E5 Galaxies et cosmologie

Topique

La cosmologie moderne décrit un univers plat, homogène et isotrope à grande échelle, un univers en expansion accélérée.

L'équation de Friedmann, issue de la relativité générale, décrit l'évolution du facteur d'échelle de cet univers au fil du temps, en fonction de sa densité de matière et d'énergie, de sa courbure et de la constante cosmologique qui le caractérise également.

La densité critique de l'univers, dans cette même équation, détermine les destins cosmiques possibles : si la densité réelle de l'univers dépassait ce seuil critique, l'univers finirait par s'effondrer sur lui-même ; si elle restait en dessous, il s'étendrait indéfiniment. Le cas observé est pratiquement identique à ce seuil critique – un univers plat –, à ceci près que la majeure partie de cette densité correspond à l'énergie sombre. C'est précisément cette énergie sombre qui, au lieu de ralentir l'expansion de l'univers, l'accélère au fil du temps.

L'univers observable a environ treize milliards huit cents millions d'années, un rayon de plusieurs dizaines de milliards d'années-lumière et contient, dans ce volume, environ deux mille milliards de galaxies. Ainsi, de l'univers plat et homogène qui ouvre ce document jusqu'à ces deux mille milliards de galaxies qui le concluent, en passant par l'équation de Friedmann et la densité critique qui détermine entre effondrement et expansion éternelle, la cosmologie moderne stipule que le destin de l'univers tout entier est déterminé par la simple comparaison entre sa densité actuelle et ce seuil critique unique.

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