L'UNIVERS

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Qu'est-ce que l'Univers? C'est une question extrêmement chargée! Quel que soit l'angle sous lequel on prenait pour répondre à cette question, on pouvait passer des années à répondre à cette question et à peine gratter la surface. En termes de temps et d'espace, il est incroyablement grand (et peut-être même infini) et incroyablement vieux par rapport aux normes humaines. Le décrire en détail est donc une tâche monumentale. Mais nous ici au Space Magazine sommes déterminés à essayer!

Alors, quel est l'Univers? Eh bien, la réponse courte est que c'est la somme totale de toute existence. C'est l'intégralité du temps, de l'espace, de la matière et de l'énergie qui a commencé à se développer il y a environ 13,8 milliards d'années et n'a cessé de croître depuis. Personne n'est entièrement certain de l'étendue réelle de l'Univers, et personne ne sait exactement comment tout cela se terminera. Mais les recherches et les études en cours nous ont beaucoup appris au cours de l'histoire humaine.

Définition:

Le terme «l'univers» est dérivé du mot latin «universum», qui a été utilisé par l'homme d'État romain Cicéron et par la suite les auteurs romains pour désigner le monde et le cosmos tels qu'ils le connaissaient. Cela comprenait la Terre et toutes les créatures vivantes qui y habitaient, ainsi que la Lune, le Soleil, les planètes alors connues (Mercure, Vénus, Mars, Jupiter, Saturne) et les étoiles.

Le terme «cosmos» est souvent utilisé de manière interchangeable avec l'Univers. Il est dérivé du mot grec kosmos, ce qui signifie littéralement «le monde». D'autres mots couramment utilisés pour définir l'intégralité de l'existence incluent «Nature» (dérivé du mot germanique natur) et le mot anglais «everything», dont l'usage peut être vu dans la terminologie scientifique - c'est-à-dire «Theory Of Everything» (TOE).

Aujourd'hui, ce terme est souvent utilisé pour désigner toutes les choses qui existent dans l'univers connu - le système solaire, la voie lactée et toutes les galaxies et superstructures connues. Dans le contexte de la science moderne, de l'astronomie et de l'astrophysique, il fait également référence à tout l'espace-temps, à toutes les formes d'énergie (c'est-à-dire le rayonnement électromagnétique et la matière) et aux lois physiques qui les lient.

Origine de l'univers:

Le consensus scientifique actuel est que l'Univers s'est développé à partir d'un point de très haute densité de matière et d'énergie il y a environ 13,8 milliards d'années. Cette théorie, connue sous le nom de théorie du Big Bang, n'est pas le seul modèle cosmologique pour expliquer les origines de l'Univers et son évolution - par exemple, il y a la théorie de l'état stationnaire ou la théorie de l'univers oscillant.

Il est cependant le plus largement accepté et le plus populaire. Cela est dû au fait que la théorie du Big Bang est à elle seule capable d'expliquer l'origine de toute la matière connue, les lois de la physique et la structure à grande échelle de l'Univers. Il explique également l'expansion de l'Univers, l'existence du fond cosmique des micro-ondes et un large éventail d'autres phénomènes.

En travaillant à l'envers de l'état actuel de l'Univers, les scientifiques ont émis l'hypothèse qu'il devait provenir d'un point unique de densité infinie et de temps fini qui a commencé à se développer. Après l'expansion initiale, la théorie soutient que l'Univers s'est suffisamment refroidi pour permettre la formation de particules subatomiques et, plus tard, d'atomes simples. Les nuages géants de ces éléments primordiaux ont ensuite fusionné par gravité pour former des étoiles et des galaxies.

Tout cela a commencé il y a environ 13,8 milliards d'années et est donc considéré comme l'âge de l'Univers. En testant des principes théoriques, des expériences impliquant des accélérateurs de particules et des états de haute énergie et des études astronomiques qui ont observé l'Univers profond, les scientifiques ont construit une chronologie des événements qui a commencé avec le Big Bang et a conduit à l'état actuel de l'évolution cosmique. .

Cependant, les premiers temps de l'Univers - d'une durée d'environ 10^-43 à 10^-11 quelques secondes après le Big Bang - font l'objet de nombreuses spéculations. Étant donné que les lois de la physique telles que nous les connaissons n'auraient pas pu exister à cette époque, il est difficile de comprendre comment l'Univers aurait pu être gouverné. De plus, les expériences qui peuvent créer les types d’énergie impliquées en sont à leurs balbutiements.

Pourtant, de nombreuses théories prévalent sur ce qui s'est passé à cet instant initial, dont beaucoup sont compatibles. Selon bon nombre de ces théories, l'instant suivant le Big Bang peut être décomposé en les périodes suivantes: l'époque de la singularité, l'époque de l'inflation et l'époque du refroidissement.

Également connue sous le nom de Planck Epoch (ou Planck Era), la Singularity Epoch fut la première période connue de l'Univers. A cette époque, toute la matière était condensée sur un seul point de densité infinie et de chaleur extrême. Pendant cette période, on pense que les effets quantiques de la gravité ont dominé les interactions physiques et qu'aucune autre force physique n'était de force égale à la gravitation.

Cette période de Planck s'étend du point 0 à environ 10^-43secondes, et est ainsi nommé car il ne peut être mesuré qu'en temps Planck. En raison de la chaleur et de la densité extrêmes de la matière, l'état de l'Univers était très instable. Il a donc commencé à se dilater et à se refroidir, conduisant à la manifestation des forces fondamentales de la physique. À partir d'environ 10^-43 deuxième et 10^-36, l'Univers a commencé à traverser les températures de transition.

C'est ici que les forces fondamentales qui gouvernent l'Univers auraient commencé à se séparer les unes des autres. La première étape à cet égard a été la force de gravitation se séparant des forces de jauge, qui représentent les forces nucléaires fortes et faibles et l'électromagnétisme. Ensuite, à partir de 10^-36à 10^-32quelques secondes après le Big Bang, la température de l'Univers était suffisamment basse (10²⁸ K) que l'électromagnétisme et la faible force nucléaire ont également pu se séparer.

Avec la création des premières forces fondamentales de l'Univers, l'ère de l'inflation a commencé, d'une durée de 10^-32secondes dans le temps de Planck à un point inconnu. La plupart des modèles cosmologiques suggèrent que l'Univers à ce stade était rempli de manière homogène d'une densité d'énergie élevée et que les températures et la pression incroyablement élevées ont entraîné une expansion et un refroidissement rapides.

Cela a commencé à 10^-37 secondes, où la transition de phase qui a provoqué la séparation des forces a également conduit à une période où l'Univers a connu une croissance exponentielle. C'est également à ce moment que la baryogenèse s'est produite, ce qui fait référence à un événement hypothétique où les températures étaient si élevées que les mouvements aléatoires des particules se sont produits à des vitesses relativistes.

En conséquence, des paires particules-antiparticules de toutes sortes étaient continuellement créées et détruites lors de collisions, ce qui aurait conduit à la prédominance de la matière sur l'antimatière dans l'Univers actuel. Après l'arrêt de l'inflation, l'Univers était composé d'un plasma de quarks et de gluons, ainsi que de toutes les autres particules élémentaires. À partir de ce moment, l'Univers a commencé à se refroidir et la matière a fusionné et s'est formée.

Alors que l'Univers continuait de diminuer en densité et en température, l'époque du refroidissement a commencé. Cela a été caractérisé par la diminution de l'énergie des particules et la poursuite des transitions de phase jusqu'à ce que les forces fondamentales de la physique et des particules élémentaires prennent leur forme actuelle. Étant donné que les énergies des particules auraient chuté à des valeurs qui peuvent être obtenues par des expériences de physique des particules, cette période est sujette à moins de spéculations.

Par exemple, les scientifiques pensent qu’environ 10^-11 quelques secondes après le Big Bang, les énergies des particules ont considérablement chuté. Vers 10 heures^-6 secondes, les quarks et les gluons se sont combinés pour former des baryons tels que les protons et les neutrons, et un petit excès de quarks sur les antiquarks a conduit à un petit excès de baryons sur les antibaryons.

Comme les températures n'étaient pas suffisamment élevées pour créer de nouvelles paires proton-antiproton (ou paires neutron-anitneutron), l'annihilation de masse a immédiatement suivi, ne laissant qu'une seule sur dix.¹⁰ des protons et neutrons d'origine et aucune de leurs antiparticules. Un processus similaire s'est produit environ 1 seconde après le Big Bang pour les électrons et les positrons.

Après ces anéantissements, les protons, neutrons et électrons restants ne se déplaçaient plus de manière relativiste et la densité d'énergie de l'Univers était dominée par les photons - et dans une moindre mesure, les neutrinos. Quelques minutes après l'expansion, la période connue sous le nom de nucléosynthèse Big Bang a également commencé.

Grâce à des températures tombant à 1 milliard de kelvins et à des densités d'énergie chutant à environ l'équivalent de l'air, les neutrons et les protons ont commencé à se combiner pour former le premier deutérium de l'Univers (un isotope stable de l'hydrogène) et des atomes d'hélium. Cependant, la plupart des protons de l'Univers sont restés non combinés en tant que noyaux d'hydrogène.

Après environ 379 000 ans, les électrons se sont combinés avec ces noyaux pour former des atomes (encore une fois, principalement de l'hydrogène), tandis que le rayonnement s'est découplé de la matière et a continué de se développer dans l'espace, en grande partie sans entraves. Ce rayonnement est maintenant connu pour être le fond cosmique des micro-ondes (CMB), qui est aujourd'hui la plus ancienne lumière de l'Univers.

Au fur et à mesure que le CMB s'est développé, il a progressivement perdu de la densité et de l'énergie et il est actuellement estimé qu'il a une température de 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) et une densité d'énergie de 0,25 eV / cm³ (ou 4,005 × 10^-14 J / m³; 400 à 500 photons / cm³). Le CMB peut être vu dans toutes les directions à une distance d'environ 13,8 milliards d'années-lumière, mais les estimations de sa distance réelle le situent à environ 46 milliards d'années-lumière du centre de l'Univers.

Evolution de l'univers:

Au cours des plusieurs milliards d'années qui ont suivi, les régions légèrement plus denses de la matière de l'Univers (qui étaient réparties presque uniformément) ont commencé à être attirées gravitationnellement les unes vers les autres. Ils sont donc devenus encore plus denses, formant des nuages de gaz, des étoiles, des galaxies et les autres structures astronomiques que nous observons régulièrement aujourd'hui.

C'est ce qu'on appelle l'époque de la structure, car c'est à cette époque que l'Univers moderne a commencé à prendre forme. Il s'agissait de matière visible distribuée dans des structures de différentes tailles (c'est-à-dire des étoiles et des planètes aux galaxies, aux amas de galaxies et aux superamas) où la matière est concentrée, et qui sont séparés par d'énormes golfes contenant peu de galaxies.

Les détails de ce processus dépendent de la quantité et du type de matière dans l'Univers. La matière noire froide, la matière noire chaude, la matière noire chaude et la matière baryonique sont les quatre types suggérés. Cependant, le modèle Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), dans lequel les particules de matière noire se déplacent lentement par rapport à la vitesse de la lumière, est considéré comme le modèle standard de la cosmologie du Big Bang, car il correspond le mieux aux données disponibles .

Dans ce modèle, on estime que la matière noire froide représente environ 23% de la matière / énergie de l'Univers, tandis que la matière baryonique représente environ 4,6%. La Lambda fait référence à la constante cosmologique, une théorie initialement proposée par Albert Einstein qui a tenté de montrer que l'équilibre de la masse-énergie dans l'Univers reste statique.

Dans ce cas, il est associé à l'énergie sombre, qui a servi à accélérer l'expansion de l'Univers et à maintenir sa structure à grande échelle largement uniforme. L'existence de l'énergie sombre est basée sur plusieurs sources de preuves, qui indiquent toutes que l'Univers est imprégné par elle. D'après les observations, on estime que 73% de l'Univers est composé de cette énergie.

Au cours des premières phases de l'Univers, lorsque toute la matière baryonique était plus proche de l'espace, la gravité a prédominé. Cependant, après des milliards d'années d'expansion, l'abondance croissante d'énergie sombre l'a amenée à commencer à dominer les interactions entre les galaxies. Cela a déclenché une accélération, connue sous le nom d'époque d'accélération cosmique.

Le début de cette période est sujet à débat, mais on estime qu'il a commencé environ 8,8 milliards d'années après le Big Bang (il y a 5 milliards d'années). Les cosmologistes s'appuient à la fois sur la mécanique quantique et la relativité générale d'Einstein pour décrire le processus d'évolution cosmique qui a eu lieu pendant cette période et à tout moment après l'époque de l'inflation.

Grâce à un processus rigoureux d’observations et de modélisation, les scientifiques ont déterminé que cette période évolutive s’accorde avec les équations de champ d’Einstein, bien que la véritable nature de l’énergie sombre reste illusoire. De plus, il n’existe pas de modèles bien pris en charge capables de déterminer ce qui s’est passé dans l’Univers avant la période antérieure à 10^-15quelques secondes après le Big Bang.

Cependant, les expériences en cours utilisant le Grand collisionneur de hadrons (LHC) du CERN visent à recréer les conditions énergétiques qui auraient existé pendant le Big Bang, ce qui devrait également révéler une physique qui dépasse le domaine du modèle standard.

Toute percée dans ce domaine mènera probablement à une théorie unifiée de la gravitation quantique, où les scientifiques seront enfin en mesure de comprendre comment la gravité interagit avec les trois autres forces fondamentales de la physique - l'électromagnétisme, la force nucléaire faible et la force nucléaire forte. Cela, à son tour, nous aidera également à comprendre ce qui s'est réellement passé au cours des premières époques de l'Univers.

Structure de l'univers:

La taille, la forme et la structure à grande échelle de l'Univers ont fait l'objet de recherches continues. Alors que la lumière la plus ancienne de l'Univers qui peut être observée est à 13,8 milliards d'années-lumière (CMB), ce n'est pas l'étendue réelle de l'Univers. Étant donné que l'Univers est dans un état d'expansion depuis des milliards d'années et à des vitesses qui dépassent la vitesse de la lumière, la frontière réelle s'étend bien au-delà de ce que nous pouvons voir.

Nos modèles cosmologiques actuels indiquent que l'Univers mesure environ 91 milliards d'années-lumière (28 milliards de parsecs) de diamètre. En d'autres termes, l'Univers observable s'étend vers l'extérieur de notre système solaire jusqu'à une distance d'environ 46 milliards d'années-lumière dans toutes les directions. Cependant, étant donné que le bord de l'Univers n'est pas observable, il n'est pas encore clair si l'Univers a réellement un bord. Pour tout ce que nous savons, cela continue pour toujours!

Dans l'Univers observable, la matière est distribuée de manière très structurée. Dans les galaxies, cela consiste en de grandes concentrations - c'est-à-dire les planètes, les étoiles et les nébuleuses - entrecoupées de grandes zones d'espace vide (c'est-à-dire l'espace interplanétaire et le milieu interstellaire).

Les choses sont sensiblement les mêmes à plus grande échelle, les galaxies étant séparées par des volumes d'espace remplis de gaz et de poussière. À la plus grande échelle, où existent des amas et des superamas de galaxies, vous avez un réseau vaporeux de structures à grande échelle composées de filaments denses de matière et de gigantesques vides cosmiques.

En termes de forme, l'espace-temps peut exister dans l'une des trois configurations possibles: courbe positive, courbe négative et plate. Ces possibilités sont basées sur l'existence d'au moins quatre dimensions de l'espace-temps (une coordonnée x, une coordonnée y, une coordonnée z et le temps), et dépendent de la nature de l'expansion cosmique et de la question de savoir si l'Univers est ou non est fini ou infini.

Un univers à courbe positive (ou fermé) ressemblerait à une sphère à quatre dimensions qui serait finie dans l'espace et sans bord perceptible. Un univers à courbe négative (ou ouvert) ressemblerait à une «selle» à quatre dimensions et n'aurait pas de frontières dans l'espace ou dans le temps.

Dans le premier scénario, l'Univers devrait cesser de se développer en raison d'une surabondance d'énergie. Dans ce dernier, il contiendrait trop peu d'énergie pour ne jamais s'arrêter. Dans le troisième et dernier scénario - un univers plat - une quantité critique d'énergie existerait et son expansion ne s'arrêterait qu'après un temps infini.

Destin de l'univers:

L'hypothèse selon laquelle l'Univers avait un point de départ soulève naturellement des questions sur un éventuel point final. Si l'Univers a commencé comme un minuscule point de densité infinie qui a commencé à se développer, cela signifie-t-il qu'il continuera à se développer indéfiniment? Ou va-t-il un jour manquer de force expansive et commencer à reculer vers l'intérieur jusqu'à ce que toute la matière se recroqueville en une boule minuscule?

Répondre à cette question a été une préoccupation majeure des cosmologistes depuis le début du débat sur le modèle de l'Univers qui était le bon. Avec l'acceptation de la théorie du Big Bang, mais avant l'observation de l'énergie sombre dans les années 1990, les cosmologistes en étaient venus à s'accorder sur deux scénarios comme étant les résultats les plus probables pour notre univers.

Dans le premier, communément appelé scénario «Big Crunch», l'Univers atteindra une taille maximale puis commencera à s'effondrer sur lui-même. Cela ne sera possible que si la densité de masse de l'Univers est supérieure à la densité critique. En d'autres termes, tant que la densité de la matière reste égale ou supérieure à une certaine valeur (1-3 × 10^-26 kg de matière par m³), l'Univers finira par se contracter.

Alternativement, si la densité dans l'Univers était égale ou inférieure à la densité critique, l'expansion ralentirait mais ne s'arrêterait jamais. Dans ce scénario, connu sous le nom de «Big Freeze», l'Univers continuerait jusqu'à ce que la formation d'étoiles cesse finalement avec la consommation de tout le gaz interstellaire dans chaque galaxie. Pendant ce temps, toutes les étoiles existantes brûleraient et deviendraient des naines blanches, des étoiles à neutrons et des trous noirs.

Très progressivement, les collisions entre ces trous noirs entraîneraient une accumulation de masse dans des trous noirs de plus en plus grands. La température moyenne de l'Univers approcherait du zéro absolu et les trous noirs s'évaporeraient après avoir émis le dernier de leur rayonnement Hawking. Enfin, l'entropie de l'Univers augmenterait au point où aucune forme d'énergie organisée ne pourrait en être extraite (un scénario appelé «mort thermique»).

Les observations modernes, qui incluent l'existence de l'énergie sombre et son influence sur l'expansion cosmique, ont conduit à la conclusion que de plus en plus de l'Univers actuellement visible passera au-delà de notre horizon d'événements (c'est-à-dire le CMB, le bord de ce que nous pouvons voir) et devenir invisible pour nous. Le résultat final de cela n'est pas actuellement connu, mais la «mort par la chaleur» est également considérée comme un point final probable dans ce scénario.

D'autres explications de l'énergie sombre, appelées théories de l'énergie fantôme, suggèrent qu'en fin de compte les amas de galaxies, les étoiles, les planètes, les atomes, les noyaux et la matière elle-même seront déchirés par l'expansion toujours croissante. Ce scénario est connu sous le nom de «Big Rip», dans lequel l'expansion de l'Univers lui-même finira par être sa perte.

Histoire de l'étude:

À strictement parler, les êtres humains contemplent et étudient la nature de l'Univers depuis la préhistoire. En tant que tels, les premiers récits de la naissance de l'Univers étaient de nature mythologique et se transmettaient oralement d'une génération à l'autre. Dans ces histoires, le monde, l'espace, le temps et toute la vie ont commencé avec un événement de création, où un ou plusieurs dieux étaient responsables de tout créer.

L'astronomie a également commencé à émerger en tant que domaine d'étude à l'époque des anciens Babyloniens. Des systèmes de constellations et de calendriers astrologiques préparés par des érudits babyloniens dès le 2e millénaire avant notre ère continueraient d'informer les traditions cosmologiques et astrologiques des cultures pendant des milliers d'années à venir.

Par l'Antiquité classique, la notion d'un univers dicté par des lois physiques a commencé à émerger. Entre les érudits grecs et indiens, les explications de la création ont commencé à devenir de nature philosophique, mettant l'accent sur la cause et l'effet plutôt que sur l'action divine. Les premiers exemples incluent Thales et Anaximander, deux érudits grecs présocratiques qui ont soutenu que tout était né d'une forme primordiale de matière.

Au Ve siècle avant notre ère, le philosophe pré-socratique Empédocle est devenu le premier savant occidental à proposer un univers composé de quatre éléments - la terre, l'air, l'eau et le feu. Cette philosophie est devenue très populaire dans les cercles occidentaux et était similaire au système chinois de cinq éléments - métal, bois, eau, feu et terre - qui est apparu à la même époque.

Ce n'est qu'à partir de Démocrite, le philosophe grec du 5e / 4e siècle avant notre ère, qu'un univers composé de particules indivisibles (atomes) a été proposé. Le philosophe indien Kanada (qui vivait au 6e ou au 2e siècle avant notre ère) a poussé cette philosophie plus loin en proposant que la lumière et la chaleur étaient la même substance sous une forme différente. Le philosophe bouddhiste du 5e siècle de notre ère Dignana est allé encore plus loin, proposant que toute la matière était constituée d'énergie.

La notion de temps fini était également une caractéristique clé des religions abrahamiques - judaïsme, christianisme et islam. Peut-être inspirée par le concept zoroastrien du Jour du Jugement, la croyance que l'Univers avait un début et une fin continuerait à informer les concepts occidentaux de la cosmologie jusqu'à nos jours.

Entre le 2e millénaire avant notre ère et le 2e siècle de notre ère, l'astronomie et l'astrologie ont continué à se développer et à évoluer. En plus de surveiller les mouvements appropriés des planètes et le mouvement des constellations à travers le zodiaque, les astronomes grecs ont également articulé le modèle géocentrique de l'Univers, où le Soleil, les planètes et les étoiles tournent autour de la Terre.

Ces traditions sont mieux décrites dans le traité mathématique et astronomique du IIe siècleAlmagest, qui a été écrit par l'astronome grec-égyptien Claudius Ptolemaeus (alias. Ptolémée). Ce traité et le modèle cosmologique qu'il a adopté seraient considérés comme canon par les érudits médiévaux européens et islamiques pendant plus de mille ans à venir.

Cependant, avant même la révolution scientifique (du 16e au 18e siècle), des astronomes proposaient un modèle héliocentrique de l'Univers - où la Terre, les planètes et les étoiles tournaient autour du Soleil. Il s'agit notamment de l'astronome grec Aristarque de Samos (vers 310-230 avant notre ère) et de l'astronome et philosophe hellénistique Séleucos de Séleucie (190-150 AEC).

Au Moyen-Âge, les philosophes et savants indiens, persans et arabes ont maintenu et développé l'astronomie classique. En plus de maintenir en vie les idées ptolémaïques et non aristotéliciennes, ils ont également proposé des idées révolutionnaires comme la rotation de la Terre. Certains érudits - comme l'astronome indien Aryabhata et les astronomes persans Albumasar et Al-Sijzi - ont même avancé des versions d'un univers héliocentrique.

Au 16ème siècle, Nicolaus Copernicus a proposé le concept le plus complet d'un univers héliocentrique en résolvant les problèmes mathématiques persistants avec la théorie. Ses idées ont d'abord été exprimées dans le manuscrit de 40 pages intitulé Commentariolus («Little Commentary»), qui décrivait un modèle héliocentrique basé sur sept principes généraux. Ces sept principes stipulaient que:

Les corps célestes ne tournent pas tous autour d'un seul point
Le centre de la Terre est le centre de la sphère lunaire - l'orbite de la lune autour de la Terre; toutes les sphères tournent autour du Soleil, qui est près du centre de l'Univers
La distance entre la Terre et le Soleil est une fraction insignifiante de la distance de la Terre et du Soleil aux étoiles, donc la parallaxe n'est pas observée dans les étoiles
Les étoiles sont immobiles - leur mouvement quotidien apparent est provoqué par la rotation quotidienne de la Terre
La Terre est déplacée dans une sphère autour du Soleil, provoquant la migration annuelle apparente du Soleil
La Terre a plus d'un mouvement
Le mouvement orbital de la Terre autour du Soleil provoque l'inverse apparent dans la direction des mouvements des planètes.

Un traitement plus complet de ses idées a été publié en 1532, lorsque Copernic a terminé son magnum opus - De revolutionibus orbium coelestium (Sur les révolutions des sphères célestes). Dans ce document, il a avancé ses sept principaux arguments, mais sous une forme plus détaillée et avec des calculs détaillés pour les étayer. En raison de craintes de persécution et de contrecoups, ce volume n'a pas été publié avant sa mort en 1542.

Ses idées seront affinées par les mathématiciens, astronome et inventeur des 16e et 17e siècles Galileo Galilei. À l'aide d'un télescope de sa propre création, Galileo ferait des observations enregistrées de la Lune, du Soleil et de Jupiter qui ont démontré des défauts dans le modèle géocentrique de l'Univers tout en mettant en évidence la cohérence interne du modèle copernicien.

Ses observations ont été publiées dans plusieurs volumes différents au début du XVIIe siècle. Ses observations de la surface cratérisée de la Lune et ses observations de Jupiter et de ses plus grosses lunes furent détaillées en 1610 avec son Sidereus Nuncius (Le messager étoilé) alors que ses observations étaient des taches solaires ont été décrites dans Sur les taches observées au soleil (1610).

Galileo a également enregistré ses observations sur la Voie lactée dans le Messager étoilé, qui était auparavant considéré comme nébuleux. Au lieu de cela, Galileo a constaté qu'il s'agissait d'une multitude d'étoiles si densément assemblées qu'elles semblaient de loin ressembler à des nuages, mais qui étaient en réalité des étoiles beaucoup plus éloignées qu'on ne le pensait auparavant.

En 1632, Galileo a finalement abordé le «grand débat» dans son traitéDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialogue concernant les deux systèmes mondiaux en chef), dans lequel il a préconisé le modèle héliocentrique sur le géocentrique. En utilisant ses propres observations télescopiques, la physique moderne et une logique rigoureuse, les arguments de Galileo ont effectivement sapé la base du système d'Aristote et de Ptolémée pour un public croissant et réceptif.

Johannes Kepler a avancé le modèle avec sa théorie des orbites elliptiques des planètes. Combiné avec des tables précises qui prédisaient les positions des planètes, le modèle copernicien a été efficacement prouvé. À partir du milieu du XVIIe siècle, il y avait peu d'astronomes qui n'étaient pas copernicains.

La prochaine grande contribution est venue de Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), qui a travaillé avec les lois de Kepler sur le mouvement planétaire l’a amené à développer sa théorie de la gravitation universelle. En 1687, il publie son célèbre traité Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica («Principes mathématiques de la philosophie naturelle»), qui détaille ses trois lois du mouvement. Ces lois stipulaient que:

Lorsqu'il est observé dans un référentiel inertiel, un objet reste au repos ou continue de se déplacer à une vitesse constante, sauf s'il est soumis à une force externe.
La somme vectorielle des forces externes (F) sur un objet est égale à la masse (m) de cet objet multiplié par le vecteur d'accélération (a) de l'objet. Sous forme mathématique, cela s'exprime comme suit: F =mune
Lorsqu'un corps exerce une force sur un deuxième corps, le deuxième corps exerce simultanément une force égale en amplitude et opposée en direction sur le premier corps.

Ensemble, ces lois décrivent la relation entre tout objet, les forces qui agissent sur lui et le mouvement qui en résulte, jetant ainsi les bases de la mécanique classique. Les lois ont également permis à Newton de calculer la masse de chaque planète, de calculer l'aplatissement de la Terre aux pôles et le renflement à l'équateur, et comment l'attraction gravitationnelle du Soleil et de la Lune crée les marées de la Terre.

Sa méthode d'analyse géométrique de type calcul a également été en mesure de tenir compte de la vitesse du son dans l'air (basée sur la loi de Boyle), de la précession des équinoxes - qu'il a montré être le résultat de l'attraction gravitationnelle de la Lune vers la Terre - et de déterminer les orbites des comètes. Ce volume aurait un effet profond sur les sciences, avec ses principes restant canon pour les 200 années suivantes.

Une autre découverte majeure a eu lieu en 1755, quand Emmanuel Kant a proposé que la Voie lactée était une grande collection d'étoiles maintenues ensemble par gravité mutuelle. Tout comme le système solaire, cette collection d'étoiles tournerait et s'aplatirait comme un disque, avec le système solaire intégré.

L'astronome William Herschel a tenté de tracer la forme de la Voie lactée en 1785, mais il ne s'est pas rendu compte que de grandes parties de la galaxie sont obscurcies par le gaz et la poussière, qui cache sa vraie forme. Le prochain grand pas dans l’étude de l’Univers et des lois qui le régissent n’a pas eu lieu avant le 20e siècle, avec le développement des théories d’Einstein sur la relativité restreinte et générale.

Les théories révolutionnaires d'Einstein sur l'espace et le temps (résumées simplement E = mc²) étaient en partie le résultat de ses tentatives pour résoudre les lois de la mécanique de Newton avec les lois de l'électromagnétisme (telles que caractérisées par les équations de Maxwell et la loi de force de Lorentz). Finalement, Einstein résoudrait l'incohérence entre ces deux domaines en proposant la relativité restreinte dans son article de 1905, «Sur l'électrodynamique des corps en mouvement“.

Fondamentalement, cette théorie a déclaré que la vitesse de la lumière est la même dans tous les référentiels inertiels. Cela rompait avec le consensus précédemment établi selon lequel la lumière traversant un milieu en mouvement serait entraînée par ce milieu, ce qui signifiait que la vitesse de la lumière était la somme de sa vitesse. par un moyen plus la vitesse de ce milieu. Cette théorie a conduit à de multiples problèmes qui se sont révélés insurmontables avant la théorie d'Einstein.

La relativité restreinte a non seulement réconcilié les équations de Maxwell pour l'électricité et le magnétisme avec les lois de la mécanique, mais a également simplifié les calculs mathématiques en supprimant les explications superflues utilisées par d'autres scientifiques. Elle rendait également superflue l'existence d'un milieu, conforme à la vitesse de la lumière directement observée, et expliquait les aberrations observées.

Entre 1907 et 1911, Einstein a commencé à examiner comment la relativité restreinte pouvait être appliquée aux champs de gravité - ce qui allait devenir la théorie de la relativité générale. Cela a culminé en 1911 avec les publications de «Sur l'influence de la gravitation sur la propagation de la lumière», Dans lequel il a prédit que le temps est relatif à l'observateur et dépend de leur position dans un champ de gravité.

Il a également avancé ce que l'on appelle le principe d'équivalence, qui stipule que la masse gravitationnelle est identique à la masse inertielle. Einstein a également prédit le phénomène de dilatation du temps gravitationnelle - où deux observateurs situés à des distances variables d'une masse gravitationnelle perçoivent une différence de temps entre deux événements. Une autre conséquence majeure de ses théories était l'existence de trous noirs et d'un univers en expansion.

En 1915, quelques mois après la publication de sa théorie de la relativité générale par Einstein, le physicien et astronome allemand Karl Schwarzschild a trouvé une solution aux équations du champ d'Einstein qui décrivaient le champ gravitationnel d'un point et d'une masse sphérique. Cette solution, maintenant appelée le rayon de Schwarzschild, décrit un point où la masse d'une sphère est tellement comprimée que la vitesse de fuite de la surface serait égale à la vitesse de la lumière.

En 1931, l'astrophysicien indo-américain Subrahmanyan Chandrasekhar a calculé, en utilisant la relativité restreinte, qu'un corps non rotatif de matière dégénérée par électrons au-dessus d'une certaine masse limite s'effondrerait sur lui-même. En 1939, Robert Oppenheimer et d'autres ont souscrit à l'analyse de Chandrasekhar, affirmant que les étoiles à neutrons au-dessus d'une limite prescrite s'effondreraient dans des trous noirs.

Une autre conséquence de la relativité générale a été la prédiction que l'Univers était soit dans un état d'expansion ou de contraction. En 1929, Edwin Hubble a confirmé que le premier était le cas. At the time, this appeared to disprove Einstein’s theory of a Cosmological Constant, which was a force which “held back gravity” to ensure that the distribution of matter in the Universe remained uniform over time.

To this, Edwin Hubble demonstrated using redshift measurements that galaxies were moving away from the Milky Way. What’s more, he showed that the galaxies that were farther from Earth appeared to be receding faster – a phenomena that would come to be known as Hubble’s Law. Hubble attempted to constrain the value of the expansion factor – which he estimated at 500 km/sec per Megaparsec of space (which has since been revised).

And then in 1931, Georges Lemaitre, a Belgian physicist and Roman Catholic priest, articulated an idea that would give rise to the Big Bang Theory. After confirming independently that the Universe was in a state of expansion, he suggested that the current expansion of the Universe meant that the father back in time one went, the smaller the Universe would be.

In other words, at some point in the past, the entire mass of the Universe would have been concentrated on a single point. These discoveries triggered a debate between physicists throughout the 1920s and 30s, with the majority advocating that the Universe was in a steady state (i.e. the Steady State Theory). In this model, new matter is continuously created as the Universe expands, thus preserving the uniformity and density of matter over time.

After World War II, the debate came to a head between proponents of the Steady State Model and proponents of the Big Bang Theory – which was growing in popularity. Eventually, the observational evidence began to favor the Big Bang over the Steady State, which included the discovery and confirmation of the CMB in 1965. Since that time, astronomers and cosmologists have sought to resolve theoretical problems arising from this model.

In the 1960s, for example, Dark Matter (originally proposed in 1932 by Jan Oort) was proposed as an explanation for the apparent “missing mass” of the Universe. In addition, papers submitted by Stephen Hawking and other physicists showed that singularities were an inevitable initial condition of general relativity and a Big Bang model of cosmology.

In 1981, physicist Alan Guth theorized a period of rapid cosmic expansion (aka. the “Inflation” Epoch) that resolved other theoretical problems. The 1990s also saw the rise of Dark Energy as an attempt to resolve outstanding issues in cosmology. In addition to providing an explanation as to the Universe’s missing mass (along with Dark Matter) it also provided an explanation as to why the Universe is still accelerating, and offered a resolution to Einstein’s Cosmological Constant.

Significant progress has been made in our study of the Universe thanks to advances in telescopes, satellites, and computer simulations. These have allowed astronomers and cosmologists to see farther into the Universe (and hence, farther back in time). This has in turn helped them to gain a better understanding of its true age, and make more precise calculations of its matter-energy density.

The introduction of space telescopes – such as the Cosmic Background Explorer (COBE), the Hubble Space Telescope, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) and the Planck Observatory – has also been of immeasurable value. These have not only allowed for deeper views of the cosmos, but allowed astronomers to test theoretical models to observations.

For example, in June of 2016, NASA announced findings that indicate that the Universe is expanding even faster than previously thought. Based on new data provided by the Hubble Space Telescope (which was then compared to data from the WMAP and the Planck Observatory) it appeared that the Hubble Constant was 5% to 9% greater than expected.

Next-generation telescopes like the James Webb Space Telescope (JWST) and ground-based telescopes like the Extremely Large Telescope (ELT) are also expected to allow for additional breakthroughs in our understanding of the Universe in the coming years and decades.

Without a doubt, the Universe is beyond the reckoning of our minds. Our best estimates say hat it is unfathomably vast, but for all we know, it could very well extend to infinity. What’s more, its age in almost impossible to contemplate in strictly human terms. In the end, our understanding of it is nothing less than the result of thousands of years of constant and progressive study.

And in spite of that, we’ve only really begun to scratch the surface of the grand enigma that it is the Universe. Perhaps some day we will be able to see to the edge of it (assuming it has one) and be able to resolve the most fundamental questions about how all things in the Universe interact. Until that time, all we can do is measure what we don’t know by what we do, and keep exploring!

To speed you on your way, here is a list of topics we hope you will enjoy and that will answer your questions. Good luck with your exploration!