TP 3 - Et si nous vivions à la surface d'un ballon?

Les modèles relativistes d'univers les plus simples sont ceux de Friedmann-Lemaître pour lesquels la constante cosmologique est nulle, la topologie de l'Univers est la plus simple et dans lesquels on ne tient pas compte des propriétés quantiques de l'espace-temps. Ces modèles sont appelés modèles standards du big bang. Ils permettent une bonne description de l'évolution de l'Univers durant une grande partie de son évolution. Ils expliquent pourquoi le ciel est noir, pourquoi les galaxies s'éloignent les unes des autres. Ils rendent bien compte de le proportion des différents éléments chimiques légers (isotopes de l'hydrogène et de l'hélium), du nombre d'espèces différentes de neutrinos. Ils permettent enfin de comprendre l'existence du rayonnement diffus du corps noir à 2,73 K et ses fluctuations observées par le satellite COBE.

Dans de tels univers, l'évolution temporelle est liée à la courbure de l'espace créée par la matière qui y est contenue. Si la densité de cette matière est supérieure à une valeur critique (égale à 10^-29 g/cm3), la courbure de l'Univers est positive et l'Univers est sphérique c'est-à-dire que la somme des angles d'un triangle de très grande dimension est supérieure à 180 degrés, comme à la surface d'une sphère. L'espace est alors dit sphérique. Dans ce cas, l'Univers est fermé, autrement dit, la masse qu'il contient est suffisante pour contrer son expansion initiale et la renverser. L'Univers finira donc par se contracter pour ``finir'' en une singularité, le ``big crunch''. Si la densité de matière est égale à la densité critique, la courbure de l'espace est nulle et la topologie à grande échelle est la topologie euclidienne que nous connaissons  la somme des angles d'un triangle est égale à 180 degrés. L'expansion initiale de l'Univers est infiniment ralentie. Il n'aura pas de fin. Si la densité de matière est inférieur à la densité critique (ce que les mesures actuelles semblent montrer), la courbure de l'espace est négative. La somme des angles d'un triangle est inférieure à 180 degrés, comme sur une selle de cheval, et l'espace est dit hyperbolique. L'expansion de l'Univers sera infini.

Le caractère de finitude ou d'infinitude de l'espace n'est pourtant pas résolu pour autant, sauf dans le cas ou l'espace est fermé. Dans ce cas, toute les topologies possibles conduisent à un espace fini. Un exemple d'un tel Univers fini fait l'objet de ce TP. La relativité générale définie, en effet, le cadre d'application de la physique locale. Mais elle ne renseigne pas sur la forme globale de l'Univers qui est décrite par la topologie, branche de la géométrie qui classifie les espaces en fonction de leur forme globale. Deux espaces auront la même topologie si l'on peut obtenir l'un en déformant l'autre sans découpage ni déchirure. La surface d'un ballon de rugby aura ainsi la même topologie que celle d'un ballon de football mais pas la même qu'un plan infini ou qu'une chambre à air.

Si l'univers est ouvert, on ne peut pas savoir a priori s'il est fini ou infini à moins de supposé que la topologie de l'Univers est la plus simple, celle où l'Univers est simplement connexe auquel cas l'Univers est infini. Dans le cas euclidien, un espace infini est l'espace ordinaire auquel nous sommes habitué. Mais on peut imaginer ce qu'est un Univers fini l'hypertore. Un tore est obtenu en raboutant les extrémités d'un cylindre. L'hypertore dont il est question ici est plus difficile à conceptualiser. Il faut imaginer que l'on prend un cube et que l'on raboute les faces opposées deux à deux, ou encore que l'on identifie ces faces. On se retrouve alors un peu comme dans un palais des glaces de fête foraine, ou dans une pièce dont on aurait recouvert tous les murs de miroirs. La pièce est finie, mais chaque objet qui s'y trouve est répété à l'infini par un jeu infini de réflexions. Si l'espace est hyperbolique, on aura, comme dans le cas euclidien des topologies conduisant à des Univers finis (considérer par exemple un dodécaèdre régulier dont les faces pentagonales sont identifiées deux à deux) ou infinis (dans le cas, par exemple, d'un espace simplement connexe).

Pour visualiser un espace de courbure négative à deux dimensions, plaçons-nous à la surface d'une sphère ou, ce qui revient au même, à la surface d'un ballon de baudruche. Cette surface est un espace à deux dimensions et est clairement finie. Imaginons des êtres à deux dimensions qui vivent dans cet espace. L'espace à trois dimensions leur est aussi inimaginable qu'un espace à 4 dimensions pour nous. L'intérieur et l'extérieur du ballon n'existe donc pas pour ces êtres.

Traçons des galaxies à la surface du ballon. Comment varie la distance entre les galaxies si l'on gonfle le ballon? Pour en avoir une idée, choisir une galaxie et mesurer la distance avec 4 ou 5 autres galaxies. Recommencer en choisissant une autre galaxie de référence. Après avoir noté les distances dans le tableau ci-dessous, gonfler un peu le ballon et recommencer.

On voit dans le tableau que plus la distance initiale est grande, plus la distance a augmenté (plus la différence D₁ - D₂ est grande). On peut alors tracer la différence D₁ - D₂ en fonction de la distance initiale D₁ avec une couleur différente pour chaque galaxie de référence. On voit que les points sont alignés sur une droite, quelle que soit la galaxie de référence choisie.

Cet univers à 2 dimensions simule bien, par certains aspects, l'Univers tel qu'il serait à 3 dimensions s'il était fermé. Si l'on suppose que le ballon se gonfle continuellement, la variation D₁ - D₂ en un temps T donné exprime une vitesse d'éloignement qui est d'autant plus grande que la distance entre les galaxies est importante, d'après le graphique que nous venons de tracer. C'est exactement ce que nous observons dans l'Univers avec la loi de Hubble.

On peut également tracer un triangle sur le ballon, en mesurer les angles et vérifier que leur somme est bien suppérieure à 180 degrés.