Le Big Crunch Le deuxième cas de figure pour l'avenir de l'Univers est celui d'une expansion qui cesse pour laisser place à une contraction, sous l'effet de la gravité, et finalement à un Big Crunch. Ce cas de figure n'est pas d'actualité car la présence d'énergie sombre provoque pour l'instant une accélération de l'expansion. Mais, la nature de l'énergie sombre étant inconnue, il est tout à fait possible que son action change dans le futur, et ce scénario n'est pas forcément à rejeter.
Le rythme des événements dépend énormément du comportement de l'énergie sombre ainsi que de la valeur exacte de la densité de l'Univers. En guise d'illustration, choisissons un exemple précis, celui d'un Univers où l'énergie sombre n'a pas d'influence sur l'expansion et où la densité de matière est égale à deux fois la densité critique. La relativité générale montre alors que l'expansion continuera pendant environ 50 milliards d'années, mais à un rythme de plus en plus faible. A l'âge de 60 milliards d'années, l'Univers atteindra sa taille maximale, entre deux et trois fois la taille actuelle. Le rayonnement fossile, refroidi par l'expansion, atteindra une température d'environ un Kelvin.
A la fin de cette époque, c'est la contraction qui commencera. L'Univers entrera dans la deuxième phase de son existence, qui durera elle aussi 60 milliards d'années. Cette période sera marquée par une diminution constante de la taille de l'Univers et par une augmentation de la densité et de la température. La plus grande partie de cette phase ne sera guère animée. Les évènements ne commenceront à se précipiter qu'à l'approche du Big Crunch. Ainsi, un milliard d'années avant l'événement final, les amas de galaxies seront tellement proches qu'ils commenceront à fusionner. Les galaxies elles-même commenceront à s'interpénétrer 100 millions d'années avant le Big Crunch. A cette époque, la température moyenne de l'Univers sera de 300 Kelvins, soit 25 degrés Celsius.
Le Big Bang à l'envers
La température de l'Univers continuera à augmenter jusqu'à atteindre 3000 Kelvins, lorsqu'il ne restera que quelques centaines de milliers d'années. La recombinaison et le découplement rayonnement-matière, deux moments forts du Big Bang, se dérouleront alors à l'envers. Les photons deviendront capables de dissocier les atomes, l'Univers deviendra opaque, atomes et molécules disparaîtront.
Après cette époque, la température continuera à augmenter rapidement et les événements s'accéléreront. A 10 millions de Kelvins, la température de l'Univers sera la même qu'au centre du Soleil, ce qui entraînera la dissolution des étoiles. A 10 milliards de Kelvins, les photons seront suffisamment énergétiques pour dissocier les noyaux. A des températures encore supérieures, protons et neutrons se désintégreront en leurs composants, les quarks, puis les forces fondamentales se réunifieront les unes après les autres.
Finalement, la température et la densité atteindront un niveau tel qu'une phase similaire à l'ère de Planck commencera. Ce qui se passera ensuite nous est inaccessible car les théories actuelles sont incapables de décrire le comportement de la matière dans de telles conditions. Il est possible que la température et la densité deviennent infinies et qu'une singularité apparaisse. Il se peut aussi qu'un nouveau Big Bang se produise et donne naissance à un autre Univers. Il n'est d'ailleurs pas exclu que l'Univers actuel ne soit que l'un des cycles d'une succession infinie d'Univers.
Analogiquement au principe du big bang, certains scientifiques lancent la théorie du big crunch, c'est à dire l'effondrement de l'univers.
I .Le big crunch
L'univers présente deux phénomènes principaux en opposition : celui de l'expansion et celui de la gravitation. L'expansion résulte de notre Big Bang, l'attraction est le phénomène physique majeur qui régie l'espace-temps tout entier.
Un paramètre s'ajoute à cela, celui de la quantité de matière que l'univers contient. C'est ce paramètre qui décide qui de l'effondrement gravitationnel ou de l'expansion l'emporte. Si la masse de l'univers dépasse une certaine valeur appelée ''Masse critique'', alors l'effondrement, l'attraction prendra le dessus. Cette loi se vérifie avec la loi de gravitation universelle, où F, Force de gravitation, est proportionnelle à la masse étudiée M.
Au delà de la masse critique, l'expansion va ralentir, s'arrêter, puis faire demi-tour et donc un phénomène de contraction va commencer, cela jusqu'à ce que l'on obtienne un volume identique à un point, assimilable à celui à l'origine du big bang. Ce phénomène est appelé Big Crunch. Dans ce cas, on parle d'un univers fermé car confiné entre deux valeurs et voué à se contracter sur lui-même. Il n'est pas exclu qu'expansion et contraction de l'univers se poursuivent infiniment, que Big Bangs et Big Crunchs s'enchaînent.
Univers fermé
D'un autre côté si la masse de l'univers est inférieure à la masse critique , l'expansion continue. Il faut voir alors en la fin de l'univers non pas le Big Crunch mais le moment où tous les stocks de matière à fusionner ( principalement l'hydrogène ) seront utilisés par les étoiles. Cela entraînera la mort des étoiles. Cette autre fin de l'univers fait de notre univers un univers dit ouvert car ne s'effondrant pas mais voué à s'étendre ( et pouvant finalement ne plus dégager de l'énergie ). A moins que d'ici là, un autre paramètre n'intervienne, par exemple différents astres qui utiliseraient la fission d'atome comme système d'apport en énergie, et renouvelleraient par la même occasion les stocks en hydrogène.
Univers ouvert
Une belle image :
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.
II .Masse de l'univers
Il est donc intéressant d'essayer d'évaluer la masse de l'univers et de vérifier si elle se trouve au-delà ou non de la masse limite.
Pour cela, les scientifiques s'intéressent au deutérium ( isotope d'hydrogène car avec un neutron en plus ). En cosmologie, on considère le deutérium comme indicateur le plus fiable de la quantité de matière de l'univers. En effet l'hydrogène est le principal élément de l'univers, et l'on estime que la quantité deutérium est inversement proportionnelle à celle de baryons, protons, électrons ( les baryons sont des particules élémentaires formées de 4 quarks ). En gros, moins on a de deuterium, plus on a de mati-re dans l'univers. Or, récemment, on a pu évaluer grâce au télescope spatial infrarouge ISO la quantité de deutérure d'hydrogène, principal réservoir de deutérium de l'univers aux environs de la nébuleuse d'Orion ( à 1500 années lumières ). Notons que cette région de l'univers est très représentative de l'univers en général car très riche en éléments divers.
La nébuleuse d'Orion, zone représentative de l'univers
Ainsi, les résultats des recherches ont montré la présence d'un atome de deutérium pour cent mille atomes d'hydrogène.
Rapport observé : 1 deutérium pour 100 000 hydrogènes
Si ce rapport avait été du type 1 pour 1 million, il y aurait plus de particules élémentaires en général, et donc on aurait dépassé la masse critique. Ce n'est pas le cas, la marge est d'ailleurs assez grande d'autant plus que les approximations ont été faite en faveur d'un univers fermé. Pour ainsi dire, notre univers ne devrait pas d'effondrer sur lui-même. La première pensée de la majorité des scientifiques, c'est à dire que l'univers est ouvert, semble donc être la bonne.
Rapport critique : 1 deutérium pour 1 000 000 hydrogènes
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