Modèle cosmologique - Définition

Liste de modèles cosmologiques et présentation rapide

L'univers d'Einstein représente la première solution de la relativité générale appliquée à la cosmologie. Il a été proposé par Albert Einstein en 1917 et décrit un univers statique d'extension finie. Ce modèle a été abandonné dès la découverte de l'expansion de l'univers dans les années 1920. L'univers de de Sitter a été proposé la même année par Willem de Sitter. Il décrit un univers de courbure spatiale positive, vide de matière ordinaire, mais avec une constante cosmologique positive. Ce modèle a aussi été abandonné pour ce qui est de sa capacité à décrire l'univers actuel, mais est, sous une forme légèrement modifiée, à la base de la description d'une brève époque d'expansion exponentielle de l'univers primordial, celle de l'inflation cosmique.

Le modèle de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker représente un ensemble de modèles découvert principalement par Alexandre Friedmann et Georges Lemaître décrivant des univers homogènes et isotropes, subissant une phase d'expansion. Ces univers sont plus denses et plus chauds par le passé, ce qui a donné lieu au modèle du Big Bang, initialement appelé atome primitif par Georges Lemaître. Parmi ces modèles deux cas particuliers ont également été exhibés, l'un par Einstein et de Sitter (Espace d'Einstein-de Sitter), et l'autre par Edward Milne (Univers de Milne). Le premier correspond à un modèle à courbure spatiale nulle et sans constante cosmologique, et l'autre correspond à un univers sans constante cosmologique dont l'influence de la matière est négligeable. Parmi les modèles de type Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, certains connaissent une phase de contraction après la phase d'expansion. Le devenir de tels modèles n'est pas connu avec certitude car il est possible que leur description au moment où la densité devient considérable du fait de la phase de contraction devienne impossible avec les théories physiques actuelles. Il a été proposé dès les années 1930 par Arthur Eddington que la phase de contraction soit suivie d'une phase de rebond et une nouvelle phase d'expansion, d'où le nom d'univers phénix. Dans un contexte légèrement différent, certains modèles de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker connaissent une phase d'expansion décélérée, suivie d'une phase quasi stationnaire, qui peut ensuite s'accélérer. La phase quasi stationnaire peut être éventuellement assez longue et être suivie d'une phase de contraction plutôt que d'expansion, d'où le terme d'univers hésitant. Au début des années 1950 a également été considérée la théorie de l'état stationnaire, dans laquelle l'univers est éternel mais en expansion, avec une création continue de matière pour lui assurer une densité moyenne constante. Ce modèle a été abandonné du fait de son incapacité à expliquer le fond diffus cosmologique et son peu de motivations théoriques. Un modèle où la densité de matière serait négligeable et inhomogène, avec une structure fractale (univers fractal) a également été proposé dans les années 1990 par Luca Pietronero, mais fut rapidement abandonné du fait des observations qui contredisent l'hypothèse d'inhomogénéité de la répartition de matière à grande échelle.

Il est aujourd'hui bien établi que l'univers observable peut être décrit par un modèle de type Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, de courbure nulle et comprenant une constante cosmologique, désormais appelé modèle standard de la cosmologie. Auparavant, plusieurs candidats d'univers de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker étaient considérés comme candidats potentiels pour décrire au mieux notre univers. C'est ainsi que l'on trouve mention des modèles ΛCDM, OCDM et SCDM, décrivant respectivement un univers plat avec constante cosmologique, un univers hyperbolique sans constante cosmologique et un univers plat sans constante cosmologique. Le modèle standard de la cosmologique est de type ΛCDM.

Il existe plusieurs scénarios se proposant de décrire l'univers primordial (bien plus dense et bien plus chaud qu'aujourd'hui). Le plus populaire est celui de l'inflation cosmique, dans lequel l'univers a connu une phase d'expansion considérable mais où sa densité est restée quasi constante. Ce modèle résout un certain nombre de problème inhérents aux scénarios de type Big Bang (problème de la platitude, de la formation des structures et des monopôles) et est considéré par la grande majorité des cosmologues comme le plus satisfaisant, comparé à ses concurrents comme le pré Big Bang (dans lequel l'univers connaît une phase de contraction suivi d'un rebond avant la phase actuelle d'expansion), ou les modèles inspirés de la théorie des cordes, encore relativement peu aboutis, exception faite de l'univers ekpyrotique proposé en 2001 par Neil Turok, Paul Steinhardt, Justin Khoury et Burt Ovrut. Ce type de modèle est basé sur l'idée que l'univers ne possède pas seulement trois dimensions d'espace, mais un nombre plus grand (jusqu'à dix), dans lequel notre univers ne serait qu'une région limitée (appelée « brane »). On parle alors de cosmologie branaire ou de modèle à dimensions supplémentaires, et parfois de cosmologie cordiste quand des effets plus spécifiques à la théorie des cordes sont considérés.

Les univers de Bianchi, Taub-NUT et Gödel ne présentent pas d'intérêt pour la cosmologie, mais illustrent un certain nombre de propriétés parfois surprenantes de la relativité générale. Il en est de même de l'espace anti de Sitter, mais celui-ci est abondamment utilisé en théorie des cordes.