On disait que toute la matière dans l’Univers avait été créée par le « Grand… quoi » il y a près de 14 milliards d’années ?
Bang
La théorie du Big Bang, le modèle cosmologique dominant décrivant le développement de l'Univers, affirme que l'espace et le temps ont été créés lors du Big Bang et ont reçu une quantité fixe d'énergie et de matière qui devient moins dense à mesure que l'espace s'étend. Après l’expansion initiale, l’Univers s’est refroidi, permettant la formation des premières particules subatomiques, puis des atomes simples. Des nuages ​​géants ont ensuite fusionné par gravité pour former des étoiles. En supposant que le modèle standard de la théorie du Big Bang soit correct, l’âge de l’Univers est estimé à . Il existe de nombreuses hypothèses concurrentes sur le destin ultime de l’Univers et sur ce qui, le cas échéant, a précédé le Big Bang, tandis que d’autres physiciens et philosophes refusent de spéculer, doutant que les informations sur les états antérieurs soient un jour accessibles. Certains physiciens ont suggéré diverses hypothèses multivers, dans lesquelles l’Univers pourrait être l’un des nombreux univers qui existent également. Chronologie et Big Bang Le modèle dominant pour l’évolution de l’Univers est la théorie du Big Bang. Le modèle du Big Bang affirme que le premier état de l’Univers était extrêmement chaud et dense et qu’il s’est ensuite étendu. Le modèle est basé sur la relativité générale et sur des hypothèses simplificatrices telles que l'homogénéité et l'isotropie de l'espace. Une version du modèle avec une constante cosmologique (Lambda) et de la matière noire froide, connue sous le nom de modèle Lambda-CDM, est le modèle le plus simple qui fournit un compte rendu raisonnablement bon de diverses observations sur l'Univers. Le modèle Big Bang prend en compte des observations telles que la corrélation entre la distance et le redshift des galaxies, le rapport entre le nombre d'atomes d'hydrogène et d'hélium et le fond de rayonnement micro-ondes. Après l’époque de Planck et l’inflation sont venues les époques des quarks, des hadrons et des leptons. Ensemble, ces époques ont duré moins de 10 secondes après le Big Bang. L’abondance observée des éléments peut s’expliquer en combinant l’expansion globale de l’espace avec la physique nucléaire et atomique. À mesure que l’Univers s’étend, la densité énergétique du rayonnement électromagnétique diminue plus rapidement que celle de la matière, car l’énergie d’un photon diminue avec sa longueur d’onde. À mesure que l’Univers s’étendait et se refroidissait, les particules élémentaires s’associaient de manière stable pour former des combinaisons toujours plus grandes. Ainsi, au début de l’ère dominée par la matière, des protons et des neutrons stables se sont formés, qui ont ensuite formé des noyaux atomiques par des réactions nucléaires. Ce processus, connu sous le nom de nucléosynthèse du Big Bang, a conduit à l'abondance actuelle de noyaux plus légers, en particulier d'hydrogène, de deutérium et d'hélium. La nucléosynthèse du Big Bang a pris fin environ 20 minutes après le Big Bang, lorsque l'Univers s'est suffisamment refroidi pour que la fusion nucléaire ne puisse plus se produire. À ce stade, la matière dans l’Univers était principalement un plasma chaud et dense d’électrons chargés négativement, de neutrinos neutres et de noyaux positifs. Cette ère, appelée époque des photons, a duré environ 380 000 ans. Plus il y a de matière dans l’Univers, plus l’attraction gravitationnelle mutuelle de la matière est forte. Si l’Univers était trop dense, il s’effondrerait à nouveau en une singularité gravitationnelle. Cependant, si l’Univers contenait trop peu de matière, son expansion s’accélérerait trop rapidement pour que les planètes et les systèmes planétaires se forment. Depuis le Big Bang, l’univers s’est étendu de façon monotone. Sans surprise, notre univers a juste la bonne densité de masse d'environ 5 protons par mètre cube, ce qui lui a permis de se développer au cours des 13,8 derniers milliards d'années, ce qui lui a donné le temps de former l'univers tel qu'on l'observe aujourd'hui. Peu de temps après le Big Bang, des protons et des neutrons primordiaux se sont formés à partir du plasma quark-gluon de l'Univers primitif alors qu'il se refroidissait en dessous de deux billions de degrés. Quelques minutes plus tard, au cours d'un processus connu sous le nom de nucléosynthèse du Big Bang, des noyaux se sont formés à partir des protons et des neutrons primordiaux. Cette nucléosynthèse a formé des éléments plus légers, ceux ayant un petit numéro atomique allant jusqu'au lithium et au béryllium, mais l'abondance des éléments plus lourds a fortement diminué avec l'augmentation du numéro atomique. Un peu de bore s'est peut-être formé à ce moment-là, mais l'élément suivant, le plus lourd, le carbone, ne s'est pas formé en quantités significatives. La nucléosynthèse du Big Bang s'est arrêtée après environ 20 minutes en raison de la chute rapide de la température et de la densité de l'Univers en expansion. La formation ultérieure d'éléments plus lourds résultait de la nucléosynthèse stellaire et de la nucléosynthèse des supernovas. Environ 10 à 6 secondes après le Big Bang, au cours d'une période connue sous le nom d'époque hadronique, la température de l'univers avait suffisamment baissé pour permettre aux quarks de se lier ensemble en hadrons, et la masse de l'Univers était dominée par les hadrons. Initialement, la température était suffisamment élevée pour permettre la formation de paires hadron/anti-hadron, qui maintenaient matière et antimatière en équilibre thermique. Cependant, à mesure que la température de l’Univers continuait de baisser, les paires hadrons/antihadrons n’étaient plus produites. La plupart des hadrons et des antihadrons ont ensuite été éliminés dans des réactions d'annihilation particule-antiparticule, laissant un petit résidu de hadrons au moment où l'Univers avait environ une seconde d'âge. L'époque des leptons était la période de l'évolution de l'Univers primitif au cours de laquelle les leptons dominaient la masse de l'Univers. Cela a commencé environ une seconde après le Big Bang, après que la majorité des hadrons et des antihadrons se soient annihilés à la fin de l'époque hadronique. À l’époque des leptons, la température de l’Univers était encore suffisamment élevée pour créer des paires leptons/anti-leptons, de sorte que les leptons et les anti-leptons étaient en équilibre thermique. Environ 10 secondes après le Big Bang, la température de l’Univers était tombée au point où les paires lepton/anti-lepton ne se créaient plus. La plupart des leptons et anti-leptons ont ensuite été éliminés lors de réactions d’annihilation, laissant un petit résidu de leptons. La masse de l’Univers était alors dominée par les photons lorsqu’elle entrait dans l’époque photonique suivante. L'époque des photons a commencé après l'annihilation de la plupart des leptons et des antileptons à la fin de l'époque des leptons, environ 10 secondes après le Big Bang. Les noyaux atomiques ont été créés au cours du processus de nucléosynthèse qui s'est produit au cours des premières minutes de l'époque des photons. Pendant le reste de l’ère des photons, l’Univers contenait un plasma chaud et dense de noyaux, d’électrons et de photons. Environ 380 000 ans après le Big Bang, la température de l’Univers est tombée au point où les noyaux ont pu se combiner avec les électrons pour créer des atomes neutres. En conséquence, les photons n’interagissaient plus fréquemment avec la matière et l’Univers devenait transparent. Les photons fortement décalés vers le rouge de cette période forment le fond cosmique des micro-ondes. De minuscules variations de température et de densité détectables dans le CMB ont été les premières « graines » à partir desquelles toute la formation ultérieure de structures a eu lieu.
L'Univers est tout le temps, l'espace et son contenu. Il comprend les planètes, les lunes, les planètes mineures, les étoiles, les galaxies, le contenu de l'espace intergalactique et toute la matière et l'énergie. L'univers observable a un diamètre d'environ 28 e9pc. La taille de l’Univers entier est inconnue, mais il existe de nombreuses hypothèses sur la composition et l’évolution de l’Univers.
Les premiers modèles scientifiques de l’Univers ont été développés par d’anciens philosophes grecs et indiens et étaient géocentriques, plaçant la Terre au centre de l’Univers. Au fil des siècles, des observations astronomiques plus précises ont conduit Nicolas Copernic (1473-1543) à développer le modèle héliocentrique avec le Soleil au centre du système solaire. En développant la loi de la gravitation universelle, Sir Isaac Newton (NS : 1643-1727) s'est appuyé sur les travaux de Copernic ainsi que sur les observations de Tycho Brahe (1546-1601) et des lois du mouvement planétaire de Johannes Kepler (1571-1630). D'autres améliorations d'observation ont permis de réaliser que notre système solaire est situé dans la Voie lactée et constitue l'un des nombreux systèmes solaires et galaxies. On suppose que les galaxies sont réparties uniformément et de la même manière dans toutes les directions, ce qui signifie que l’Univers n’a ni bord ni centre. Les découvertes du début du XXe siècle suggèrent que l’Univers a eu un début et qu’il s’étend à un rythme croissant. La majorité de la masse de l’Univers semble exister sous une forme inconnue appelée matière noire.
La théorie du Big Bang, le modèle cosmologique dominant décrivant le développement de l'Univers, affirme que l'espace et le temps ont été créés lors du Big Bang et ont reçu une quantité fixe d'énergie et de matière qui devient moins dense à mesure que l'espace s'étend. Après l’expansion initiale, l’Univers s’est refroidi, permettant la formation des premières particules subatomiques, puis des atomes simples. Des nuages ​​géants ont ensuite fusionné par gravité pour former des étoiles. En supposant que le modèle standard de la théorie du Big Bang soit correct, l’âge de l’Univers est estimé à .
Il existe de nombreuses hypothèses concurrentes sur le destin ultime de l’Univers et sur ce qui, le cas échéant, a précédé le Big Bang, tandis que d’autres physiciens et philosophes refusent de spéculer, doutant que les informations sur les états antérieurs soient un jour accessibles. Certains physiciens ont suggéré diverses hypothèses multivers, dans lesquelles l’Univers pourrait être l’un des nombreux univers qui existent également.
Définition
L’Univers peut être défini comme tout ce qui existe, tout ce qui a existé et tout ce qui existera. Selon notre compréhension actuelle, l’Univers est constitué de l’espace-temps, des formes d’énergie (y compris le rayonnement électromagnétique et la matière) et des lois physiques qui les relient. L’Univers englobe toute la vie, toute l’histoire, et certains philosophes et scientifiques suggèrent qu’il englobe même des idées telles que les mathématiques et la logique.
Étymologie
Le mot univers dérive du vieux mot français univers, lui-même dérivé du mot latin universum. Le mot latin a été utilisé par Cicéron et par les auteurs latins ultérieurs dans plusieurs des mêmes sens que le mot anglais moderne.
Synonymes
Un terme pour « univers » parmi les philosophes grecs anciens, à partir de Pythagore, était tò pân (« le tout »), défini comme toute matière et tout espace, et tò hólon (« toutes choses »), qui n'incluaient pas nécessairement le vide. Un autre synonyme était (c'est-à-dire le monde, le cosmos). Des synonymes se trouvent également chez les auteurs latins (totum, mundus, natura) et survivent dans les langues modernes, par exemple les mots allemands Das All, Weltall et Natur pour Univers. Les mêmes synonymes se retrouvent en anglais, comme tout (comme dans la théorie du tout), le cosmos (comme dans la cosmologie), le monde (comme dans l'interprétation des mondes multiples) et la nature (comme dans les lois naturelles ou la philosophie naturelle). ).
Chronologie et Big Bang
Le modèle dominant pour l’évolution de l’Univers est la théorie du Big Bang. Le modèle du Big Bang affirme que le premier état de l’Univers était extrêmement chaud et dense et qu’il s’est ensuite étendu. Le modèle est basé sur la relativité générale et sur des hypothèses simplificatrices telles que l'homogénéité et l'isotropie de l'espace. Une version du modèle avec une constante cosmologique (Lambda) et de la matière noire froide, connue sous le nom de modèle Lambda-CDM, est le modèle le plus simple qui fournit un compte rendu raisonnablement bon de diverses observations sur l'Univers. Le modèle Big Bang prend en compte des observations telles que la corrélation entre la distance et le redshift des galaxies, le rapport entre le nombre d'atomes d'hydrogène et d'hélium et le fond de rayonnement micro-ondes.
L'état initial chaud et dense est appelé l'époque de Planck, une brève période s'étendant du temps zéro à une unité de temps de Planck d'environ 10 à 43 secondes. À l’époque de Planck, tous les types de matière et tous les types d’énergie étaient concentrés dans un état dense, où l’on pense que la gravitation était aussi forte que les autres forces fondamentales, et où toutes les forces auraient pu être unifiées. Depuis l'époque de Planck, l'Univers s'est étendu jusqu'à sa forme actuelle, peut-être avec une très brève période d'inflation cosmique qui a amené l'Univers à atteindre une taille beaucoup plus grande en moins de 10 à 32 secondes.
Après l’époque de Planck et l’inflation sont venues les époques des quarks, des hadrons et des leptons. Ensemble, ces époques ont duré moins de 10 secondes après le Big Bang. L’abondance observée des éléments peut s’expliquer en combinant l’expansion globale de l’espace avec la physique nucléaire et atomique. À mesure que l’Univers s’étend, la densité énergétique du rayonnement électromagnétique diminue plus rapidement que celle de la matière, car l’énergie d’un photon diminue avec sa longueur d’onde. À mesure que l’Univers s’étendait et se refroidissait, les particules élémentaires s’associaient de manière stable pour former des combinaisons toujours plus grandes. Ainsi, au début de l’ère dominée par la matière, des protons et des neutrons stables se sont formés, qui ont ensuite formé des noyaux atomiques par des réactions nucléaires. Ce processus, connu sous le nom de nucléosynthèse du Big Bang, a conduit à l'abondance actuelle de noyaux plus légers, en particulier d'hydrogène, de deutérium et d'hélium. La nucléosynthèse du Big Bang a pris fin environ 20 minutes après le Big Bang, lorsque l'Univers s'est suffisamment refroidi pour que la fusion nucléaire ne puisse plus se produire. À ce stade, la matière dans l’Univers était principalement un plasma chaud et dense d’électrons chargés négativement, de neutrinos neutres et de noyaux positifs. Cette ère, appelée époque des photons, a duré environ 380 000 ans.
Finalement, à une époque connue sous le nom de recombinaison, les électrons et les noyaux ont formé des atomes stables, transparents à la plupart des longueurs d'onde du rayonnement. Avec les photons découplés de la matière, l’Univers est entré dans l’ère dominée par la matière. La lumière de cette époque pouvait désormais voyager librement et elle peut encore être vue dans l’Univers sous la forme du fond diffus cosmologique (CMB). Après environ 100 millions d’années, les premières étoiles se sont formées ; ceux-ci étaient probablement très massifs, lumineux et responsables de la réionisation de l'Univers. N'ayant aucun élément plus lourd que le lithium, ces étoiles ont également produit les premiers éléments lourds par nucléosynthèse stellaire. L’Univers contient également une énergie mystérieuse appelée énergie sombre ; la densité énergétique de l'énergie noire ne change pas avec le temps. Après environ 9,8 milliards d’années, l’Univers s’est suffisamment étendu pour que la densité de la matière soit inférieure à la densité de l’énergie noire, marquant le début de l’ère actuelle dominée par l’énergie noire. À cette époque, l’expansion de l’Univers s’accélère en raison de l’énergie noire.
Propriétés
L'espace-temps de l'Univers est généralement interprété dans une perspective euclidienne, avec l'espace comme étant constitué de trois dimensions et le temps comme étant constitué d'une seule dimension, la « quatrième dimension ». En combinant l'espace et le temps en une seule variété appelée espace de Minkowski, les physiciens ont simplifié un grand nombre de théories physiques et ont décrit de manière plus uniforme le fonctionnement de l'Univers aux niveaux supergalactique et subatomique.
Les événements spatio-temporels ne sont pas absolument définis spatialement et temporellement, mais sont plutôt connus par rapport au mouvement d'un observateur. L'espace de Minkowski se rapproche de l'Univers sans gravité ; les variétés pseudo-riemanniennes de la relativité générale décrivent l'espace-temps avec la matière et la gravité. La théorie des cordes postule l’existence de dimensions supplémentaires.
Parmi les quatre interactions fondamentales, la gravitation est dominante aux échelles de longueur cosmologique, y compris les galaxies et les structures à plus grande échelle. Les effets de la gravité sont cumulatifs ; en revanche, les effets des charges positives et négatives ont tendance à s’annuler, ce qui rend l’électromagnétisme relativement insignifiant sur les échelles de longueur cosmologiques. Les deux interactions restantes, les forces nucléaires faibles et fortes, diminuent très rapidement avec la distance ; leurs effets se limitent principalement aux échelles de longueur subatomiques.
L'Univers semble contenir beaucoup plus de matière que d'antimatière, une asymétrie possiblement liée aux observations de violation de CP. L’Univers semble également n’avoir ni élan net ni moment cinétique. L'absence de charge nette et d'impulsion découlerait des lois physiques acceptées (loi de Gauss et non-divergence du pseudotenseur contrainte-énergie-impulsion, respectivement) si l'Univers était fini.
Forme
La relativité générale décrit comment l'espace-temps est courbé et courbé par la masse et l'énergie. La topologie ou géométrie de l'Univers comprend à la fois la géométrie locale dans l'univers observable et la géométrie globale.
Les cosmologues travaillent souvent avec une tranche d'espace-temps donnée, semblable à un espace, appelée coordonnées comobiles. La section de l'espace-temps observable est le cône de lumière arrière, qui délimite l'horizon cosmologique.
L'horizon cosmologique (également appelé horizon de particules ou horizon lumineux) est la distance maximale à partir de laquelle les particules peuvent avoir parcouru l'observateur à l'ère de l'Univers. Cet horizon représente la frontière entre les régions observables et inobservables de l'Univers. L'existence, les propriétés et la signification d'un horizon cosmologique dépendent du modèle cosmologique particulier.
Un paramètre important déterminant l’évolution future de la théorie de l’Univers est le paramètre de densité, Omega (Ω), défini comme la densité moyenne de matière de l’univers divisée par une valeur critique de cette densité. Celui-ci sélectionne l'une des trois géométries possibles selon que Ω est égal, inférieur ou supérieur à 1. Celles-ci sont appelées respectivement univers plat, ouvert et fermé.
Les observations, notamment celles du Cosmic Background Explorer (COBE), de la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) et des cartes de Planck du CMB, suggèrent que l'Univers est d'une étendue infinie et d'un âge fini, comme le décrit l'étude de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker. (FLRW). Ces modèles FLRW soutiennent ainsi les modèles inflationnistes et le modèle standard de cosmologie, décrivant un univers plat et homogène actuellement dominé par la matière noire et l’énergie noire.
Taille et régions
La taille de l'Univers est quelque peu difficile à définir. Selon une définition restrictive, l’Univers est tout ce qui, dans notre espace-temps connecté, pourrait avoir une chance d’interagir avec nous et vice versa. Selon la théorie de la relativité générale, certaines régions de l’espace pourraient ne jamais interagir avec la nôtre, même pendant la durée de vie de l’Univers, en raison de la vitesse limitée de la lumière et de l’expansion continue de l’espace. Par exemple, les messages radio envoyés depuis la Terre pourraient ne jamais atteindre certaines régions de l’espace, même si l’Univers devait exister éternellement : l’espace pourrait s’étendre plus vite que la lumière ne peut le traverser.
On suppose que des régions lointaines de l’espace existent et font partie de la réalité autant que nous, même si nous ne pouvons jamais interagir avec elles. La région spatiale que nous pouvons affecter et par laquelle nous pouvons être affectés est l’univers observable. L'univers observable dépend de la localisation de l'observateur. En voyageant, un observateur peut entrer en contact avec une plus grande région de l’espace-temps qu’un observateur immobile. Néanmoins, même le voyageur le plus rapide ne pourra pas interagir avec tout l’espace. En règle générale, l’univers observable désigne la partie de l’Univers observable depuis notre point d’observation dans la Voie Lactée.
La distance appropriée – la distance qui serait mesurée à un moment précis, y compris le présent – ​​entre la Terre et le bord de l'univers observable est de 14 e9pc, ce qui fait que le diamètre de l'univers observable est d'environ 28 e9pc. La distance parcourue par la lumière depuis le bord de l'univers observable est très proche de l'âge de l'Univers multiplié par la vitesse de la lumière, mais cela ne représente pas la distance à un moment donné car le bord de l'univers observable et la Terre se sont depuis éloignés davantage. À titre de comparaison, le diamètre d'une galaxie typique est de 30 000 années-lumière et la distance typique entre deux galaxies voisines est de 3 millions d'années-lumière. À titre d'exemple, la Voie lactée a un diamètre d'environ 100 000 années-lumière et la galaxie sœur la plus proche de la Voie lactée, la galaxie d'Andromède, est située à environ 2,5 millions d'années-lumière.
Parce que nous ne pouvons pas observer l’espace au-delà des limites de l’univers observable, on ne sait pas si la taille de l’Univers est finie ou infinie.
Âge et expansion
Les astronomes calculent l'âge de l'Univers en supposant que le modèle Lambda-CDM décrit avec précision l'évolution de l'Univers depuis un état primordial très uniforme, chaud et dense jusqu'à son état actuel et en mesurant les paramètres cosmologiques qui constituent le modèle. Ce modèle est bien compris théoriquement et soutenu par de récentes observations astronomiques de haute précision telles que WMAP et Planck. Généralement, l'ensemble des observations ajustées comprend l'anisotropie du fond cosmique des micro-ondes, la relation luminosité/redshift pour les supernovae de type Ia et le regroupement de galaxies à grande échelle, y compris la fonction d'oscillation acoustique des baryons. D'autres observations, telles que la constante de Hubble, l'abondance des amas de galaxies, la faible lentille gravitationnelle et l'âge des amas globulaires, sont généralement cohérentes avec celles-ci, fournissant une vérification du modèle, mais sont mesurées avec moins de précision à l'heure actuelle. À condition que le modèle Lambda-CDM soit correct, les mesures des paramètres à l'aide de diverses techniques et de nombreuses expériences donnent une meilleure valeur de l'âge de l'Univers en 2015 de 13,799 ± 0,021 milliard d'années.
Au fil du temps, l’Univers et son contenu ont évolué ; par exemple, la population relative des quasars et des galaxies a changé et l'espace lui-même s'est étendu. Grâce à cette expansion, les scientifiques sur Terre peuvent observer la lumière d'une galaxie située à 30 milliards d'années-lumière, même si cette lumière n'a parcouru que 13 milliards d'années ; l'espace même entre eux s'est élargi. Cette expansion est cohérente avec l'observation selon laquelle la lumière des galaxies lointaines a été décalée vers le rouge ; les photons émis ont été étirés vers des longueurs d’onde plus longues et des fréquences plus basses au cours de leur voyage. Les analyses des supernovae de type Ia indiquent que l’expansion spatiale s’accélère.
Plus il y a de matière dans l’Univers, plus l’attraction gravitationnelle mutuelle de la matière est forte. Si l’Univers était trop dense, il s’effondrerait à nouveau en une singularité gravitationnelle. Cependant, si l’Univers contenait trop peu de matière, son expansion s’accélérerait trop rapidement pour que les planètes et les systèmes planétaires se forment. Depuis le Big Bang, l’univers s’est étendu de façon monotone. Sans surprise, notre univers a juste la bonne densité de masse d'environ 5 protons par mètre cube, ce qui lui a permis de se développer au cours des 13,8 derniers milliards d'années, ce qui lui a donné le temps de former l'univers tel qu'on l'observe aujourd'hui.
Il existe des forces dynamiques agissant sur les particules de l'Univers qui affectent le taux d'expansion. Avant 1998, on s'attendait à ce que le taux d'augmentation de la constante de Hubble diminue avec le temps en raison de l'influence des interactions gravitationnelles dans l'Univers. Il existe donc une quantité observable supplémentaire dans l'Univers appelée paramètre de décélération que les cosmologistes devrait être directement lié à la densité de matière de l’Univers. En 1998, le paramètre de décélération a été mesuré par deux groupes différents pour être cohérent avec −1 mais pas nul, ce qui impliquait que le taux d'augmentation actuel de la constante de Hubble augmente avec le temps.
Espace-temps
Les espaces-temps sont les arènes dans lesquelles se déroulent tous les événements physiques : un événement est un point de l'espace-temps spécifié par son heure et son lieu. Les éléments de base de l'espace-temps sont les événements. Dans un espace-temps donné, un événement est une position unique à un moment unique. Étant donné que les événements sont des points de l'espace-temps, en physique relativiste classique, l'emplacement d'une particule élémentaire (semblable à un point) à un moment particulier peut s'écrire sous la forme (x, y, z, t). Un espace-temps est l'union de tous les événements de la même manière qu'une ligne est l'union de tous ses points, formellement organisés en une variété.
L’Univers semble être un continuum espace-temps fluide composé de trois dimensions spatiales et d’une dimension temporelle (temps).
En moyenne, l’espace est presque plat (courbure proche de zéro), ce qui signifie que la géométrie euclidienne est empiriquement vraie avec une grande précision dans la majeure partie de l’Univers. L’espace-temps semble également avoir une topologie simplement connectée, par analogie avec une sphère, du moins à l’échelle de la longueur de l’Univers observable. Cependant, les observations actuelles ne peuvent pas exclure la possibilité que l'Univers ait plus de dimensions et que son espace-temps puisse avoir une topologie globale à connexions multiples, par analogie avec les topologies cylindriques ou toroïdales des espaces bidimensionnels.
Contenu
L’Univers est presque entièrement composé d’énergie noire, de matière noire et de matière ordinaire. Les autres contenus sont le rayonnement électromagnétique (estimé entre 0,005 % et près de 0,01 %) et l'antimatière. La quantité totale de rayonnement électromagnétique généré dans l’univers a diminué de moitié au cours des 2 derniers milliards d’années.
Le pourcentage de matière et d’énergie de tous types a changé au cours de l’histoire de l’Univers. Aujourd’hui, la matière ordinaire, qui comprend les atomes, les étoiles, les galaxies et la vie, ne représente que 4,9 % du contenu de l’Univers. La densité globale actuelle de ce type de matière est très faible, environ 4,5 × 10−31 grammes par centimètre cube, ce qui correspond à une densité de l'ordre d'un seul proton pour quatre mètres cubes de volume. La nature de l’énergie noire et de la matière noire est inconnue. La matière noire, une forme mystérieuse de matière qui n'a pas encore été identifiée, représente 26,8 % du contenu. L'énergie sombre, qui est l'énergie de l'espace vide et qui accélère l'expansion de l'Univers, représente les 68,3 % restants du contenu.
La matière, la matière noire et l'énergie noire sont réparties de manière homogène dans tout l'Univers sur des échelles de longueur supérieures à 300 millions d'années-lumière. Cependant, sur des échelles de longueur plus courtes, la matière a tendance à s'agglutiner de manière hiérarchique ; de nombreux atomes sont condensés en étoiles, la plupart des étoiles en galaxies, la plupart des galaxies en amas, superamas et, enfin, en filaments galactiques à grande échelle. L'Univers observable contient environ 300 sextillions (3) d'étoiles et plus de 100 milliards (1011) de galaxies. Les galaxies typiques vont des naines comptant seulement dix millions (107) d'étoiles aux géantes comptant un billion (1012) d'étoiles. Entre les structures se trouvent des vides, qui ont généralement un diamètre de 10 à 150 Mpc (33 à 490 millions d'ly). La Voie Lactée fait partie du groupe local de galaxies, qui à son tour fait partie du superamas de Laniakea. Ce superamas s'étend sur plus de 500 millions d'années-lumière, tandis que le groupe local s'étend sur plus de 10 millions d'années-lumière. L’Univers possède également de vastes régions de vide relatif ; le plus grand vide connu mesure 1,8 milliard de ly (550 Mpc) de diamètre.
L'Univers observable est isotrope à des échelles nettement plus grandes que les superamas, ce qui signifie que les propriétés statistiques de l'Univers sont les mêmes dans toutes les directions que celles observées depuis la Terre. L’Univers est baigné dans un rayonnement micro-ondes hautement isotrope qui correspond à un spectre de corps noir d’équilibre thermique d’environ 2,72548 kelvins. L’hypothèse selon laquelle l’Univers à grande échelle est homogène et isotrope est connue sous le nom de principe cosmologique. Un Univers à la fois homogène et isotrope se ressemble à tous points de vue. p. 2. et n'a pas de centre.
Énergie noire
L’explication de l’accélération de l’expansion de l’Univers reste insaisissable. On l'attribue souvent à « l'énergie noire », une forme d'énergie inconnue dont on suppose qu'elle imprègne l'espace. Sur la base de l'équivalence masse-énergie, la densité de l'énergie noire (~ 7 × 10−30 g/cm3) est bien inférieure à la densité de la matière ordinaire ou de la matière noire dans les galaxies. Cependant, dans l’ère actuelle de l’énergie noire, elle domine la masse-énergie de l’univers parce qu’elle est uniforme dans l’espace.
Deux formes proposées pour l'énergie sombre sont la constante cosmologique, une densité d'énergie constante remplissant l'espace de manière homogène, et les champs scalaires tels que la quintessence ou les modules, des quantités dynamiques dont la densité d'énergie peut varier dans le temps et dans l'espace. Les contributions des champs scalaires constants dans l’espace sont généralement également incluses dans la constante cosmologique. La constante cosmologique peut être formulée pour être équivalente à l’énergie du vide. Les champs scalaires n'ayant qu'une légère inhomogénéité spatiale seraient difficiles à distinguer d'une constante cosmologique.
Matière noire
La matière noire est une sorte de matière hypothétique qui est invisible sur l’ensemble du spectre électromagnétique, mais qui représente la majeure partie de la matière de l’Univers. L'existence et les propriétés de la matière noire sont déduites de ses effets gravitationnels sur la matière visible, du rayonnement et de la structure à grande échelle de l'Univers. Hormis les neutrinos, une forme de matière noire chaude, la matière noire n'a pas été détectée directement, ce qui en fait l'un des plus grands mystères de l'astrophysique moderne. La matière noire n’émet ni n’absorbe de lumière ou tout autre rayonnement électromagnétique à un niveau significatif. On estime que la matière noire constitue 26,8 % de la masse-énergie totale et 84,5 % de la matière totale de l'Univers.Sean Carroll, Ph.D., Cal Tech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy : The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 page 46, consulté le 7 octobre 2013, "... matière noire : un composant invisible et essentiellement sans collision de la matière qui représente environ 25 % de la densité énergétique de l'univers... c'est un autre type de particule... quelque chose qui n'a pas encore été observé en laboratoire..."
Matière ordinaire
Les 4,9 % restants de la masse-énergie de l’Univers sont constitués de matière ordinaire, c’est-à-dire d’atomes, d’ions, d’électrons et des objets qu’ils forment. Cette matière comprend les étoiles, qui produisent presque toute la lumière que nous voyons des galaxies, ainsi que le gaz interstellaire dans les milieux interstellaires et intergalactiques, les planètes et tous les objets de la vie quotidienne que nous pouvons heurter, toucher ou presser.
 En fait, la grande majorité de la matière ordinaire de l’univers est invisible, puisque les étoiles et les gaz visibles à l’intérieur des galaxies et des amas représentent moins de 10 % de la contribution de la matière ordinaire à la densité masse-énergie de l’univers.
La matière ordinaire existe généralement sous quatre états (ou phases) : solide, liquide, gazeux et plasma. Cependant, les progrès des techniques expérimentales ont révélé d'autres phases auparavant théoriques, telles que les condensats de Bose-Einstein et les condensats fermioniques.
La matière ordinaire est composée de deux types de particules élémentaires : les quarks et les leptons.
 Par exemple, le proton est formé de deux quarks up et d’un quark down ; le neutron est formé de deux quarks down et d'un quark up ; et l'électron est une sorte de lepton. Un atome est constitué d'un noyau atomique composé de protons et de neutrons, ainsi que d'électrons qui gravitent autour du noyau. Étant donné que la majeure partie de la masse d'un atome est concentrée dans son noyau, constitué de baryons, les astronomes utilisent souvent le terme matière baryonique pour décrire la matière ordinaire, bien qu'une petite fraction de cette « matière baryonique » soit constituée d'électrons.
Peu de temps après le Big Bang, des protons et des neutrons primordiaux se sont formés à partir du plasma quark-gluon de l'Univers primitif alors qu'il se refroidissait en dessous de deux billions de degrés. Quelques minutes plus tard, au cours d'un processus connu sous le nom de nucléosynthèse du Big Bang, des noyaux se sont formés à partir des protons et des neutrons primordiaux. Cette nucléosynthèse a formé des éléments plus légers, ceux ayant un petit numéro atomique allant jusqu'au lithium et au béryllium, mais l'abondance des éléments plus lourds a fortement diminué avec l'augmentation du numéro atomique. Un peu de bore s'est peut-être formé à ce moment-là, mais l'élément suivant, le plus lourd, le carbone, ne s'est pas formé en quantités significatives. La nucléosynthèse du Big Bang s'est arrêtée après environ 20 minutes en raison de la chute rapide de la température et de la densité de l'Univers en expansion. La formation ultérieure d'éléments plus lourds résultait de la nucléosynthèse stellaire et de la nucléosynthèse des supernovas.
Particules
La matière ordinaire et les forces qui agissent sur la matière peuvent être décrites en termes de particules élémentaires. Ces particules sont parfois décrites comme étant fondamentales, car elles ont une sous-structure inconnue et on ne sait pas si elles sont composées ou non de particules plus petites et encore plus fondamentales.
 Le modèle standard est d'une importance capitale, une théorie qui s'intéresse aux interactions électromagnétiques et aux interactions nucléaires faibles et fortes.
Le modèle standard est étayé par la confirmation expérimentale de l'existence de particules qui composent la matière : les quarks et les leptons, et leurs duels « antimatière » correspondants, ainsi que des particules de force qui médient les interactions : le photon, les bosons W et Z et le gluon. Le modèle standard a prédit l’existence du boson de Higgs récemment découvert, une particule qui est une manifestation d’un champ au sein de l’Univers qui peut conférer une masse aux particules.
 En raison de sa capacité à expliquer une grande variété de résultats expérimentaux, le modèle standard est parfois considéré comme une « théorie de presque tout ». Le modèle standard ne prend cependant pas en compte la gravité. Une véritable « théorie du tout » force-particule n’a pas encore été atteinte.
Hadrons
Un hadron est une particule composite constituée de quarks maintenus ensemble par une force forte. Les hadrons sont classés en deux familles : les baryons (comme les protons et les neutrons) constitués de trois quarks, et les mésons (comme les pions) constitués d'un quark et d'un antiquark. Parmi les hadrons, les protons sont stables et les neutrons liés aux noyaux atomiques sont stables. D'autres hadrons sont instables dans des conditions ordinaires et constituent donc des constituants insignifiants de l'Univers moderne.
Environ 10 à 6 secondes après le Big Bang, au cours d'une période connue sous le nom d'époque hadronique, la température de l'univers avait suffisamment baissé pour permettre aux quarks de se lier ensemble en hadrons, et la masse de l'Univers était dominée par les hadrons. Initialement, la température était suffisamment élevée pour permettre la formation de paires hadron/anti-hadron, qui maintenaient matière et antimatière en équilibre thermique. Cependant, à mesure que la température de l’Univers continuait de baisser, les paires hadrons/antihadrons n’étaient plus produites. La plupart des hadrons et des antihadrons ont ensuite été éliminés dans des réactions d'annihilation particule-antiparticule, laissant un petit résidu de hadrons au moment où l'Univers avait environ une seconde d'âge.
Leptons
Un lepton est une particule élémentaire à spin demi-entier qui ne subit pas d'interactions fortes mais est soumise au principe d'exclusion de Pauli ; Deux leptons de la même espèce ne peuvent pas être exactement dans le même état en même temps. Il existe deux classes principales de leptons : les leptons chargés (également appelés leptons de type électronique) et les leptons neutres (mieux connus sous le nom de neutrinos). Les électrons sont des leptons chargés stables et les plus courants dans l'Univers, tandis que les muons et les taus sont des particules instables qui se désintègrent rapidement après avoir été produites lors de collisions à haute énergie, telles que celles impliquant des rayons cosmiques ou réalisées dans des accélérateurs de particules.
Les leptons chargés peuvent se combiner avec d’autres particules pour former diverses particules composites telles que des atomes et du positronium. L’électron régit presque toute la chimie, car on le trouve dans les atomes et il est directement lié à toutes les propriétés chimiques. Les neutrinos interagissent rarement avec quoi que ce soit et sont donc rarement observés. Les neutrinos circulent dans tout l'Univers mais interagissent rarement avec la matière normale.
L'époque des leptons était la période de l'évolution de l'Univers primitif au cours de laquelle les leptons dominaient la masse de l'Univers. Cela a commencé environ une seconde après le Big Bang, après que la majorité des hadrons et des antihadrons se soient annihilés à la fin de l'époque hadronique. À l’époque des leptons, la température de l’Univers était encore suffisamment élevée pour créer des paires leptons/anti-leptons, de sorte que les leptons et les anti-leptons étaient en équilibre thermique. Environ 10 secondes après le Big Bang, la température de l’Univers était tombée au point où les paires lepton/anti-lepton ne se créaient plus. La plupart des leptons et anti-leptons ont ensuite été éliminés lors de réactions d’annihilation, laissant un petit résidu de leptons. La masse de l’Univers était alors dominée par les photons lorsqu’elle entrait dans l’époque photonique suivante.
Photons
Un photon est le quantum de lumière et toutes les autres formes de rayonnement électromagnétique. C'est le porteur de la force électromagnétique, même statique via des photons virtuels. Les effets de cette force sont facilement observables au niveau microscopique et macroscopique car le photon a une masse au repos nulle ; cela permet des interactions à longue distance. Comme toutes les particules élémentaires, les photons sont actuellement mieux expliqués par la mécanique quantique et présentent une dualité onde-particule, présentant les propriétés des ondes et des particules.
L'époque des photons a commencé après l'annihilation de la plupart des leptons et des antileptons à la fin de l'époque des leptons, environ 10 secondes après le Big Bang. Les noyaux atomiques ont été créés au cours du processus de nucléosynthèse qui s'est produit au cours des premières minutes de l'époque des photons. Pendant le reste de l’ère des photons, l’Univers contenait un plasma chaud et dense de noyaux, d’électrons et de photons. Environ 380 000 ans après le Big Bang, la température de l’Univers est tombée au point où les noyaux ont pu se combiner avec les électrons pour créer des atomes neutres. En conséquence, les photons n’interagissaient plus fréquemment avec la matière et l’Univers devenait transparent. Les photons fortement décalés vers le rouge de cette période forment le fond cosmique des micro-ondes. De minuscules variations de température et de densité détectables dans le CMB ont été les premières « graines » à partir desquelles toute la formation ultérieure de structures a eu lieu.
Modèles cosmologiques
Modèle de l'Univers basé sur la relativité générale
La relativité générale est la théorie géométrique de la gravitation publiée par Albert Einstein en 1915 et la description actuelle de la gravitation en physique moderne. C'est la base des modèles cosmologiques actuels de l'Univers. La relativité générale généralise la relativité restreinte et la loi de la gravitation universelle de Newton, fournissant une description unifiée de la gravité en tant que propriété géométrique de l'espace et du temps, ou espace-temps. En particulier, la courbure de l’espace-temps est directement liée à l’énergie et à l’impulsion de la matière et du rayonnement présents. La relation est spécifiée par les équations de champ d'Einstein, un système d'équations aux dérivées partielles. En relativité générale, la distribution de la matière et de l'énergie détermine la géométrie de l'espace-temps, qui à son tour décrit l'accélération de la matière. Par conséquent, les solutions des équations du champ d’Einstein décrivent l’évolution de l’Univers. Combinées aux mesures de la quantité, du type et de la répartition de la matière dans l'Univers, les équations de la relativité générale décrivent l'évolution de l'Univers au fil du temps.
Avec l'hypothèse du principe cosmologique selon lequel l'Univers est homogène et isotrope partout, une solution spécifique des équations de champ qui décrit l'Univers est le tenseur métrique appelé métrique de Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker,
ds^2 = -c^{2} dt^2 +
R(t)^2 \left( \frac{dr^2}{1-k r^2} + r^2 d\theta^2 + r^2 \sin^2 \theta \, d\phi^2 \ droite)
où (r, θ, φ) correspondent à un système de coordonnées sphériques. Cette métrique n'a que deux paramètres indéterminés. Un facteur d'échelle de longueur global sans dimension R décrit l'échelle de taille de l'Univers en fonction du temps ; une augmentation de R est l’expansion de l’Univers. Un indice de courbure k décrit la géométrie. L'indice k est défini de telle sorte qu'il ne peut être que 0, correspondant à une géométrie euclidienne plate, 1, correspondant à un espace de courbure positive, ou -1, un espace de courbure positive ou négative. La valeur de R en fonction du temps t dépend de k et de la constante cosmologique Λ. La constante cosmologique représente l'énergie