Principe cosmologique

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La cosmologie ne peut s’envisager qu’en faisant des hypothèses simplificatrices que l’on appelle des « principes cosmologiques ». Sans cet artifice, il faudrait en effet connaitre les vitesses et les positions de toutes les particules dans l’espace, ce qui est tout simplement impossible. On distingue actuellement quatre grands principes :

  1. Le principe cosmologique d'homogénéité et d'isotropie ;
  2. Le principe cosmologique parfait (ou d'équivalence temporelle) ;
  3. Le principe cosmologique global
  4. Le principe cosmologique de l'Univers fractal

Principe cosmologique d'homogénéité et d'isotropie[modifier | modifier le code]

Le principe cosmologique d'homogénéité et d'isotropie est l'hypothèse aujourd'hui généralement considérée comme vérifiée selon laquelle l'Univers est spatialement homogène, c'est-à-dire que son apparence générale ne dépend pas de la position de l'observateur. Il a pour conséquence que l'Homme n'occupe pas de position privilégiée dans l'Univers, en opposition avec la théorie géocentrique (aujourd'hui abandonnée), mais en accord avec le principe copernicien. En pratique, le principe cosmologique présuppose aussi que l'Univers est isotrope, c'est-à-dire que son aspect ne dépend pas de la direction dans laquelle on l'observe (par exemple son taux d'expansion ne dépend pas de la direction).

Le principe cosmologique a été implicitement formulé par Albert Einstein en 1917 alors qu'il cherchait des solutions aux équations de la relativité générale décrivant l'Univers dans son ensemble. Ces équations étant extrêmement complexes, elles n'admettent en général pas de solutions simples. Il reste cependant possible de les résoudre si l'on suppose que l'espace possède un nombre suffisant de symétries, comme dans le cas du principe cosmologique. Il a ensuite été formulé de façon plus explicite par Edward Milne au début des années 1930.

Le principe cosmologique n'était pas, à l'époque où il a été introduit par Einstein, étayé par les observations robustes car aucun objet situé en dehors de la Voie lactée n'avait été identifié comme tel. Il a été conforté par les observations à mesure que celles-ci ont pu vérifier que l'Univers observable était effectivement homogène et isotrope sur des distances de plus en plus grandes (plusieurs dizaines de milliards d'années-lumière pour l'ensemble de l'Univers observable).

Aujourd'hui, tout modèle cosmologique prétendant décrire l'Univers doit reposer sur le principe cosmologique, ou en tout cas expliquer pourquoi l'Univers observable le respecte.

Conséquences[modifier | modifier le code]

Le principe cosmologique est bien vérifié par les observations. La preuve la plus évidente en ce sens est l'isotropie quasi parfaite du fond diffus cosmologique. Par contre, il n'est pas évident a priori que l'Univers respecte le principe cosmologique : si l'Univers n'était pas parfaitement homogène et isotrope dans le passé, l'effet de la gravité aurait eu tendance à amplifier les inhomogénéités déjà existantes par un mécanisme connu sous le nom d'instabilité de Jeans. La justification du principe cosmologique s'est ainsi heurtée pendant longtemps à la nécessité d'imaginer un état initialement suffisamment homogène pour l'Univers primordial, hypothèse généralement considérée comme peu cosmétique et non justifiée. Ce problème est généralement appelé problème de l'horizon. Tout modèle cosmologique sérieux se doit d'apporter une explication au problème de l'horizon, en général en proposant un processus physique expliquant comment l'Univers, ou en tout cas la partie accessible à nos observations, a pu passer d'un état initialement désordonné à un état homogène et isotrope. L'inflation cosmique a été le premier modèle à proposer une telle explication réaliste, qui demeure à ce jour la plus convaincante.

Remise en cause récente[modifier | modifier le code]

La découverte en janvier 2013 du groupe de quasars Huge-LQG pourrait remettre en cause l'hypothèse de travail qu'est le principe cosmologique[1].

Principe cosmologique parfait[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Principe cosmologique parfait.

Forts du succès du principe cosmologique d'homogénéité et d'isotropie, des chercheurs comme Fred Hoyle, Thomas Gold et Hermann Bondi ont proposé à la fin des années 1950 une version plus forte du principe cosmologique, le principe cosmologique parfait, dans lequel l'Univers est identique à lui-même non seulement par translation dans l'espace, mais aussi par translation dans le temps. L'Univers étant par ailleurs en expansion, le moyen de concilier ces deux hypothèses est de supposer un processus de création continue de matière pour compenser la dilution due à l'expansion : c'est la théorie de l'état stationnaire. Ce modèle, un temps en concurrence avec celui du Big Bang (ce dernier reposant sur le principe cosmologique d'homogénéité et d'isotropie), a été abandonné depuis plusieurs décennies en raison de son incapacité à rendre compte de l'ensemble des observations cosmologiques et en particulier de l'existence du fond diffus cosmologique.

Principe cosmologique global[modifier | modifier le code]

Ce troisième principe exige que, non seulement l'Univers reste identique à lui-même par translation dans l'espace et dans le temps, mais aussi que la géométrie de l'espace-temps, y compris la distance moyenne entre deux galaxies restent globalement constante. Il surpasse donc le principe cosmologique parfait. Il est utilisé par C. Johan Masreliez pour le « modèle du cosmos à expansion d'échelle » ou E.S.T. pour Expanding spacetime theory ou encore S.E.C. acronyme de Scale Expanding Cosmos en anglais.

Principe cosmologique de l'Univers fractal[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Univers fractal.

La preuve que l'Univers est homogène s'avère relativement difficile à établir, car les observations ne permettent de sonder avec précision que l'Univers proche. L'observation de régions plus éloignées révèle des objets célestes parfois différents, puisque les biais observationnels (voir biais de Malmquist) révèlent préférentiellement des objets plus rares et plus lumineux que ceux de l'Univers proche. Quelques rares chercheurs ont de ce fait été amenés à proposer des modèles cosmologiques basés sur une répartition inhomogène de la matière, parfois suivant une loi fractale. De tels modèles ont été proposés par l'astronome franco-américain Gérard de Vaucouleurs au début des années 1970, mais abandonnés depuis. Dans ce contexte, le principe cosmologique énonce qu'un observateur est en moyenne situé à une certaine distance d'une surdensité de taille donnée, une distance plus grande d'une surdensité plus grande, et ainsi de suite.

Références[modifier | modifier le code]

  1. (en) Roger Clowes, Harris, Raghunathan, Campusano, Soechting et Graham, « A structure in the early Universe at z ∼ 1.3 that exceeds the homogeneity scale of the R-W concordance cosmology », Monthly notices of the royal astronomical society, vol. 1211,‎ , p. 6256 (DOI 10.1093/mnras/sts497, Bibcode 2012arXiv1211.6256C, arXiv 1211.6256, lire en ligne)

Voir aussi[modifier | modifier le code]