L'origine et le destin de l'univers
Note de l'éditeur
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Le point de vue de Stephen Hawking
Stephen Hawking est considéré comme l'un des plus brillants physiciens théoriques de l'histoire. Du Big Bang aux trous noirs, ses travaux sur les origines et la structure de l'univers ont révolutionné le domaine. Hawking est né à Oxford dans une famille de médecins. Il a commencé ses études universitaires à l'University College d'Oxford en 1959. Il y obtient une licence de physique de première classe. Hawking a commencé ses études supérieures à Trinity Hall, Cambridge, en 1962. Il a obtenu son doctorat en mathématiques appliquées et en physique théorique, avec une spécialisation en relativité générale et en cosmologie, en mars 1966. Comme Isaac Newton, il a été professeur de mathématiques Lucasian à l'université de Cambridge entre 1979 et 2009. À l'âge de 21 ans, alors qu'il étudie la cosmologie à l'université de Cambridge, on lui diagnostique une sclérose latérale amyotrophique (SLA). Une partie de sa vie a été décrite dans le film de 2014 La théorie du tout.
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Introduction
La théorie du tout est une série de conférences données par Stephen Hawking. L'objectif de ces conférences est d'exposer ce que les scientifiques considèrent comme l'histoire de l'univers. Il propose ainsi une histoire de la compréhension de l'univers par la science. En outre, il explique clairement les événements qui se sont déroulés immédiatement après le Big Bang. Hawking aborde également le domaine cosmologique pour lequel il est le plus célèbre : l'étude des trous noirs.
StoryShot #1 : Les quatre idées originales sur l'univers
Aristote
Aristote a envisagé l'idée d'une Terre ronde dès 340 avant Jésus-Christ. Dans son livre, Sur les cieuxil a écrit sur deux théories qui suggéraient que la Terre était sphérique. Tout d'abord, il avait observé que la Terre se trouvant entre le Soleil et la Lune provoquait les éclipses de Lune. Comme l'ombre de la Terre sur la Lune était toujours ronde, cela suggérait que la Terre était ronde. Aristote a appris de ses voyages que l'étoile polaire est plus basse dans le ciel lorsqu'elle est vue du Sud. Là encore, cela laisse penser que la Terre est sphérique et non en forme de disque. Bien que les conclusions d'Aristote soient correctes, ses théories sont encore imparfaites. Par exemple, il croyait que la Terre était immobile et que le Soleil, la Lune, les planètes et les étoiles avaient des orbites circulaires autour de la Terre.
Ptolémée
Ptolémée s'est appuyé sur ces idées au premier siècle de notre ère. Il a créé un modèle cosmologique complet avec la Terre au centre. Huit sphères portant la Lune, le Soleil, les étoiles et cinq planètes entouraient la Terre. Les cinq planètes connues étaient Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne. Là encore, Ptolémée a commis des erreurs apparentes dans sa théorie. Cependant, il a développé les idées d'Aristote et a fourni un système raisonnablement précis pour prédire les positions des structures visibles la nuit. L'Église chrétienne a généralement accepté cette théorie, en partie parce qu'elle plaçait la Terre au centre de l'univers.
Copernic
En 1514, Nicholas Copernic a proposé un modèle d'univers beaucoup plus simple. Copernic était un prêtre polonais. Il a ensuite publié son modèle de manière anonyme par crainte d'être accusé d'hérésie. Copernic soutenait que le Soleil était immobile au centre de l'univers. La Terre et les planètes se déplaçaient en orbite circulaire autour du Soleil. Personne n'a pris cette idée au sérieux jusqu'à environ 100 ans plus tard. À ce moment-là, Johannes Kepler et Galileo Galilei ont commencé à soutenir publiquement cette théorie. Le télescope récemment inventé soutenait l'opinion de Copernic selon laquelle la Terre n'était pas le centre de l'univers. Galilée a observé que plusieurs lunes orbitent autour de Jupiter. Cela impliquait qu'il n'était pas nécessaire que tous les corps célestes soient en orbite autour de la Terre. Certains continuaient cependant à nier que la Terre n'était pas le centre de l'univers. Ils affirmaient que les lunes de Jupiter se déplaçaient sur des trajectoires extrêmement compliquées autour de la Terre, suggérant qu'elles étaient en orbite autour de Jupiter.
Newton
En 1687, Newton a publié son Principes mathématiques de la philosophie naturelley. Hawking décrit cet ouvrage comme étant sans doute le plus crucial jamais publié dans le domaine des sciences physiques. Dans ce livre, Newton a proposé une théorie sur la façon dont les corps se déplacent dans l'espace et le temps. Cette théorie explique également une nouvelle idée de la gravitation universelle. Newton a suggéré que chaque corps céleste dans l'univers était attiré par tous les autres corps. Plus le corps est grand, plus l'attraction gravitationnelle est forte. Newton a ensuite montré que la gravité fait que la Lune se déplace sur une orbite elliptique autour de la Terre. De même, la gravité fait que la Terre et les planètes suivent des trajectoires elliptiques autour du Soleil.
Malgré ces avancées, rien ne laissait encore présager un univers en expansion ou en contraction avant le vingtième siècle. Il était généralement admis que l'univers existait pour toujours dans un état stable ou qu'il avait été créé à un moment précis dans le passé. Cependant, plusieurs universitaires ont remis en question la possibilité d'un univers infini et statique. Par exemple, Heinrich Olbers a soutenu que, dans un univers statique infini, presque chaque ligne ou côté se terminerait à la surface d'une étoile. Par conséquent, on s'attendrait à ce que le ciel entier soit aussi brillant que le Soleil, même la nuit. La seule façon d'éviter cette conclusion serait que les étoiles ne brillent pas éternellement. Par exemple, elles pourraient s'être allumées à un moment précis dans le passé.
StoryShot #2 : L'univers en expansion
Galaxies multiples
Notre Soleil et les étoiles proches font tous partie de la Voie lactée. Pendant longtemps, il y avait un consensus sur le fait que la Voie lactée était l'univers entier. Cependant, en 1925, Edwin Hubble a démontré que la Voie lactée n'était pas la seule galaxie. Il a découvert de nombreuses autres galaxies séparées par un vaste espace. Pour prouver la légitimité de sa théorie, il devait identifier l'étendue de ces espaces vides.
Une façon d'identifier directement la distance d'une étoile par rapport à la Terre est de se baser sur la luminosité. La luminosité d'une étoile est basée sur la luminosité de l'étoile et sa distance. Par conséquent, si nous pouvons identifier la luminosité d'une étoile, nous pouvons utiliser la luminosité apparente pour calculer les distances. Hubble a soutenu que certaines étoiles avaient toujours la même luminosité lorsqu'elles étaient suffisamment proches pour que nous puissions les mesurer. Si nous trouvions de telles étoiles dans une autre galaxie, nous pourrions supposer qu'elles avaient la même luminosité. Ainsi, nous pouvions calculer la distance à cette galaxie. Nous pouvions être raisonnablement sûrs que notre estimation était exacte si de nombreuses étoiles de la même galaxie donnaient la même distance. Hubble a calculé les distances de neuf galaxies de cette manière. Nous savons maintenant que notre galaxie n'est qu'une des cent mille millions que les télescopes modernes peuvent observer. Il y a environ cent mille millions d'étoiles dans chaque galaxie.
L'univers en expansion
Hubble a constaté que les galaxies qu'il observait semblaient toutes décalées vers le rouge. Le décalage vers le rouge est un concept clé pour les astronomes. Nous pouvons le comprendre littéralement : La longueur d'onde de la lumière est étirée, la lumière est donc perçue comme étant décalé vers la partie rouge du spectre. Cela signifie que chacune de ces galaxies s'éloigne de nous. De plus, la vitesse à laquelle chaque galaxie s'éloigne de nous dépend de sa distance. Plus une galaxie est éloignée, plus elle s'éloigne rapidement de nous. Hawking décrit cette découverte comme l'une des plus grandes révélations intellectuelles du vingtième siècle.
Construire sur la relativité générale et les équations de Friedmann
Alexander Friedmann, physicien et mathématicien soviétique, a développé des modèles de relativité générale pour rendre compte de l'hypothèse d'un univers en expansion.
Friedmann a montré que l'univers est en expansion si lente que l'attraction gravitationnelle entre les différentes galaxies ralentit l'expansion de l'univers. Par conséquent, l'expansion pourrait s'arrêter. Les galaxies commenceront alors à se rapprocher les unes des autres à mesure que l'univers se contracte.
Friedmann a également suggéré que l'univers pourrait être en expansion si rapide que l'attraction gravitationnelle n'arrêterait pas cette expansion. Elle pourrait ralentir un peu, mais les galaxies finiront par atteindre un état où elles s'éloigneront les unes des autres à une vitesse constante.
Enfin, Friedmann a proposé une solution selon laquelle l'univers est en expansion juste assez rapide pour éviter la contraction. Avec cette solution, la vitesse à laquelle les galaxies s'éloignent les unes des autres va diminuer. Elle n'atteindra jamais zéro, mais atteindra un stade où le mouvement est pratiquement nul.
Nous connaissons actuellement l'expansion des galaxies car l'univers se dilate de cinq à dix pour cent tous les mille millions d'années. Cependant, nous ne sommes pas sûrs de la solution de Friedmann qui est correcte, car nous ne connaissons pas la masse des galaxies. Il est difficile d'identifier la masse des galaxies, car la matière noire est présente dans toutes les galaxies. La matière noire est composée de particules qui n'absorbent pas, ne reflètent pas et n'émettent pas de lumière, de sorte qu'elles ne peuvent pas être détectées par l'observation du rayonnement électromagnétique. Nous ne pouvons pas voir la matière noire directement. Nous savons que la matière noire existe en raison de son effet sur les objets que nous pouvons observer directement. De même, nous ne pouvons pas facilement identifier la masse de la matière noire.
Le Big Bang
Selon les solutions de Friedmann, la distance entre galaxies voisines a dû être nulle il y a dix à vingt mille millions d'années. À cette époque, que nous appelons le big bang, la densité de l'univers et la courbure de l'espace-temps auraient été infinies. Cela signifie que la théorie générale de la relativité prédit un point singulier dans l'univers.
Le problème d'un point singulier dans l'univers est que cela soutient une perspective biblique. Par conséquent, l'Église a adopté le Big Bang comme étant une intervention divine. Ainsi, il y a eu plusieurs tentatives pour éviter la conclusion du Big Bang. L'alternative était une théorie de l'état stationnaire. La théorie de l'état stationnaire a été suggérée en 1948 et soutenait que les galaxies s'éloignent les unes des autres. Cependant, de nouvelles galaxies se forment continuellement dans les intervalles. Ces nouvelles galaxies sont formées à partir de la nouvelle matière qui est constamment créée. C'est pourquoi l'univers semble à peu près le même à tout moment et en tout point de l'espace.
est relativement récente. Il a été inventé en 1969 par John Wheeler, mais le concept est vieux d'au moins deux cents ans. Il y a deux siècles, il existait deux théories de la lumière. L'une affirmait que la lumière était composée de particules. L'autre théorie soutenait que la lumière était composée d'ondes. En réalité, ces deux théories sont correctes. Ceux qui croyaient à la théorie des particules affirmaient que cela pouvait avoir un impact sur notre compréhension des étoiles. Ils pensaient que les étoiles étaient suffisamment massives et compactes pour que leur gravité entraîne la lumière émise à leur surface. L'étoile n'émettait peut-être pas de lumière suffisamment loin pour que nous puissions l'observer, mais nous ressentions tout de même son attraction gravitationnelle. Aujourd'hui, nous appelons ces étoiles des trous noirs.Le cycle de vie d'une étoile
Pour comprendre la formation des trous noirs, il faut comprendre le cycle de vie d'une étoile. Les étoiles se forment lorsque de grandes quantités d'hydrogène s'effondrent sur elles-mêmes sous l'effet de la gravité. La contraction entraîne des collisions plus fréquentes entre les gaz. Lorsque le gaz se déplace à des vitesses plus élevées, il se réchauffe. Lorsque les étoiles atteignent une température critique, les atomes d'hydrogène cessent de rebondir les uns contre les autres. Au lieu de cela, ils fusionnent, formant des atomes d'hélium. La chaleur d'une étoile est ce qui la fait briller, et elle continuera à brûler jusqu'à ce qu'elle n'ait plus de combustible (c'est-à-dire d'hydrogène).
Plus une étoile a de carburant au départ, plus elle s'épuise rapidement. Cela est dû à la taille de l'étoile, qui a besoin de plus de chaleur pour équilibrer son attraction gravitationnelle. Une chaleur plus élevée nécessite plus d'hydrogène. Notre Soleil a probablement assez d'énergie pour encore cinq milliards d'années environ.
La limite de Chandrasekhar
Subrahmanyan Chandrasekhar, un astrophysicien indien-américain, a utilisé la théorie de la relativité pour montrer comment les différences de vitesse des particules stellaires sont limitées. Les particules ne peuvent pas se déplacer plus vite que la vitesse de la lumière.
Un stable naine blanche Une étoile a une masse maximale. Lorsqu'elle atteint cette masse, l'attraction de la gravité est si forte qu'elle la fait s'effondrer sur elle-même. La limite de Chandrasekhar correspond à environ 1,4 fois la masse de notre Soleil.
Un autre état potentiel des étoiles est le neutron état d'étoile. Ces étoiles sont beaucoup plus petites qu'une naine blanche. Elles sont soutenues par la répulsion d'exclusion entre les neutrons et les protons, contrairement à la relation habituelle entre les électrons. Ces étoiles à neutrons n'ont qu'un rayon d'environ 15 km.
Enfin, les étoiles qui dépassent la limite peuvent exploser lorsque leur carburant s'épuise. De nombreux scientifiques, dont Einstein, ont écrit des articles expliquant comment cela était impossible. Malgré ces objections, Chandrasekhar a reçu le prix Nobel en 1983 pour ses premiers travaux sur la masse limite des étoiles froides.
Aperçu de la formation des trous noirs
- Le champ gravitationnel de l'étoile modifie la trajectoire des rayons lumineux dans l'espace-temps.
- Les cônes de lumière montrent les trajectoires suivies dans l'espace et le temps par les éclairs de lumière. Ils s'incurvent vers l'intérieur près de la surface de l'étoile.
- Lorsque l'étoile se contracte, le champ gravitationnel devient plus fort à sa surface. Les cônes de lumière se courbent davantage.
- Cette courbure rend plus difficile l'échappement de la lumière de l'étoile. En conséquence, la lumière apparaît plus faible et plus rouge aux observateurs.
- Lorsque le rétrécissement est suffisant, le champ gravitationnel à la surface est si fort que la lumière ne peut plus s'échapper.
- Rien ne peut voyager plus vite que la lumière, donc rien d'autre ne peut échapper à ce champ gravitationnel.
Cette limite des trous noirs constitue l'horizon des événements. Elle coïncide avec les trajectoires des rayons lumineux qui ne parviennent pas à s'échapper du trou noir.
Les découvertes de Hawking
"Les travaux que Roger Penrose et moi-même avons réalisés entre 1965 et 1970 ont montré que, selon la relativité générale, il doit y avoir une singularité de densité infinie à l'intérieur du trou noir. C'est un peu comme le big bang au début des temps, sauf que ce serait la fin des temps pour le corps qui s'effondre et l'astronaute. À la singularité, les lois de la science et notre capacité à prédire l'avenir s'effondreraient. Cependant, tout observateur resté à l'extérieur du trou noir ne serait pas affecté par cette défaillance de la prévisibilité, car ni la lumière ni aucun autre signal ne peut lui parvenir depuis la singularité."
- Stephen Hawking, La théorie du tout
Cette citation suggère qu'il existe des solutions à la relativité générale. Un astronaute pourrait voir une singularité, ce qui lui permettrait d'éviter de la heurter. Ils pourraient tomber à travers le trou de ver, les transportant dans une autre région de l'univers sous la forme d'un voyage dans l'espace et le temps. Cependant, Hawking admet que ces solutions à l'équation de la relativité générale sont instables. La présence d'un astronaute peut provoquer une perturbation qui changerait le résultat. De plus, il se peut qu'ils ne voient pas la singularité avant de la toucher, et qu'ils meurent alors. La singularité se trouve toujours dans leur futur et jamais dans leur passé.
Les trous noirs sont des exemples de théories scientifiques développées sous forme de modèles mathématiques avant toute preuve d'observation.
Autres termes notables
Quasar : Un quasar est un noyau galactique actif (NGA) extrêmement lumineux. Un trou noir supermassif dont la masse varie de plusieurs millions à plusieurs milliards de fois la masse du Soleil. Il est entouré d'un disque d'accrétion gazeux.
Pulsars: Un pulsar est une étoile à neutrons en rotation. Il émet des impulsions d'ondes radio en raison de l'indirection entre ses champs magnétiques et la matière environnante.
StoryShot #4 : L'origine et le destin de l'univers
Dans les années 1980, le Vatican a invité Hawking à une conférence sur la cosmologie. L'Église catholique avait appris, après avoir réduit Galilée au silence, qu'elle ne devait pas empêcher les découvertes scientifiques. Elle a donc décidé qu'une meilleure approche serait d'inviter de nombreux experts pour les conseiller sur la cosmologie. Malgré cela, le pape a dit à Stephen Hawking qu'il ne devait pas étudier le big bang. Le pape considérait le big bang comme le moment de la création. Hawking n'a pas voulu écouter cette requête.
Le modèle chaud du Big Bang
- Ce modèle suppose que le modèle de Friedmann décrit l'univers.
- L'univers est en expansion, ce qui réduit la température de la matière et du rayonnement. La température est une mesure de l'énergie moyenne des particules. Ainsi, à haute température, les particules se déplacent si rapidement qu'elles ne sont pas attirées les unes par les autres. Pourtant, en refroidissant, les particules commencent à s'agglomérer.
- Le big bang a eu lieu lorsque l'univers n'avait aucune taille, ce qui signifie qu'il devait être infiniment chaud. Au fur et à mesure de l'expansion de l'univers, la température du rayonnement a dû diminuer.
- Malgré cela, le big bang se serait produit à environ dix mille millions de degrés. C'est la température des explosions de la bombe H.
- Le monde était constitué de photons, d'électrons, de neutrinos et de quelques protons et neutrons.
- L'univers a continué à s'étendre, et la température a baissé. Le taux de production des paires d'électrons serait tombé en dessous du taux auquel l'annihilation les détruisait.
- Après cent secondes, la température serait tombée à mille millions de degrés. C'est la température des étoiles les plus chaudes. À cette température, les protons et les neutrons n'auraient pas l'énergie nécessaire pour échapper à la forte attraction des forces nucléaires.
- Ces protons et neutrons se sont combinés. Ils ont produit les noyaux des atomes d'hydrogène et d'hélium lourds et de petites quantités d'éléments comme le lithium et le béryllium.
- Quelques heures après le big bang, la production d'hélium et d'autres éléments se serait arrêtée. Pendant les quelques millions d'années qui ont suivi, l'univers a continué son expansion.
- Finalement, la température a chuté à quelques milliers de degrés. Les électrons et les noyaux n'étaient plus capables de surmonter leur attraction électromagnétique. Ils auraient commencé à se combiner pour former des atomes.
- L'univers a continué à s'étendre et à se refroidir. Les zones légèrement plus denses ont été ralenties par une attraction gravitationnelle supplémentaire. Cette attraction a stoppé l'expansion et a conduit à un recollapse. L'attraction gravitationnelle de la matière à l'extérieur de ces régions a fait tourner les atomes pendant qu'ils s'effondraient.
- Comme les zones d'effondrement deviennent encore plus petites, elles commencent à tourner plus vite. Finalement, elles tournaient assez vite pour équilibrer l'attraction de la gravité. C'est une explication possible de l'apparition des galaxies rotatives en forme de disque que nous voyons aujourd'hui.
StoryShot #5 : Qu'est-ce que la théorie du tout ?
"Si nous découvrons une théorie complète, elle devrait, à terme, être compréhensible dans ses grandes lignes par tout le monde, et pas seulement par quelques scientifiques. Nous pourrons alors tous prendre part à la discussion sur la raison d'être de l'univers. Si nous trouvons la réponse à cette question, ce sera le triomphe ultime de la raison humaine. Car nous connaîtrons alors la pensée de Dieu."
- Stephen Hawking, La théorie du tout
La physique a pu décrire les débuts de notre univers à l'aide de quelques théories partielles. Ces théories décrivent une gamme limitée d'observations. Elles négligent d'autres effets qui ne sont pas encore compris. L'objectif de la cosmologie et de la physique est de trouver une théorie complète, cohérente et unifiée du monde. Stephen Hawking décrit cela comme l'unification de la physique.
Einstein a passé la plupart de ses dernières années à chercher cette théorie unifiée. Nous sommes maintenant dans une position beaucoup plus forte qu'Einstein pour développer une vision unifiée.
Stephen Hawking fait preuve d'un optimisme prudent quant à la découverte des lois ultimes de la nature. Il est convaincu que nous trouverons un jour une théorie unifiée complète si nous sommes assez intelligents. Cette théorie unifiée n'est pas une théorie ultime. Au lieu de cela, nous avons une séquence infinie de théories qui décrivent chacune l'univers avec plus de précision.
Notre vision actuelle de la physique quantique nous a permis de découvrir tous les secrets de l'univers. Le livre de Steven Hawking est un excellent point de départ pour comprendre le fonctionnement de l'univers et l'importance des étoiles en son sein.
Classement
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Note de l'éditeur : Première publication le 24/1/2022. Mise à jour le 26/2/2022
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