Cosmologie, partie de l'astronomie qui étudie l'ensemble de l'Univers, sa structure et les lois qui régissent son évolution.

Les premières théories cosmologiques sont celles des Mésopotamiens et remontent à 4 000 av. J.-C. D'après ces théories, la Terre est le centre de l'Univers et les autres astres se déplaçent autour d'elle. Aristote et l'astronome grec Ptolémée expliquèrent que le mouvement des étoiles dans le ciel résultait de leur fixation sur des sphères en rotation. Vers 270 av. J.-C., l'astronome grec Aristarque de Samos affirma que la Terre tourne autour du Soleil selon une orbite circulaire. Mais, en raison de l'autorité d'Aristote, le concept de la Terre comme centre de l'Univers ne fut pas remis en question avant plusieurs siècles.

En 1543 parut l'ouvrage de l'astronome polonais Nicolas Copernic De Revolutionibus Orbium Coelestium ("!Sur les révolutions de sphères célestes.!") L'astronome proposa un nouveau système dans lequel le Soleil est le centre de l'Univers et autour duquel les planètes décrivent des orbites circulaires.

Les astonomes Johannes Kepler et Galilée adoptèrent le système copernicien et découvrirent que les planètes se déplacent sur des orbites elliptiques à des vitesses variables, selon trois lois empiriques : les lois de Kepler.

Le mathématicien et physicien anglais Isaac Newton justifia les lois de Kepler sur le mouvement des planètes, en montrant que ces lois pouvaient être déduites des règles générales sur le mouvement et la gravitation. Newton montra ainsi que les lois de Kepler s'appliquaient dans tout l'Univers.

L'astronome américain Vesto M. Slipher, qui étudia le spectre des galaxies, avait déjà remarqué en 1912 qu'à l'exception de quelques systèmes proches, comme la galaxie d'Andromède, les raies du spectre étaient décalées vers les plus grandes longueurs d'onde (le rouge) (voir Rouge, décalage vers le). Ce décalage des longueurs d'onde, dû à l'effet Doppler, montrait que la plupart des galaxies s'éloignaient de la Voie lactée.

En 1929, Hubble compara les distances qu'il avait estimées pour différentes galaxies avec les décalages vers le rouge observés par Slipher pour ces galaxies. Il montra que plus une galaxie était lointaine, plus sa vitesse d'éloignement était grande. Cette importante relation est la loi des décalages vers le rouge, ou loi de Hubble : la vitesse d'éloignement d'une galaxie est proportionnelle à sa distance. On estime actuellement que le rapport entre la vitesse d'éloignement d'une galaxie et sa distance (constante de Hubble) se situe entre 50 et 100 km/s/Mpc (voir Parsec).

Puisque toutes les galaxies semblent s'éloigner de la Voie lactée, celle-ci pourrait apparaître comme le centre de l'Univers. Ce n'est cependant pas le cas. On peut imaginer un ballon sur lequel sont dessinés des points régulièrement espacés. Lorsque l'on gonfle le ballon, les points s'éloignent les uns des autres, exactement comme les observateurs voient toutes les galaxies s'éloigner de la Voie lactée. L'analogie fournit aussi une explication simple à la loi de Hubble : l'Univers est en expansion.

En 1917, Albert Einstein proposa un modèle de l'Univers fondé sur sa nouvelle théorie de la relativité. Il considérait le temps comme une quatrième dimension et montra que la gravitation était équivalente à une courbure de l'espace-temps. Ainsi, il montra que l'Univers n'était pas statique mais était en expansion ou en contraction. L'expansion de l'Univers n'avait pas encore été découverte. Einstein supposa donc l'existence d'une force de répulsion entre les galaxies qui contrebalancerait la force d'attraction gravitationnelle. Mais pour cette hypothèse, il introduisit une "!constante cosmologique!" dans ses équations, qui conduisirent alors à un Univers statique.

Des modèles non statiques de l'Univers furent introduits en 1917 par l'astronome hollandais Willem de Sitter, en 1922 par le mathématicien russe Alexandre Friedmann, et en 1927 par l'abbé belge Georges Lemaître. L'Univers de de Sitter résolvait les équations relativistes d'Einstein pour un univers vide et les forces gravitationnelles n'étaient alors pas considérées. La solution de Friedmann dépendait directement de la densité de matière dans l'Univers et constitue le modèle actuellement accepté. Lemaître détermina également une solution de l'équation d'Einstein. Cependant, il est plus connu pour son idée d'"!atome originel!". Selon lui, les galaxies sont des fragments qui ont été projetés par l'explosion de cet atome, d'où l'expansion de l'Univers. Ce fut le début de la théorie du big bang sur l'origine de l'Univers (voir ci-dessous).

D'après Friedmann, si l'Univers contient relativement peu de matière, l'attraction gravitationnelle mutuelle entre les galaxies diminuera légèrement les vitesses d'éloignement et l'Univers sera indéfiniment en expansion. L'Univers serait alors un Univers ouvert de taille infinie. Cependant, si la densité de matière est supérieure à une valeur critique, actuellement estimée à 5!×!10-30 g/cm3, l'expansion ralentira jusqu'à s'arrêter et s'inverser en contraction et l'Univers s'effondrera totalement. Il serait alors "!fermé!", d'étendue limitée. Le destin de l'Univers effondré est incertain, mais selon une théorie, il exploserait à nouveau, engendrant un nouvel Univers en expansion, qui s'effondrerait à nouveau, et ce modèle présente un Univers oscillant.

Il peut être déterminé si l'on connaît sa vitesse d'expansion. D'après les premiers calculs, l'Univers serait né il y a seulement deux milliards d'années, ce qui s'avère impossible au vu de l'âge de la Terre, cinq milliards d'années, environ (voir Datation, méthodes de). Des corrections ultérieures dans l'étalonnage des distances ont supprimé ce désaccord. On découvrit par exemple qu'il existe deux types de Céphéïdes variables de magnitude intrinsèque différentes. Cette confusion avait amené Hubble à sous-estimer la distance de la galaxie d'Andromède. À l'heure actuelle, on estime que l'âge de l'Univers est compris entre 7 et 20 milliards d'années. Cependant, certaines estimations sont en contradiction avec les âges de certains objets astronomiques, tels que les amas d'étoiles. Ainsi le problème de l'âge de l'Univers reste entier.

En 1948, les astronomes anglais Hermann Bondi, Thomas Gold et Fred Hoyle présentèrent un autre modèle de l'Univers : la théorie du modèle stationnaire. D'après un point de vue philosophique, l'Univers ne pouvait être apparu soudainement. Leur modèle était issu d'une extension du "!principe cosmologique!", qui était sous-jacent à des théorie antérieures, comme le modèle de Friedmann. D'après le "!principe cosmologique parfait!" de Bondi, Gold et Hoyle, l'Univers a le même aspect à tout moment et en n'importe quel point. De plus, la diminution de densité de l'Univers due à son expansion est compensée par la création continuelle de matière, qui se condenserait en des galaxies prenant la place des galaxies éloignées de la Voie lactée. L'aspect actuel de l'Univers est ainsi conservé. Sous cette forme, la théorie du modèle stationnaire n'est plus acceptée par la plupart des cosmologistes, en particulier après la découverte du rayonnement ambiant en 1965 et des quasars.

Ces derniers sont des systèmes extragalactiques très petits mais extrêmement lumineux, situés à grande distance : leur lumière a mis plusieurs milliards d'années à atteindre la Terre. Ainsi, les quasars sont les témoins d'un lointain passé. Ils indiquent qu'il y a quelques milliards d'années l'Univers était très différent de ce qu'il est aujourd'hui.

Elle fut introduite en 1948 par le physicien russo-américain George Gamow, qui modifia la théorie de Lemaître sur l'atome originel. Gamow supposa que l'Univers était né d'une explosion gigantesque et que les différents éléments observés aujourd'hui ont été générés juste après cette explosion appelée big bang, à un moment où la température et la densité extrêmement élevées de l'Univers permettaient la fusion des particules subatomiques pour créer les éléments chimiques. Des calculs plus récents indiquent que l'hydrogène et l'hélium seraient les deux premiers éléments nés du big bang, les éléments plus lourds étant produits seulement plus tard au sein des étoiles. La théorie de Gamow fournit une base pour comprendre les tout premiers stades de l'Univers et l'évolution de ce dernier. Du fait de sa densité extrêmement élevée, la matière existant dans les tout premiers instants de l'Univers se serait dilatée extrêmement vite. L'hydrogène et l'hélium auraient alors été refroidis et condensés dans les étoiles et les galaxies. Cela expliquerait l'expansion de l'Univers et les fondements physiques de la loi de Hubble.

L'Univers se dilatant, le rayonnement résiduel issu du big bang aurait continué à se refroidir, jusqu'à aujourd'hui où sa température devrait être d'environ 3 K (environ -!270!°C). Ce rayonnement ambiant fut détecté par les radio astronomes en 1965, apportant ainsi ce que la plupart des astronomes considèrent comme une confirmation de la théorie du big bang.

Le modèle de l'Univers en expansion pose un problème non résolu : l'Univers est-il ouvert ou fermé!? — c'est-à-dire se dilatera-t-il indéfiniment ou se contractera-t-il à nouveau!?.

Pour donner une solution, il faut déterminer si la densité moyenne de matière dans l'Univers est supérieure à la valeur critique du modèle de Friedmann. La masse d'une galaxie peut être mesurée en observant le mouvement de ses étoiles. On calcule la densité de matière de l'Univers en multipliant la masse de chaque galaxie par le nombre de galaxies. On trouve alors une densité de seulement 5 à 10 p. 100 de la valeur critique. La masse d'un amas de galaxies peut être déterminée de façon analogue en mesurant le déplacement des galaxies dans l'amas. La multiplication de cette masse par le nombre d'amas de galaxies donne une densité moyenne supérieure, approchant la limite critique qui indiquerait que l'Univers est fermé. Le désaccord entre ces deux méthodes suggère la présence d'une matière invisible non négligeable, la matière noire, située à l'intérieur de chaque amas mais hors des galaxies visibles. Tant que le phénomène de la masse manquante ne sera pas expliqué, déterminer l'évolution de l'Univers restera impossible.

Les cosmologistes actuels s'attachent à mieux comprendre le processus du big bang. La théorie de l'inflation, formulée dans les années 1980, résout les difficultés majeures de la formulation originelle de Gamow, en utilisant la physique des particules élémentaires. Le modèle inflationniste a également conduit à d'audacieuses hypothèses, comme la possibilité d'une infinité d'Univers. Aujourd'hui, la plupart des cosmologistes s'attachent à localiser l'emplacement de la matière noire, alors qu'une minorité, à la suite du physicien et prix Nobel suédois Hannes Alfvén, pensent que la gravité des phénomènes liés aux plasmas sont la clé de la compréhension de la structure et de l'évolution de l'Univers.

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