Est-il possible de déterminer le destin de l’univers ? (2/2)

L’étude de l’évolution et du devenir de l’univers est un des enjeux principaux de la cosmologie d’aujourd’hui. Malgré le fait que l’énigme de la naissance de l’univers ne soit pas encore résolue, cela n’empêche pas pour autant les scientifiques de se pencher également sur son destin. Dans un article précédent, Trust My Science décrivait les différents paramètres dont se servent les physiciens pour tenter de déterminer le destin de l’univers.

Bien que ces paramètres cosmologiques souffrent de valeurs imprécises, les cosmologistes les utilisent tout de même pour échafauder des hypothèses sur les destins potentiels de l’univers. Du Big Rip en passant par le Big Crunch, quel destin attend notre univers ?

Classification des scénarios selon la nature de l’énergie sombre

Avant la découverte de l’accélération de l’expansion en 1998 (1), pour les physiciens, le destin de l’univers n’est présidé que par son contenu. Un tel postulat offre une classification bipartite simple : lorsque la densité moyenne de l’univers est inférieure ou égale à la densité critique, c’est-à-dire lorsque l’univers est ouvert (hyperbolique) ou plat (euclidien), l’expansion se poursuit éternellement. Précision faite que dans le cas d’un univers plat, selon les équations de Friedmann, l’expansion ralentit progressivement.

À l’inverse, lorsque la densité moyenne est supérieure à la densité critique, c’est-à-dire lorsque l’univers est fermé (sphérique), l’expansion finit par ralentir, s’arrêter et s’inverser sous l’effet de la gravité. Ceci ayant pour résultat la contraction de l’univers jusqu’à son effondrement.

Cependant, avec l’introduction de l’énergie sombre, cette classification se complexifie. Pour un univers plat, les équations de Friedmann doivent être modifiées ; l’expansion ne ralentit plus mais, au contraire, accélère. De même, un univers fermé n’est plus obligatoirement synonyme de contraction et d’effondrement ; dès lors que l’accélération de l’expansion est suffisamment importante, celle-ci peut se poursuivre indéfiniment.

La classification des scénarios ne peut donc reposer uniquement sur le type d’univers mais doit aussi impérativement prendre en compte la dynamique de l’énergie sombre. Les observations menées depuis 1998 ont conforté le phénomène d’accélération de l’expansion et tendent donc aujourd’hui à écarter tout scénario de type « contraction-effondrement » (2).

Cependant, la nature de l’énergie sombre demeure toujours inconnue et, par extension, il est extrêmement difficile de formuler des prédictions sur sa dynamique. Dans l’attente d’un cadre théorique solide pour l’énergie sombre, tous les scénarios doivent donc être envisagés.

Un univers noir et glacial : le Big Freeze

Le modèle du Big Freeze ou Big Chill, « Grand Gel » en français, prévoit que si l’expansion conserve son taux actuel, alors, selon les lois de la thermodynamique, la température de l’univers continuera de baisser comme c’est le cas depuis le Big Bang. La température diminuera inexorablement jusqu’à finalement atteindre la valeur du seuil de Gibbons-Hawking, c’est-à-dire 10^-29 K, aboutissant à la mort thermique de l’univers. Cette évolution se décompose en trois phases distinctes.

L’ère de la dégénérescence (10¹³ années après le Big Bang)

Jusqu’à 10¹¹ années après le Big Bang, les galaxies possèdent encore suffisamment de gaz pour former de nouvelles étoiles. Passé cette époque, le gaz galactique se raréfie progressivement jusqu’à ce que les galaxies épuisent totalement leurs stocks de gaz, qui ne sont dès lors plus suffisants pour entraîner la formation de nouvelles étoiles (3).

Quant aux étoiles, celles-ci ne disposent plus du combustible nécessaire pour continuer leurs réactions de fusion thermonucléaire ; la nucléosynthèse stellaire cesse. Puis les étoiles, selon leur masse, se refroidissent et se transforment progressivement en naines noires, en étoiles à neutrons et en trous noirs (3).

Après 10¹⁹ années, ces différentes transformations entraînent d’importantes perturbations gravitationnelles dans les systèmes solaires qui éjectent les planètes, devenues stériles, de leurs orbites. Certaines planètes erreront indéfiniment dans le cosmos, d’autres entrerons en collision avec les corps environnants et d’autres encore seront détruites par les trous noirs qui deviennent de plus en plus nombreux (3).

L’ère des trous noirs (10³⁶ années après le Big Bang)

Par des perturbations gravitationnelles identiques, les étoiles restantes sont éjectées à leur tour des galaxies. Certaines sont expulsées vers le centre des galaxies et s’y regroupent en nombre, augmentant progressivement la densité galactique centrale jusqu’à ce que le centre s’effondre sur lui-même, sous l’effet de la trop grande concentration de masse stellaire, pour finalement former un trou noir supermassif. Les étoiles restantes, éjectées à l’extérieur des galaxies, deviendront elles-mêmes des trous noirs stellaires ou seront détruites par ces derniers (3).

Sous l’effet des différents déséquilibres gravitationnels faisant suite à la transformation de leurs étoiles, les galaxies se condensent progressivement et s’effondrent à leur tour pour former des trous noirs galactiques. Certains de ses trous noirs galactiques fusionnent ensemble et forment alors des trous noirs hypermassifs au sein des superamas galactiques. Les galaxies qui ne s’effondrent pas fusionnent avec d’autres galaxies et forment des trous noirs hypermassifs de la taille d’un amas galactique.

Au-delà de 10³⁶ années, le seuil de la demi-vie du proton étant de 10³³ ans selon les modèles théoriques, le proton se désintègre (4). Tous les atomes se désagrègent en électrons, neutrinos et photons. La matière baryonique ne peut plus se structurer, les rares nuages de gaz restants disparaissent, privant définitivement l’univers d’étoiles et de Vie.

Les trous noirs perdent leur disque d’accrétion. L’univers ne contient plus que des trous noirs inertes, des neutrinos, des photons et peut-être de la matière sombre. Passé 10⁴⁹ années, seul le rayonnement parcourra l’univers, comme ce fut le cas à ses débuts.

L’ère sombre (10⁹⁵ années après le Big Bang)

Privé de sources de lumière, l’univers est un endroit sombre, plongé dans une noirceur d’encre. Les premiers trous noirs stellaires disparaissent par évaporation selon les calculs effectués par le physicien Stephen Hawking dans le cadre de la théorie du rayonnement de Hawking (5). Puis, passé 10¹⁰⁶ années, c’est au tour des trous noirs supermassifs de disparaître. Après 10¹⁵⁰ années, les derniers trous noirs, les hypermassifs, s’évaporent.

Chaque évaporation libère des flux des neutrinos et des rayonnements électromagnétiques sous forme de violents flashs lumineux allumant brièvement un univers sombre et froid. C’est la dernière fois que l’univers est éclairé. Passé 10²⁰⁰ années, tous les trous noirs ont disparu, l’expansion se poursuit tandis que l’univers a atteint son entropie maximale et son état d’énergie final (6). Sa température est alors, à quelques décimales près, identique au zéro absolu, signifiant sa mort thermique.

Les observations menées depuis ces vingt dernières années montrent un univers en expansion accélérée, une énergie sombre se comportant comme une constante cosmologique (densité constante au cours du temps) et une courbure spatiale nulle. Ces paramètres concordent parfaitement avec le scénario du Big Freeze, faisant actuellement de celui-ci le modèle le plus probable pour la communauté scientifique.

Un univers disloqué : le Big Rip

Proposé par les physiciens R. Caldwell, M. Kamionkowski et N. Weinberg (7), le modèle du Big Rip, « Grand Déchirement » en français, prévoit que l’expansion continuera d’accélérer exponentiellement et de façon de plus en plus « brutale » jusqu’à disloquer toute matière dans l’univers, des galaxies jusqu’aux atomes. Cette grande déchirure est censée se dérouler d’ici 15 à 20 milliards d’années.

Pour cela, le scénario du Big Rip nécessite que l’énergie sombre ait une pression suffisamment négative pour que sa densité augmente au cours de l’expansion. Une énergie possédant cette caractéristique est appelée « énergie fantôme » par ses auteurs (7). Une augmentation de la densité de l’énergie fantôme au cours de l’expansion de l’univers signifierait que l’accélération de l’expansion augmenterait considérablement au cours du temps, au point de déchirer toutes les structures de l’univers.

Dans leurs travaux, les trois physiciens effectuent des calculs, utilisant entre autre les équations de Friedmann modifiées, permettant d’établir une chronologie des effets du Big Rip. Il en ressort que progressivement, tandis que la densité de matière (baryonique et non-baryonique) subit une dilution et diminue, la densité d’énergie fantôme augmente et finit par être la densité d’énergie dominante dans l’univers (7).

Ce sont donc les grandes structures, tels que les superamas et amas galactiques, qui sont affectées en premier. L’énergie fantôme désassemble ces structures en dilatant violemment l’espace entre les galaxies, les repoussant extrêmement loin les unes des autres, brisant ainsi leur l’équilibre gravitationnel. Ensuite, la densité d’énergie fantôme continuant d’augmenter, ce sont les galaxies elles-mêmes qui se désassemblent, les systèmes solaires s’éloignant les uns des autres. Puis, c’est au tour des systèmes solaires de se disloquer, les planètes et les étoiles étant arrachées de leur orbite.

Par la suite, les planètes et les étoiles elles-mêmes sont déchirées, disloquées et se désagrègent en atomes. Les nuages de gaz, les nébuleuses, les disques d’accrétion subissent le même sort. Tous les agencements de matière baryonique sont réduits à l’état d’atomes libres.

La densité d’énergie fantôme devient si grande qu’elle finit par surpasser les liaisons intra-atomiques ; les atomes se disloquent en électrons, protons et neutrons. Enfin, à leur tour, les nucléons sont littéralement déchirés et réduits à l’état de quarks et de gluons. Entre le début de la dislocation des grandes structures jusqu’à la dislocation des atomes, environ 350 millions d’années s’écoulent.

Pour finir, la densité de l’énergie fantôme devient infinie. L’expansion est alors si violente que l’espace-temps lui-même est affecté. Le tissu spatio-temporel se déchire sous l’effet de la tension phénoménale appliquée par l’énergie fantôme, dans un processus identique à celui de la transition de flop en théorie des cordes. Les dimensions spatiales sont disloquées, rendant impossible l’établissement de n’importe quel système de coordonnées. Quant à la dimension temporelle, en fonction de sa véritable nature, sa dislocation pourrait être synonyme d’arrêt du Temps.

Le modèle du Big Rip requiert plusieurs éléments qui le rendent hautement spéculatif. Tout d’abord, d’un point de vue purement théorique, les physiciens s’interrogent sur la possibilité d’une énergie comme l’énergie fantôme. Celle-ci nécessite un mécanisme physique singulier puisque sa densité doit augmenter avec l’expansion. Or, il est peu probable qu’une telle forme d’énergie existe. En outre, d’un point de vue observationnel, les dernières observations menées depuis 1998, notamment par WMAP, semblent indiquer une densité constante pour l’énergie sombre (8).

Cependant, en juin 2016, la collaboration H0LiCOW (H0 Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring) publie les résultats de ses observations indiquant une valeur de la constante de Hubble plus élevée que celle mesurée par la mission Planck en 2013 (9). La constante de Hubble, notée « H0 », donne le taux d’expansion, c’est-à-dire la vitesse de l’expansion.

En 2013, la mission Planck donnait une valeur de 67.8 km/s/Mpc pour H0, ce qui constituait la valeur la plus précise. Mais mi-2016, la collaboration H0LiCOW donne pour H0 une valeur de 71.9 km/s/Mpc. Actuellement, rien ne permet d’expliquer cet écart, mais pour certains cosmologistes, celui-ci pourrait annoncer un retour du Big Rip parmi les scénarios envisageables.