Étudier la fin de l’Univers, c’est demander où mène son expansion
À très grande échelle, l’Univers est en expansion. Les distances augmentent globalement entre les galaxies lointaines qui ne sont pas liées entre elles par la gravité. Si cette évolution se poursuit sans fin, à quoi ressemblera l’avenir lointain ? Un espace où la lumière des étoiles se fait rare pourrait continuer de grandir, ou des conditions modifiant l’expansion pourraient conduire à un tout autre avenir. Étudier la fin de l’Univers consiste à explorer jusqu’où ces changements peuvent aller.
La mort des étoiles décrit ce que laisse une étoile lorsqu’elle perd sa façon antérieure de briller. Pour comprendre l’état final de l’Univers entier, il faut connaître l’expansion de l’espace en plus de la durée de vie des étoiles. Ici, la fin ne signifie pas forcément que le temps s’arrête un jour. Elle peut aussi désigner un avenir qui continue de changer en se rapprochant d’un état particulier.
La lumière des objets lointains révèle l’évolution de l’expansion
La lumière envoyée par une galaxie lointaine met très longtemps à nous parvenir. Pendant que l’espace se dilate, sa longueur d’onde s’allonge aussi. Les astronomes étudient cet allongement et la distance de l’objet pour déterminer comment l’expansion a changé pendant le trajet de la lumière.
Certains types de supernovas servent à mesurer les distances, car leur luminosité d’origine peut être estimée. En réunissant leurs observations avec celles des galaxies et d’autres objets, on en déduit que l’Univers est entré dans une phase d’expansion de plus en plus rapide au cours de son histoire récente. Ce phénomène est appelé expansion accélérée. Ici, récente désigne une période de l’histoire cosmique bien plus longue qu’une vie humaine.
L’énergie noire est le nom d’une composante encore non identifiée, introduite dans les modèles de l’Univers pour expliquer l’expansion accélérée. Une explication suppose que la quantité d’énergie noire dans un volume donné d’espace, autrement dit sa densité, reste constante même pendant l’expansion. Une constante cosmologique positive décrit cette propriété. Les scientifiques étudient aussi des explications où l’énergie noire évolue avec le temps ; sa persistance dans l’avenir constitue donc une question distincte.
La mort thermique réduit les différences capables de produire des changements
Lorsqu’on laisse une tasse d’eau chaude dans une pièce, la chaleur passe de l’eau vers son environnement. Plus leurs températures se rapprochent, moins il reste de possibilité de transfert de chaleur entre les deux. Une différence de température peut faire fonctionner un moteur thermique. Une fois cette différence disparue, le moteur ne peut plus fournir de travail de cette façon.
Dans l’Univers aussi, des différences permettent à l’énergie de circuler et de produire des changements, comme entre les étoiles chaudes et l’espace froid qui les entoure. La mort thermique désigne un état, dans un avenir très lointain, où il ne reste presque plus de différences de ce type à exploiter. L’idée essentielle n’est pas que toute l’énergie disparaisse soudainement. C’est qu’il devient difficile d’obtenir de l’énergie utilisable pour continuer à émettre de la lumière ou à produire d’autres changements.
Dans un modèle où une constante cosmologique positive persiste, l’Univers poursuit son expansion. Les groupes de galaxies non liés entre eux s’éloignent davantage, et l’on peut envisager un avenir où aucune nouvelle source d’énergie n’apparaît pendant très longtemps. Les chercheurs étudient sous cette hypothèse l’évolution à long terme vers la mort thermique. L’exemple de la tasse illustre seulement le rôle des différences de température ; ce n’est pas un Univers miniature incluant la gravité et l’expansion de l’espace.
Le Big Rip exige des conditions capables de séparer même les structures liées
Même dans un Univers en expansion, le Système solaire et la Voie lactée restent liés par la gravité. L’expansion du modèle à constante cosmologique présenté plus haut n’allonge pas, à elle seule, la distance entre le Soleil et la Terre dans la même proportion que l’Univers entier. Il faut distinguer le mouvement des objets liés de l’expansion à très grande échelle.
Le Big Rip suppose d’autres propriétés pour l’énergie noire. Dans un modèle théorique représentatif, sa densité augmente sans cesse à mesure que l’Univers se dilate, et son effet croît sans limite en un temps fini. Même les galaxies et les systèmes planétaires liés par la gravité se dispersent alors. Si l’on poursuit l’application du modèle, des structures plus solidement liées, comme les atomes, ne peuvent plus non plus rester assemblées.
Cette énergie noire hypothétique est appelée énergie noire fantôme. Pour qu’un Big Rip ait lieu, les propriétés nécessaires doivent persister de la manière requise. La découverte de l’expansion accélérée ne suffit pas à annoncer un Big Rip. Il s’agit d’un scénario théorique montrant les conséquences de conditions particulières.
Dans le Big Crunch, l’expansion s’arrête et devient une contraction
On peut aussi envisager un avenir où les distances qui augmentaient à très grande échelle commencent à diminuer. Si l’expansion s’arrête et que l’Univers se contracte, la matière et la lumière atteignent un état de plus en plus dense et chaud. Ce dénouement est appelé Big Crunch. Son échelle et sa cause diffèrent de celles d’une galaxie qui absorbe ses voisines.
Ce scénario nécessite des conditions capables de transformer l’expansion en contraction. Dans certains modèles théoriques, un changement des propriétés de l’énergie noire permet à l’Univers de se contracter à nouveau après son expansion accélérée actuelle. Ces recherches testent les conditions d’un éventuel renversement de l’expansion, sans établir ce qui se produira dans l’avenir.
Un léger affaiblissement de l’énergie noire ne conduit pas toujours à un Big Crunch. La matière et l’énergie contenues dans l’Univers, ainsi que les propriétés géométriques de l’espace, déterminent ensemble l’expansion. Le modèle standard où une constante cosmologique positive persiste ne prédit pas cette contraction. Rien ne permet encore de considérer le Big Crunch comme l’ultime scène certaine de notre Univers.
De nouvelles observations testent plus précisément les conditions de l’avenir
Une étude de DESI publiée en 2025 a examiné l’histoire de l’expansion à partir de la répartition de nombreuses galaxies. Les données de DESI seules sont bien décrites par le modèle standard à constante cosmologique. En les combinant avec la lumière de l’Univers primordial et les données de supernovas, l’analyse a toutefois montré une préférence pour une explication où l’énergie noire varie avec le temps. La force de cette préférence dépendait aussi des jeux de données utilisés ensemble.
Ce résultat indique qu’il faut examiner davantage l’éventuelle évolution de l’énergie noire. Il ne confirme pas cette évolution, ni ne détermine sa forme future ou la fin de l’Univers. Il faut vérifier les erreurs qui subsistent dans les observations, les hypothèses de l’analyse et la présence de la même tendance dans de nouvelles données.
Présenter côte à côte la mort thermique, le Big Rip et le Big Crunch ne signifie pas qu’ils ont la même probabilité. Une constante cosmologique positive est une hypothèse du modèle standard comparé aux observations ; le Big Rip et une contraction future exigent des conditions supplémentaires. Ces trois scénarios ne constituent pas non plus une liste exhaustive de tous les avenirs possibles.
Comme l’étude du Big Bang utilise une lumière ancienne pour explorer le passé de l’Univers, celle de son avenir part aussi de la lumière que nous avons reçue. Les observations indiquent quelles conditions décrivent bien l’Univers. Savoir si ces conditions se maintiendront dans le futur reste une question ouverte.
Sources
- NASA Science — Observations de l’expansion accélérée et énergie noire
- Rubin Observatory — Constante cosmologique et structures liées par la gravité
- Krauss et Starkman — Limites de l’énergie utilisable dans un Univers en expansion perpétuelle
- Caldwell, Kamionkowski et Weinberg — Énergie noire fantôme et modèle du Big Rip
- Kallosh et Linde — Modèles d’énergie noire permettant une contraction après l’expansion accélérée
- Collaboration DESI — Trois ans d’observations de galaxies et comparaison de modèles cosmologiques
- Berkeley Lab — Indices d’évolution de l’énergie noire et incertitudes restantes