L’Univers

Raffi
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L'Univers, au sens cosmologique, est l'ensemble de tout ce qui existe, décrit à partir d'observations scientifiques et régi par des lois physiques.

La cosmologie cherche à appréhender l'Univers d'un point de vue scientifique, comme l'ensemble de la matière et de l'énergie distribuées dans l'espace-temps. Pour sa part, la cosmogonie vise à établir une théorie de la création de l'Univers sur des bases philosophiques ou religieuses. La différence entre ces deux définitions n'empêche pas nombre de physiciens d'avoir une conception finaliste de l'Univers (voir à ce sujet le principe anthropique).

Si l'on veut faire correspondre le mouvement des galaxies avec les lois physiques telles qu'on les conçoit actuellement, on peut considérer que l'on n'accède par l'expérience qu'à une faible partie de la matière de l'Univers1, le reste se composant de matière noire. Par ailleurs, pour expliquer l'accélération de l'expansion de l'Univers, il faut également introduire le concept d'énergie sombre. Plusieurs modèles alternatifs ont été proposés pour faire correspondre les équations et nos observations en prenant d'autres approches.

Découverte dans l'Histoire

Articles détaillés : Monde (univers) et Révolution copernicienne.

« Un missionnaire du Moyen Âge raconte qu'il avait trouvé le point où le ciel et la Terre se touchent. », gravure sur bois de Flammarion, publiée dans L'atmosphère : météorologie populaire (1888). Colorisation : Heikenwaelder Hugo, Vienne (1998).

Les sciences grecques sont à l'origine des premiers écrits décrivant la composition du monde et sont les premières à formuler des explications :

  • les philosophes Parménide, Platon et Aristote formulent le principe du cosmos ; ils admettent l'idée d'une Terre sphérique, mais ils l'envisagent au centre de l'Univers physique, alors que l'école de Milet se représente la Terre plate ;
  • les pythagoriciens pensent que le Soleil (le feu) est au centre de l'Univers et que la Terre, qui n'est qu'une planète comme les autres, se meut autour de lui. Aristote, dans le traité Du ciel (II, XIII, 293 a 18), confirme l'hypothèse de mouvements planétaires circulaires et parfaitement ordonnés2 ;
  • Ératosthène tente de réaliser des calculs précis, notamment la mesure de la circonférence d'un méridien terrestre ;
  • Aristarque de Samos est le premier à envisager un modèle de système planétaire héliocentré. Cette découverte n'est alors pas suivie3, bien qu'elle puisse s’admettre d’un point de vue purement mathématique, parce qu’« elle s’[oppose] à la physique ancienne et [implique] aussi nécessairement un éloignement inimaginable des étoiles fixes par rapport à la Terre (puisque leurs positions relatives [restent] inchangées tout au long de sa révolution annuelle)4 ». Aristarque calcule aussi la distance Terre-Lune pour laquelle il trouve une valeur discutée, mais qui se situe en tout état de cause dans un ordre de grandeur acceptable5, ainsi qu'une distance Terre-Soleil6 ;
  • Hipparque, au IIe siècle av. J.-C., poursuit ce travail : il recalcule, selon des méthodes nouvelles, la distance Terre-Soleil ainsi que la distance Terre-Lune (pour laquelle il retient la valeur de 67 1⁄3 rayons terrestres, contre 60,2 en réalité7), recense environ 850 étoiles8, retrouve approximativement la période de précession des équinoxes, qui était déjà connue des Babyloniens4 ;
  • Ptolémée poursuit le travail d'Hipparque. Son Almageste sera une référence astronomique essentielle pendant treize siècles.
L'Univers selon le système de Ptolémée, vu par Andreas Cellarius en 1660-1661.

Le philosophe et poète romain Lucrèce, au premier siècle av. J.-C, affirme dans le De rerum natura que « l’univers existant n’est […] limité dans aucune de ses dimensions », qu’il n’a « ni limite, ni mesure » et qu’importe « en quelle région de l’univers on se place […] puisqu’on laisse le tout immense s’étendre également dans tous les sens »9.

Ces connaissances du monde grec perdurent et influencent les sciences arabes après l'effondrement de l'Empire romain d'Occident. Elles restent présentes en Orient (particulièrement, avec des hauts et des bas, à Byzance10), même si Cosmas d'Alexandrie tente, sans succès, de restaurer le modèle d'un monde plat.

La Renaissance porte à son apogée cette représentation du monde, grâce aux explorations et aux grandes découvertes qui eurent lieu du XIIIe au XVIe siècle, à partir de systèmes géographiques et cosmologiques très élaborés (projection de Mercator).

La révolution copernicienne bouleverse cette cosmologie en trois étapes :

  1. Copernic redécouvre l'héliocentrisme. Toutefois, il reste attaché aux sphères transparentes du modèle d'Aristote (pourtant délaissé par Ptolémée) censées soutenir les planètes et leur imprimer leur mouvement ; il présente son système comme un simple artifice destiné à simplifier les calculs ;
  2. Le dominicain Giordano Bruno défend la réalité du modèle héliocentrique et l'étend à toutes les étoiles, ouvrant la dimension de l'Univers physique à l'infini. Il sera brûlé au bûcher en tant qu'hérétique non pour des raisons scientifiques, mais religieuses ;
  3. Kepler, Galilée et Newton posent les bases fondamentales de la mécanique à partir du mouvement des planètes, grâce à leurs études respectivement du mouvement elliptique des planètes autour du Soleil, l'affinement des observations astronomiques par la définition du mouvement uniformément accéléré, et la formalisation mathématique de la force de gravité. L'Univers, toutefois, reste confiné dans le Système solaire.

Des modèles physiques tels que la sphère armillaire ou l'astrolabe ont été élaborés. Ils permettent d'enseigner et de calculer la position des astres dans le ciel visible. Aujourd'hui encore, la carte du ciel mobile aide les astronomes amateurs à se repérer dans le ciel, c'est une réincarnation de l'astrolabe.

En 1781, l'astronome britannique William Herschel découvre Uranus orbitant au-delà de l’orbite de Saturne, avant que ne soient trouvées Neptune et Pluton, le monde s'agrandissait de plus en plus.

Naissance de l'Univers

Article détaillé : Histoire de l'Univers.

Expansion, âge et Big Bang

Articles détaillés : Frise chronologique du Big Bang, Expansion de l'Univers et Big Bang.

Les observations du décalage vers le rouge des rayonnements électromagnétiques en provenance d'autres galaxies suggèrent que celles-ci s'éloignent de notre galaxie, à une vitesse radiale d'éloignement proportionnelle à cet éloignement. En étudiant les galaxies proches, Edwin Hubble s'est aperçu que la vitesse d'éloignement d'une galaxie est proportionnelle à sa distance par rapport à l'observateur (loi de Hubble) ; une telle loi est explicable par un Univers visible en expansion. Bien que la constante de Hubble ait été révisée par le passé dans d'importantes proportions (dans un rapport de 10 à 1), la loi de Hubble a été extrapolée aux galaxies éloignées, pour lesquelles la distance ne peut être calculée au moyen de la parallaxe ; cette loi est ainsi utilisée pour déterminer la distance des galaxies les plus éloignées.

En extrapolant l'expansion de l'Univers dans le passé, on arrive à une époque où celui-ci a dû être beaucoup plus chaud et beaucoup plus dense qu'aujourd'hui. Ce modèle d'expansion, imaginé par Georges Lemaître11, chanoine catholique belge, est connu sous le nom de Big Bang. Il est un élément essentiel de l'actuel modèle standard de la cosmologie. La description du début de l'histoire de l'Univers, telle qu'elle est connue, par ce modèle ne commence cependant qu'après qu'il est sorti d'une période appelée ère de Planck, durant laquelle l'échelle d'énergie de l'Univers était si grande que le modèle standard n'est pas en mesure de décrire les phénomènes quantiques qui s'y sont déroulés. Durant cette époque, seule une théorie de la gravitation quantique pourrait expliquer le comportement microscopique de la matière sous l'influence importante de la gravité, mais les physiciens ne disposent pas encore (en 2015) d'une telle théorie. Pour des raisons de cohérence avec les observations, après l'ère de Planck, le modèle du Big Bang privilégie aujourd'hui l'existence d'une phase d'inflation cosmique, très brève mais durant laquelle l'Univers aurait grandi de façon extrêmement rapide.

À la suite de cette phase, l'essentiel des particules de l'Univers aurait été créé à une haute température, enclenchant un grand nombre de processus importants, comme la nucléosynthèse primordiale ou la baryogénèse, qui ont finalement abouti à l'émission d'une grande quantité de lumière, appelée fond diffus cosmologique. Ce dernier peut être aujourd'hui observé avec une grande précision par des instruments (ballons-sondes, sondes spatiales, radiotélescopes). L'observation de ce rayonnement fossile micro-onde, remarquablement uniforme dans toutes les directions, constitue aujourd'hui l'élément capital qui assoit le modèle du Big Bang comme description correcte de l'Univers dans son passé lointain. De nombreux éléments du modèle restent encore à déterminer (par exemple, le modèle décrivant la phase d'inflation), mais il y a aujourd'hui consensus de la communauté scientifique autour du modèle du Big Bang.

Dans le cadre du modèle ΛCDM, les contraintes issues des observations de la sonde WMAP12 sur les paramètres cosmologiques indiquent une valeur la plus probable pour l'âge de l'Univers à environ 13,82 milliards d'années13 avec une incertitude de 0,02 milliard d'années, ce qui est en accord avec les données indépendantes issues de l'observation des amas globulaires14 ainsi que celle des naines blanches15. Cet âge a été confirmé en 2013 par les observations du télescope spatial Planck.

Taille et Univers observable

Article détaillé : Univers observable.

À ce jour, aucune donnée scientifique ne permet de dire si l'Univers est fini ou infini. Certains théoriciens penchent pour un Univers infini, d'autres pour un Univers fini mais non borné. Un exemple d'Univers fini et non borné serait l'espace se refermant sur lui-même. Si on partait tout droit dans cet Univers, après un trajet, très long certes, il serait possible de repasser à proximité de son point de départ.

Les articles populaires et professionnels de recherche en cosmologie emploient souvent le terme « Univers » dans le sens d'« Univers observable ». L'être humain vit au centre de l'Univers observable, ce qui est en contradiction apparente avec le principe de Copernic qui dit que l'Univers est plus ou moins uniforme et ne possède aucun centre en particulier. Le paradoxe se résout simplement en tenant compte du fait que la lumière se déplace à la même vitesse dans toutes les directions et que sa vitesse n'est pas infinie : regarder au loin revient à regarder un événement décalé dans le passé du temps qu'il a fallu à la lumière pour parcourir la distance séparant l'observateur du phénomène observé. Or il ne nous est pas possible de voir de phénomène issu d'avant le Big Bang. Ainsi, les limites de l'Univers observable correspondent au lieu le plus lointain de l'Univers pour lesquelles la lumière a mis moins de 13,82 milliards d'années à parvenir à l'observateur, ce qui le place immanquablement au centre de son Univers observable. On appelle « horizon cosmologique » la première lumière émise par le Big Bang il y a 13,82 milliards d'années.

On estime que le diamètre de cet Univers observable est de 100 milliards d'années lumière16. Celui-ci contient environ 7 × 1022 étoiles, répandues dans environ 100 milliards de galaxies, elles-mêmes organisées en amas et superamas de galaxies16. Mais le nombre de galaxies pourrait être encore plus grand, selon le champ profond observé avec le télescope spatial Hubble. Quant au nombre d'atomes contenus dans l'univers, il est estimé à environ 1080.

Il est cependant possible que l’Univers observable ne soit qu'une infime partie d’un Univers réel beaucoup plus grand.

L'Univers ne peut pas posséder de « bord » au sens intuitif du terme. En effet, l'existence de bord impliquerait l'existence d'un extérieur à l'Univers. Or, par définition, l'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe, il ne peut donc rien exister à l'extérieur. Toutefois, cela ne signifie pas que l'Univers est infini, il peut être fini sans avoir de « bord », sans avoir en fait d'extérieur.

Les observations, notamment celles du satellite Cosmic Background Explorer et de la sonde Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, et les cartes produites par le satellite Planck suggèrent que l'Univers a une étendue infinie et un âge fini, comme le décrivent les modèles de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker17,18,19,20.

Arguments en faveur d'un Univers fini

Un Univers infini pose la question de la compatibilité avec le principe de la conservation de l'énergie. En effet, la définition même de l'Univers en fait un système isolé (car si l'univers U1 pouvait transférer de l'énergie avec un autre système S1, alors l'univers réel serait U2 = U1 + S1). Or dans un système isolé, il ne peut pas y avoir de création d'énergie[réf. souhaitée].

Forme

Articles détaillés : Forme de l'Univers et Courbure spatiale.

Une importante question de cosmologie porte sur la forme de l'Univers. Il peut être « plat », c'est-à-dire que le théorème de Pythagore pour les triangles droits y est valide à de plus grandes échelles. Actuellement, la plupart des cosmologues pensent que l'Univers observable est (presque) plat21. Ou bien il est simplement connexe ; selon le modèle standard du Big Bang , l'Univers n'a aucune frontière spatiale, mais peut être de taille finie.

En 2013, il est prouvé que l'Univers est plat avec une marge d'erreur de seulement 0,4 %. Cela donne à penser que l'Univers est infini en étendue22. Cependant, du fait que la vitesse de la lumière soit également finie et constante dans le vide, l'âge fini de l'Univers implique que seulement un volume fini de l'Univers ne soit accessible à l'observation directe depuis la Terre ; on parle alors de l'Univers observable. Tout ce que nous pouvons vraiment conclure est que l'Univers est beaucoup plus grand que le volume que nous pouvons observer directement23.

Composition de l'Univers

Au niveau macroscopique

Article détaillé : Structures à grande échelle de l'Univers.

De manière macroscopique, l'Univers est composé de nombreux corps célestes24, parmi lesquelles se trouvent des planètes (comme la Terre), des comètes, des astéroïdes, mais aussi de satellites naturels (comme la lune), d'exoplanètes, etc. Ces corps célestes se structurent en plusieurs éléments, du plus petit au plus grand25,26 :

Ce modèle comprend des liens cliquablesSituation de la Terre dans l'Univers

Planète Terre

Système solaire

Ceinture de Gould

Bras d'Orion

Voie Lactée

Groupe local

Superamas de la Vierge

Laniakea

Univers observable

Au niveau microscopique

On ne connaît pas exactement la composition de l'Univers. Hormis le vide, plusieurs éléments, pour la plupart, encore jamais observés, sont conjecturés.

Énergie noire

Article détaillé : Énergie noire.

L'énergie noire est une forme d'énergie hypothétique qui serait une des principales force de l'Univers. Malgré sa densité très faible, elle composerait une grande partie de la matière de l'Univers. Sa présence permettrait d'expliquer l'expansion de l'Univers27.

Matière noire

Article détaillé : Matière noire.

La matière noire est une matière hypothétique, présente en grande quantité dans l'Univers, supposée justifier de la masse de certaines galaxies entre autres. Même si plusieurs observations et calculs font état d'une matière inconnue, aucune preuve ne vient, pour l'instant, étayer son existence. Aujourd'hui, la présence de la matière noire dans l'Univers est régulièrement remise en question28.

Matière baryonique

Article détaillé : Matière baryonique.

La matière baryonique, par opposition à la matière non baryonique, est un type de matière commune, qui comprend toute la matière composée de particules composites appelées baryons. De même que pour la matière noire, un des plus grands enjeux de la cosmologie est de comprendre sa répartition dans l'Univers29.

Particules

Articles détaillés : Physique des particules et Physique quantique.

La matière ordinaire et les forces qui agissent sur elle peuvent être décrites par les particules élémentaires. La physique des particules est la branche de la physique générale qui se penche sur les questions attenantes à la composition de la matière. Plus spécifiquement, cette discipline s'attelle à étudier les plus petits éléments de la matière et l'interaction entre les particules élémentaires30. Cette branche se rapproche de la physique quantique, qui, elle, se focalise à comprendre les mécaniques et les lois qui régissent l'infiniment petit31, par opposition aux lois de la relativité générale et restreinte.

Avenir

Article détaillé : Destin de l'Univers.

Selon les prédictions du modèle cosmologique le plus couramment admis de nos jours, les « objets galactiques » auront une fin : c'est la mort thermique de l'Univers. Le Soleil, par exemple, s'éteindra dans 5 à 7 milliards d'années, lorsqu'il aura consumé tout son combustible. À terme, les autres étoiles évolueront elles aussi dans des cataclysmes cosmologiques (explosions, effondrements). Déjà les naissances d'étoiles ralentissent32 faute de matière, qui se raréfie au fil du temps. Dans 20 milliards d'années environ, aucun astre ne s'allumera plus. L'Univers sera peuplé d'étoiles éteintes (étoiles à neutrons, naines blanches, trous noirs) et des naines rouges résiduelles. À bien plus longues échéances, les galaxies se désagrégeront dans des collisions géantes par leurs interactions gravitationnelles internes et externes33.

En ce qui concerne le contenant (« l'espace »), une hypothèse est que le processus d'expansion sera gravitationnellement ralenti et s'inversera selon le scénario du Big Crunch34. Selon l'hypothèse inverse, l'expansion, qui semble à présent stagner, ne s'arrêtera jamais totalement. Peu à peu, les astres éteints s'agglutineront en trous noirs. L'Univers, sans aucune structure, ne sera plus qu'un bain de photons de plus en plus froids35. Toute activité dans l'Univers s'éteindra ainsi à jamais : c'est le Big Chill. Un scénario similaire existe : le Big Chill modifié. La gravitation et l'énergie noire restent constantes mais ont tendance à accélérer. L'Univers subira le Grand Refroidissement mais l'expansion continuera d'une façon stable et toute activité cessera. Les galaxies fusionneront puis mourront peu à peu. Si au contraire la quantité d'énergie sombre croît, l'Univers continuera son expansion à une vitesse toujours plus grande pour exploser à toutes les échelles : toute la matière qui le compose (y compris les atomes) se déchirera par dilatation de l'espace et le temps lui-même sera détruit. C'est le Big Rip (littéralement : « grand déchirement »). Certains modèles prévoient une telle fin dans 22 milliards d'années.

Chacun de ces scénarios dépend donc de la quantité d'énergie sombre que contiendra l'Univers à un moment donné. Actuellement, l'état des connaissances suggère non seulement qu'il y a insuffisamment de masse et d'énergie pour provoquer ce Big Rip, mais que l'expansion de l'Univers semble s'accélérer et continuera donc pour toujours36.

Image panoramique

Carte logarithmique de l'Univers observable avec certains des objets astronomiques notables connus aujourd'hui. Les corps célestes apparaissent avec leur taille agrandie pour pouvoir apprécier leurs formes.

Notes et références

  1. ↑ (en) « NASA WMAP What is the universe made of ? [archive] ».
  2. ↑ Werner Jaeger, Aristote, Fondements pour une histoire de son évolution, L’Éclat, 1997, p. 154.
  3. ↑ À notre connaissance, un seul autre savant de l'Antiquité est alors de cet avis, Séleucos de Séleucie.
  4. ↑ Revenir plus haut en :a et b Gerald J. Toomer, « Astronomie », dans Jacques Brunschwig et Geoffrey Lloyd, Le Savoir grec, Flammarion, 1996, p. 307-308.
  5. ↑ (en) Otto Neugebauer, A history of ancient mathematical astronomy, Berlin ; New York : Springer-Verlag, 1975, p. 634 ss. Aristarque ne donne pas le résultat de ses calculs, mais de ses données (diamètre apparent angulaire de la Lune : 2e ; diamètre de la Lune : 1⁄3 du diamètre terrestre), on peut déduire une distance Terre-Lune de 40 rayons terrestres environ, contre 60,2 en réalité. Mais Neugebauer estime que c'est un angle de 1⁄2° et non de 2e qu'Aristarque tenait pour correct, ce qui aboutirait à 80 rayons terrestres pour la distance Terre-Lune. Voir Aristarque.
  6. ↑ (en) Otto Neugebauer, A history of ancient mathematical astronomy, Berlin ; New York : Springer-Verlag, 1975, p. 634 ss..
  7. ↑ Voir Des grandeurs et des distances du Soleil et de la Lune.
  8. ↑ G. E. R. Lloyd (en), « Observation et Recherche » dans Jacques Brunschwig et Geoffrey Lloyd, Le Savoir grec, Flammarion, 1996, p. 265.
  9. ↑ (la) Lucrèce, De Rerum Natura [« De la nature des choses »], Paris, Les Belles lettres, , 324 p., p. 40-41 (vers 958 – 968).
  10. ↑ Voir Sciences grecques.
  11. ↑ Georges Lemaître, « Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant tenant compte de la vitesse radiale des nébuleuses galactiques étrangères [archive] », Annales de la société scientifique de Bruxelles, tome 47A, 1927, p. 49-59 (archives de l'Université catholique de Louvain).
  12. ↑ Lancée par la NASA.
  13. ↑ (en) D.N. Spergel et al., Wilkinson microwave anisotropy probe (wmap) three year results : implications for cosmology. [archive] soumis à Astrophys. J., prépublication disponible sur la base de données arXiv.
  14. ↑ (en) Chaboyer, B. & Krauss, Theoretical Uncertainties in the Subgiant–Mass Age Relation and the Absolute Age of Omega Cen [archive] L. M. 2002, The Astrophysical Journal, 567, L45.
  15. ↑ (en) Brad M. S. Hanser et al., « HST Observations of the White Dwarf Cooling Sequence of M4 », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 155, no 2,‎ , p. 551-576 (ISSN 0067-0049 et 1538-4365, DOI 10.1086/424832, résumé [archive], lire en ligne [archive]).
  16. ↑ Revenir plus haut en :a et b Science-et-Vie Hors-Série no 242, mars 2008. L'Univers en chiffres.
  17. ↑ (en) Jean-Pierre Luminet, Jeffrey R. Weeks, Alain Riazuelo et Roland Lehoucq, « Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background », Nature, vol. 425, no 6958,‎ , p. 593–595 (ISSN 0028-0836 et 1476-4687, DOI 10.1038/nature01944).
  18. ↑ (en) Boudewijn Roukema, Zbigniew Buliński, Agnieszka Szaniewska et Nicolas E. Gaudin, « A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data », Astronomy & Astrophysics, vol. 482, no 3,‎ , p. 747–53 (ISSN 0004-6361, DOI 10.1051/0004-6361:20078777, Bibcode 2008A&A…482..747L, arXiv 0801.0006, S2CID 1616362)
  19. ↑ (en) Ralf Aurich, Lustig, S., Steiner, F. et Then, H., « Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy », Classical and Quantum Gravity, vol. 21, no 21,‎ , p. 4901–26 (DOI 10.1088/0264-9381/21/21/010, Bibcode 2004CQGra..21.4901A, arXiv astro-ph/0403597, S2CID 17619026).
  20. ↑ (en) Shape of the Universe [archive].
  21. ↑ « WMAP- Shape of the Universe [archive] », sur map.gsfc.nasa.gov, NASA (consulté le ).
  22. ↑ « WMAP- Shape of the Universe [archive] », sur map.gsfc.nasa.gov (consulté le ).
  23. ↑ Nathalie Mayer, « Quelle est la structure de l’univers ? [archive] », sur Futura (consulté le )
  24. ↑ « Lumière sur les différentes structures de l'Univers [archive] », sur Trust My Science,  (consulté le )
  25. ↑ « Univers [archive] », sur Encyclopædia Universalis (consulté le )
  26. ↑ « Dark Matter Day : qu'est-ce que la matière noire et l'énergie noire ? [archive] », sur Sciences et Avenir (consulté le ).
  27. ↑ Laurent Sacco, « Matière noire : Hubble suggère qu'il faut revoir la copie [archive] », sur Futura (consulté le ).
  28. ↑ Olivier Esslinger, « La nature de la matière noire baryonique [archive] », sur Astronomie et Astrophysique (consulté le )
  29. ↑ « Physique [archive] », sur CERN (consulté le )
  30. ↑ « Physique quantique [archive] », sur Futura (consulté le ).
  31. ↑ Actuellement, l'observation de notre galaxie dénombre la naissance d'une ou deux étoiles par an.
  32. ↑ Jean-Pierre Luminet, astrophysicien, CNRS, Observatoire de Paris-Meudon, in Sciences & Avenir no 729, novembre 2007.
  33. ↑ Littéralement : « grand écrasement ».
  34. ↑ D'après une théorie de Stephen Hawking (dans son livre Une brève histoire du temps), si l'Univers continue indéfiniment à s'étendre, les particules issues d'explosions successives ne seront plus assez proches les unes des autres pour recréer des étoiles après leur explosion et l'expansion s'arrêtera.
  35. ↑ (en-US) Fate of the Universe [archive].

Voir aussi

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Bibliographie

Articles connexes

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Une catégorie est consacrée à ce sujet : Univers.

 

 

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