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 Qu'est ce que l'énergie noire ?

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Lampson
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MessageSujet: Qu'est ce que l'énergie noire ?   Dim 16 Aoû - 3:51

L’énergie noire – ou énergie sombre – est un concept plutôt récent introduit pour expliquer l’expansion accélérée de l’Univers. Pourtant, l’idée date de bien plus longtemps. C’est un concept encore mystérieux et complexe qui se révèle être l’une des questions à résoudre pour les astronomes et astrophysiciens.


Historique

En 1917, deux ans après qu’Albert Einstein ait jeté les bases de la relativité générale, théorie qui remplaça la gravitation universelle de Newton (sans pour autant l’évincer), Einstein lui-même introduit un nouveau terme dans les équations de sa jeune théorie : la constante cosmologique ou lambda (Λ). L’intérêt dans cet ajout était de faire coller les prédictions de la relativité générale à l’idée cosmologique de l’époque, l’Univers statique (c’est-à-dire éternel et identique dans le temps). Sans cette variable, les calculs prévoyaient un Univers dynamique dont la taille variait dans le temps. En y regardant de plus près, la constante cosmologique agit comme une densité invariante d’énergie dans l’espace-temps et ayant une pression négative ; c’est une sorte d’antigravitation. Cependant, en 1929, l’Américain Edwin Hubble publia les résultats de ses observations : en étudiant plusieurs « nébuleuses » de différentes régions du ciel (nous savons aujourd’hui que la majeure partie de ces « nébuleuses » sont en fait des galaxies, comme M31), Hubble découvrit un décalage spectral vers le rouge (ou redshift) des rayons en provenance de ces « nébuleuses », qu’il conclut comme étant un éloignement des astres observés. L’expansion de l’Univers était prouvée et Einstein qualifia lambda comme étant « la plus grande erreur de ma vie ».

Deux ans plus tôt, soit en 1927, le jeune Allemand Werner Karl Heisenberg énonce « le principe d’incertitude » (appelé dorénavant « inégalités d’Heisenberg »). Une de ses inégalités lie l’énergie et la durée et s’écrit :

ΔE · Δt ≥ ħ / 2

où ħ est le quantum d’action (aussi appelé constante de Planck réduite ou constante de Dirac). Cette relation indique que le produit des incertitudes sur l’énergie et la durée n’est jamais nulle, de sorte que lors d’une observation de très courte durée, l’incertitude sur l’énergie est très importante et laisse la possibilité d’avoir de grandes quantités d’énergie. Les implications de ce phénomène sont importants dans notre sujet : le vide, ce que nous décrivons habituellement comme l’absence de quoique ce soit, n’est pas réellement vide, mais est rempli d’énergie. C’est ce que nous appelons l’énergie du vide et qui permet les fluctuations quantiques du vide.

En 1922, le russe Alexander Friedmann publia son premier article sur la cosmologie non statique. Cette cosmologie, issue de l’application des équations de la relativité générale à de grandes échelles, prévoit pour l’Univers trois sortes de « formes », des topologies : sphérique, plat et hyperbolique. Ces topologies se différentient par les valeurs de certaines variables (taux d’expansion, courbure spatiale, densité d’énergie, etc.). L’Univers sphérique interprète un Univers s’effondrant (voyez Big Crunch pour en savoir plus), tandis que les deux autres topologies représentent des Univers en expansion (le plat ayant une expansion ralentie par les masses et énergies à l’intérieur de l’Univers, l’hyperbolique ayant une expansion exponentielle durant indéfiniment (voyez Big Rip pour en savoir plus)). L’expansion étant découverte quelques années plus tard, nos observations depuis convergent vers une topologie presque plate (presque en raison d’incertitudes).

Depuis près de 80 ans, l’idée de l’expansion en décélération dominait la vision globale. Cependant, en 1998, deux équipes indépendantes observent une cinquantaine d’explosions stellaires distantes de quelques milliards d’années-lumière de la Terre : des supernovae de type Ia. Ce type de supernovae, en raison du processus qui cause l’effondrement de l’étoile, dégage une quantité d’énergie constante et, par conséquent, une luminosité absolue constante. En observant la luminosité apparente de l’explosion, on peut calculer la distance de l’étoile. Et là, surprise! Les luminosités apparentes des explosions sont plus faibles que ne le prévoit le modèle de l’Univers en expansion ralentie par la matière. Ces étoiles sont plus lointaines qu’on ne l’avait cru. Contrairement à ce que l’on pensait jusqu’alors, l’expansion est en accélération! Pour faire concorder cette observation au modèle cosmologique, il a fallu trouver un concept ad hoc : l’énergie noire.


La nature de l’énergie noire

Selon les observations faites depuis 1998, on estime que l’énergie sombre correspond pour environ 70% du contenu total de l’Univers, les 30% restants agissant à ralentir l’expansion (matière noire et matière baryonique). De plus, tandis que la matière est diluée dans l’expansion universelle (la densité masse/volume décroît), la densité de l’énergie noire semble, quant à elle, être constante!

L’énergie noire, contrairement à l’énergie « habituelle », a la caractéristique d’avoir une pression négative (une baudruche remplie d’énergie sombre rapetisserait).

Les astrophysiciens estiment que les effets de l’énergie noire ont commencé à se faire sentir il y a environ 4 à 6 milliards d’années de cela.

Autrement que l’accélération de l’expansion, l’énergie noire permet d’expliquer plusieurs observations, comme la formation des amas galactiques et la platitude de l’Univers.

Certains voient dans l’énergie sombre l’incarnation de l’énergie du vide (voyez l’effet Casimir pour en connaître davantage sur l’effet répulsif des fluctuations quantiques), pour d’autres la résurrection de la constante cosmologique d’Einstein. Il a même été proposé que la matière noire (matière invisible et peu interactive qui constituerait la grande majorité de la masse universelle) et l’énergie noire, qui n’ont pourtant rien à voir de prime abord, pourraient n’être qu’une seule et même chose (voyez k-essence pour en savoir plus).

Plusieurs modèles théoriques s’affrontent sur la nature de l’énergie noire, ce qui varient de l’une à l’autre étant des variables comme la densité. Seule l’observation tranchera entre ces modèles et sur le statut de l’énergie sombre.

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