La structure complexe que nous voyons aujourd’hui, est née d’un état plus petit, plus chaud, plus dense et plus uniforme dans le passé. Il doit y avoir une nouvelle forme d’énergie qui conduit la phase actuelle d’expansion accélérée, au-delà de la matière et du rayonnement connus. C. Faucher-Giguère, A. Lidz, et L. Hernquist, Science 319, 5859 (47)

La matière et l’énergie disent à l’espace-temps comment se courber ; l’espace-temps courbé dit à la matière et à l’énergie comment se déplacer. C’est la règle cardinale de la relativité générale, et elle s’applique à tout ce qui existe dans l’Univers, y compris l’Univers entier lui-même. À la fin des années 1990, nous avions recueilli suffisamment de données sur les galaxies lointaines de l’Univers pour conclure qu’elles ne faisaient pas que s’éloigner de nous, mais que leur récession s’accélérait. Le tissu de l’espace ne se contentait pas de s’étendre, mais l’expansion s’accélérait.

La distance (axe des x) est cohérente avec un Univers qui s’est développé plus rapidement dans le passé, mais qui est toujours en expansion aujourd’hui. Il s’agit d’une version moderne du travail original de Hubble, qui s’étend des milliers de fois plus loin. Notez que les points ne forment pas une ligne droite, ce qui indique l’évolution du taux d’expansion dans le temps. Ned Wright, sur la base des dernières données de Betoule et al. (2014)

La seule explication était qu’il devait y avoir plus dans l’Univers, en termes de matière et d’énergie, que ce que nous avions conclu auparavant. Dans un Univers en expansion – comme celui dans lequel nous vivons – ce n’est pas simplement la courbure qui est déterminée par la matière et l’énergie, mais la façon dont le taux d’expansion change au fil du temps. Les composants de l’Univers que nous connaissions il y a 20 ans étaient la matière normale, la matière noire, les neutrinos et le rayonnement. L’Univers peut très bien s’étendre avec celles-ci, mais les galaxies lointaines ne devraient que ralentir.

L’observation de l’accélération signifiait qu’il y avait quelque chose d’autre là, et que ce n’était pas seulement présent ; c’était dominant.

et du Soleil dans notre système solaire, doivent être pris en compte pour toute observation qu’un vaisseau spatial ou un autre observatoire ferait. Les effets de la relativité générale, même les plus subtils, ne peuvent être ignorés. NASA/JPL-Caltech, pour la mission Cassini

Physiquement, ce qui se passe dans la relativité générale, c’est que le tissu de l’espace lui-même se courbe positivement ou négativement en réponse à la matière qui s’agglomère et s’amasse en son sein. Une planète comme la Terre ou une étoile comme notre Soleil provoquera une déformation du tissu spatial, tandis qu’un objet plus dense et plus massif provoquera une courbure plus sévère de l’espace. Si tout ce que vous avez dans votre Univers est constitué de quelques amas de matière, cette description sera suffisante.

En revanche, s’il y a de nombreuses masses dans l’Univers, réparties à peu près uniformément dans tout l’Univers, tout l’espace-temps ressent un effet gravitationnel global. Si l’Univers n’était pas en expansion, la gravitation ferait que tout s’effondre en un seul point. Le fait que l’Univers ne l’ait pas fait nous permet de conclure immédiatement que quelque chose a empêché cet effondrement. Soit quelque chose s’oppose à la gravitation, soit l’Univers est en expansion.

soutient l’image de l’Univers en expansion et du Big Bang. Le petit nombre de paramètres d’entrée et le grand nombre de succès d’observation et de prédictions qui ont été vérifiés par la suite sont parmi les marques d’une théorie scientifique réussie. L’équation de Friedmann décrit tout cela. NASA / GSFC

C’est de là qu’est née l’idée du Big Bang. Si nous voyons de la matière en quantités à peu près égales partout, dans toutes les directions, et à des distances proches, intermédiaires et lointaines, nous savons qu’il doit y avoir une force gravitationnelle incroyablement importante qui essaie de les rassembler. Puisque l’Univers ne s’est pas encore recollapsé (et n’est pas en train de se recollapser), cela ne laisse que deux options : la gravité est fausse, ou l’Univers est en expansion.

Comme la relativité générale a passé tous les tests que nous lui avons fait subir, il est difficile d’affirmer qu’elle est fausse. D’autant plus que, avec un Univers plein de matière et de rayonnement, il suffit d’une expansion initiale pour avoir un Univers qui est, aujourd’hui :

• en expansion,
• en refroidissement,
• devenant moins dense,
• plein de lumière décalée vers le rouge,
• et qui avait un passé chaud et dense.

Un Univers né chaud, dense et en expansion, mais qui était rempli de matière et d’énergie, ressemblerait beaucoup à ce que notre Univers apparaît aujourd’hui.

illustrations) correspondent tous à un Univers où la matière et l’énergie luttent contre le taux d’expansion initial. Dans notre Univers observé, une accélération cosmique est provoquée par un certain type d’énergie sombre, jusqu’ici inexpliquée. Tous ces Univers sont régis par les équations de Friedmann. E. Siegel / Beyond the Galaxy

L’expansion démarre rapidement, et la gravitation travaille pour ramener les choses ensemble. Cela vous fait penser qu’il y a trois possibilités pour la façon dont l’Univers va évoluer au fil du temps:

1. La gravitation gagne : L’Univers s’étend rapidement au départ, mais il y a suffisamment de gravité pour que les choses se recollent, finalement. L’expansion atteint un maximum, s’arrête, et se retourne pour conduire à un recollapse.
2. La gravitation et l’expansion font match nul : L’expansion initiale et la gravitation se contrecarrent exactement. Avec un proton de plus dans l’Univers, il se recollabera, mais ce proton n’est pas là. Au lieu de cela, le taux d’expansion s’asymptote à zéro et les galaxies lointaines reculent simplement de plus en plus lentement.
3. L’expansion gagne : L’expansion rapide est contrecarrée par la gravité, mais pas suffisamment. Au fil du temps, les galaxies continuent de s’éloigner les unes des autres, et si la gravité ralentit l’expansion, elle ne s’arrête jamais.

Mais ce que nous observons réellement est une quatrième. Nous voyons que l’Univers semblait être sur ce chemin « critique » pendant les premiers milliards d’années, puis tout d’un coup, les galaxies lointaines ont commencé à s’éloigner plus rapidement les unes des autres. Théoriquement, il y a une raison convaincante pour laquelle cela pourrait être.

L’hyperwall de la Society en 2017, ainsi que la première équation de Friedmann à droite. Perimeter Institute / Harley Thronson

Il existe une équation très simple (enfin, pour la Relativité) qui régit la façon dont l’Univers se dilate : la première équation de Friedmann. Bien qu’elle puisse sembler compliquée, les termes de l’équation ont des significations du monde réel qui sont faciles à comprendre.

écrit aujourd’hui (en notation moderne), où la partie gauche détaille le taux d’expansion de Hubble et l’évolution de l’espace-temps, et la partie droite inclut toutes les différentes formes de matière et d’énergie, ainsi que la courbure spatiale. LaTeX / public domain

Dans la partie gauche, vous avez l’équivalent du taux d’expansion (au carré), ou ce que l’on appelle familièrement la constante de Hubble. (Ce n’est pas vraiment une constante, puisqu’elle peut changer au fur et à mesure que l’Univers s’étend ou se contracte au fil du temps). Elle vous indique comment le tissu de l’Univers se dilate ou se contracte en fonction du temps.

Sur le côté droit se trouve littéralement tout le reste. Il y a toute la matière, le rayonnement et toutes les autres formes d’énergie qui composent l’Univers. Il y a la courbure intrinsèque à l’espace lui-même, selon que l’Univers est fermé (positivement incurvé), ouvert (négativement incurvé) ou plat (non incurvé). Et il y a aussi le terme « Λ » : une constante cosmologique, qui peut soit être une forme d’énergie, soit être une propriété intrinsèque de l’espace.

constante cosmologique (en bas) évoluent tous avec le temps dans un Univers en expansion E. Siegel / Beyond The Galaxy

Ces deux côtés doivent être égaux. Nous pensions que l’expansion de l’Univers ralentirait parce que, au fur et à mesure que l’Univers s’étend, la densité d’énergie (du côté droit) diminue, et donc le taux d’expansion de l’espace doit diminuer. Mais en présence d’une constante cosmologique ou d’une autre forme d’énergie sombre, la densité d’énergie peut ne pas diminuer du tout. Elle peut rester constante ou même augmenter, et cela signifie que le taux d’expansion restera constant ou augmentera également.

Dans les deux cas, cela signifierait qu’une galaxie lointaine semblerait accélérer en s’éloignant de nous. L’énergie sombre ne fait pas accélérer l’Univers à cause d’une pression poussant vers l’extérieur ou d’une force anti-gravitationnelle ; elle fait accélérer l’Univers à cause de la façon dont sa densité d’énergie change (ou, plus précisément, ne change pas) alors que l’Univers continue de s’étendre.

notre destin actuel, en accélération, montré à droite. Après un temps suffisant, l’accélération laissera chaque structure galactique ou supergalactique liée complètement isolée dans l’Univers, alors que toutes les autres structures s’accélèrent irrévocablement. NASA & ESA

A mesure que l’Univers s’étend, plus d’espace est créé. Puisque l’énergie noire est une forme d’énergie inhérente à l’espace, alors lorsque nous créons plus d’espace, la densité d’énergie ne diminue pas. C’est fondamentalement différent de la matière normale, de la matière noire, des neutrinos, du rayonnement et de tout ce que nous connaissons. Et par conséquent, cela a un impact sur le taux d’expansion d’une manière différente de tous ces autres types de matière et d’énergie.

évolue/se développe par incréments de temps égaux si votre Univers est dominé par la matière, le rayonnement, ou l’énergie inhérente à l’espace lui-même, cette dernière correspondant à notre Univers dominé par l’énergie noire. E. Siegel

En bref, une nouvelle forme d’énergie peut affecter le taux d’expansion de l’Univers d’une nouvelle manière. Tout dépend de la façon dont la densité d’énergie évolue dans le temps. Alors que la matière et le rayonnement deviennent moins denses au fur et à mesure de l’expansion de l’Univers, l’espace reste de l’espace, et a toujours la même densité d’énergie partout. La seule chose qui a changé est notre hypothèse automatique : l’énergie devrait être nulle. Or, l’accélération de l’Univers nous montre qu’elle n’est pas nulle. Le grand défi auquel sont confrontés les astrophysiciens est de comprendre pourquoi elle a cette valeur. Sur ce plan, l’énergie noire reste le plus grand mystère de l’Univers.

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