéliser le scénario du Big Crunch : lorsque l'on met un soufflé au four, il se mettra à augmenter de volume tout au long de la cuisson, sans s'arrêter de croître. Mais, si l'on retire le soufflé du four, et que l'on le laisse refroidir, il va retomber, se contracter et revenir à l'état initial, tout comme l'Univers, qui, en cas de Big Crunch, arrêtera son expansion pour se contracter et revenir ainsi à un état proche de celui de l'état initial du Big Bang.
Exemple 1 :
UN LANCER DECISIF
Le destin de l'Univers s'apparente à celui d'une balle que l'on jette en l'air. Tous frottements négligés, si la masse de la balle est assez importante, par rapport à la force de lancée initiale, la balle finira par retomber sur le sol ( puis rebondira jusqu'à la hauteur initiale etc. ). Il s'agit alors d'un univers fermé. Par contre, si la masse de la balle ne dépasse pas le point limite qui la fait retomber, cette balle finira par atteindre l'espace et ne plus jamais retomber. C'est la cas de l'univers ouvert.
