expansion de l'Univers. théorie suivant laquelle les distances entre les objets de l'Univers augmentent au cours du temps. L'expansion de l'Univers est la manifestation la plus évidente de son évolution et elle doit être incluse dans tout modèle cosmologique. Elle a été mise en évidence par Edwin Hubble en 1929, qui, avec le télescope du mont Wilson, a constaté que toutes les galaxies s'éloignent de nous. Cet effet collectif est en fait dû à une dilatation de l'espace, qui entraîne un mouvement des galaxies les unes par rapport aux autres, analogue à celui de points à la surface d'un ballon que l'on gonfle. L'expansion des galaxies est mise en évidence par l'effet Doppler, qui indique que, plus une source lumineuse s'éloigne rapidement de nous, plus sa lumière est décalée en longueur d'onde vers le rouge. De ce décalage spectral, on peut déduire la vitesse d'éloignement de la source. Hubble a ainsi montré que les galaxies s'éloignent d'autant plus vite qu'elles sont éloignées. C'est la loi de Hubble : v = H * d, a vec v : v itesse d'éloignement, d : distance et H : constante de Hubble. Pour déterminer H, il faut mesurer la vitesse d'éloignement et la distance d'un grand nombre de galaxies, suffisamment proches pour que la mesure de leur distance soit possible et suffisamment éloignées pour que les vitesses aléatoires dues aux interactions gravitationnelles locales soient négligeables par rapport à la vitesse d'expansion. Cependant, à cause de l'imprécision actuelle des mesures, les valeurs données pour la constante de Hubble varient entre 50 et 100 km/s/Mpc (1 Mpc = 1 mégaparsec = 3 millions d'annéeslumière). La loi de Hubble permet de calculer la distance d'une galaxie si l'on connaît son décalage spectral. Elle peut être appliquée aux galaxies lointaines pour lesquelles une mesure directe de distance est impossible ou très imprécise. La validité de cette méthode est cependant limitée, car elle suppose que la vitesse d'expansion de l'Univers est constante au cours du temps. Cela implique que la valeur de H était la même lorsque l'Univers était plus jeune et qu'elle s'applique donc également aux objets lointains dont l'image nous parvient aujourd'hui, en raison du temps mis par la lumière pour nous atteindre. En fait, la valeur de H n'est pas constante. L'Univers s'oppose à l'expansion qu'il subit en raison de l'attraction gravitationnelle due à sa propre masse. L'expansion est donc ralentie ; la valeur de H diminue au cours du temps. Deux cas sont possibles selon la valeur du ralentissement, qui est liée directement à celle de la densité moyenne de l'Univers. Si la densité est suffisante, alors l'expansion s'arrêtera et l'Univers se contractera. L'Univers est dit fermé. En revanche, si la densité est faible, l'expansion continuera à vitesse finie. Entre ces deux régimes existe une valeur de la densité dite densité critique, juste assez intense pour ralentir l'expansion sans toutefois fermer l'Univers. L'Univers est alors dit plat. La connaissance de la densité de l'Univers est importante non seulement pour prévoir le devenir de celui-ci, mais également pour remonter dans le passé et déterminer à quelle époque se serait produit le « big bang «, époque où la valeur de H était très grande. Aujourd'hui, cette méthode prédit que le big-bang se serait produit il y a 13 milliards d'années, à 7 milliards près, cette incertitude étant due à l'imprécision de la valeur de H et de la densité moyenne de l'Univers. La valeur de cette densité est déterminée de plusieurs manières. En faisant la somme de la masse des objets visibles (étoiles, gaz...), on trouve une densité qui vaut quelque % de la densité critique. On atteint une valeur de 20 % en faisant une analyse de l'effet gravitationnel dans des amas de galaxies. Cette approche présente l'avantage de prendre en compte la masse qui n'est pas visible (masse invisible/sombre/cachée). La nature de cette matière invisible est inconnue. Ce pourrait être de la matière analogue à ce que nous connaissons, de la matière baryonique (naines brunes, trous noirs) ; il pourrait aussi s'agir de particules élémentaires non baryoniques, n'interagissant pas ou peu avec notre propre matière nucléaire, donc difficilement détectables. Les candidats qui ont été les plus étudiés sont les neutrinos, mais il semble que leur masse soit trop faible pour pouvoir rendre compte de la masse cachée. Une autre possibilité consiste à rechercher des particules massives animées de faible vitesse et qui constitueraient alors la matière noire froide. Toutes les mesures actuelles aboutissent à une densité de l'Univers inférieure à sa valeur critique, ce qui implique que l'Univers est ouvert et en expansion perpétuelle. Une conclusion définitive ne peut cependant pas être donnée. Voir aussi le dossier Univers. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats astres - L'évaluation des distances big-bang cosmologie décalage spectral galaxie gravitation Hubble Edwin Powell matière manquante neutrino Univers - La structure de l'Univers - L'expansion de l'Univers Univers - Les différentes conceptions de l'Univers - Les conceptions physiques
