La cosmologie étudie scientifiquement la naissance et l'évolution de l'Univers. Elle traite des échelles supérieures à la taille d'une galaxie ; elle ne s'occupe donc pas des détails internes des objets astrophysiques, tels que les galaxies ou les amas de galaxies, qui relève plutôt du domaine de l'astrophysique.
L'Univers est principalement observé grâce au rayonnement électromagnétique, couvrant tout le spectre.
Notre galaxie est un ensemble de plusieurs dizaines de milliards d'étoiles.
Alpha Centauri, notre plus proche voisine, est à 4,2 années-lumière, alors que les dimensions du système solaire se mesurent plutôt en heures-lumière.
Les étoiles sont souvent groupées en amas, dont les Pléiades sont un exemple caractéristique. Ici, la distance typique entre étoiles est de l'ordre de 13 années-lumière ($10^17$ m). L'amas des Pléiades, qui peut être vu à l'oeil nu, contient plusieurs milliers d'étoiles, et se trouve à 400 années-lumière du Soleil.
Les dimensions de notre galaxie, la Voie Lactée, se mesurent en dizaines de milliers d'années-lumière. A une échelle encore plus grande, les galaxies sont organisées en grandes structures comme des amas de galaxies (milliers de galaxies).
Découverte en 2004, la galaxie la plus lointaine observée à ce jour a mis 13,2 milliards d'années à nous faire parvenir sa lumière.
Il semble, pour finir, que la matière lumineuse dans l'Univers ne représente que moins de 1% de la masse totale de l'Univers.
Les astrophysiciens McCrea et Milne ont proposé, en 1934, un modèle traitant de la dynamique de l'univers, en partant de la mécanique newtonienne.
Comme pour n'importe quelle théorie de l'Univers, McCrea et Milne ont postulé le principe cosmologique.
Ce principe stipule que l'Univers est homogène : il présente les memes propriétés dans toutes ses régions. Ceci doit s'entendre à très grande échelle, au-delà du millier de parsec (3.10**13 km, soit 3,262 années-lumière) : à petite échelle, il existe des inhomogénéités.
L'univers est donc isotrope : il n'existe pas de direction particulière de l'espace, comme une direction d'aplatissement, ou un mouvement d'ensemble à l'échelle Universelle, par exemple.
Outre le principe cosmologique, leurs autres hypothèses sont :
Outre le fait que ce modèle ne correspond pas tout à fait avec les résultats expérimentaux, on peut lui reprocher de manquer de justification physique, et de ne pas être extrapolable à l'Univers très jeune.
En développant un modèle fondé sur ces hypothèses, l'Univers et son évolution dans le temps sont décrits par trois paramètres.
C'est le dernier paramètre qui détermine en grande partie le futur de l'Univers. En effet, même si ce dernier est aujourd'hui en expansion, rien ne nous garantit qu'il le soit éternellement, puisque l'interaction gravitationnelle tendrait plutôt à provoquer une contraction.
Le problème qui se pose est donc de savoir qui, de l'expansion ou de la gravité, va l'emporter : une galaxie peut s'échapper à l'infini seulement si sa vitesse actuelle dépasse une certaine vitesse de libération. La réponse dans le modèle de McCrea-Milne est fournie directement par ce dernier paramètre.
A priori, on ne sait pas si l'Univers est fini ou infini. On raisonne donc sur la densité de masse de l'Univers.
La cosmologie moderne est née avec l'observation par Hubble, en 1929, que les galaxies lointaines s'éloignent de nous avec une vitesse radiale de récession proportionnelle à leur distance : v = H0 d, où H0 est la constante de Hubble à notre époque. Cet effet provient de la structure de notre Univers.
Les mesures récentes sur H0 impliquent que deux galaxies séparées de 1 mégaparsec s'éloignent l'une de l'autre à une vitesse de 72 km/s.
On prouve alors qu'il existe une densité critique en deçà de laquelle les galaxies de l'Univers peuvent s'échapper à l'infini : l'interaction gravitationnelle ne parvient alors pas à s'opposer à l'énergie cinétique (dépendant de H0) issue du big bang.
Cette densité critique correspond à quelques atomes d'hydrogène par mètre-cube.
On voit ainsi immédiatement l'intérêt de mesurer finement le contenu massique de l'univers. Cela passe par l'intégration des concepts des théories de la relativité d'Einstein, en déterminant tout contenu énergétique présent dans l'univers, comme le rayonnement électromagnétique par exemple : en effet, toute forme d'énergie possède son équivalent en masse, selon $E = mc**2$.
Les équations de Friedmann régissent l'évolution de la distance entre deux astres lointains. L'évolution de ces quantités est déterminée par les propriétés du contenu énergétique de l'Univers, ainsi que par la théorie de la gravitation considérée.
La première équation de Friedmann fait intervenir un paramètre K, pouvant valoir :
C'est ici que l'approche de la cosmologie utilisant la théorie newtonienne de la gravitation perd son sens, car ce paramètre K n'y a aucun fondement théorique. Par contre, ce paramètre est très bien défini dans la théorie cosmologique moderne ; puisqu'il est relié à la structure géométrique de l'espace, il est appelé constante de courbure.
La topologie de l'univers est ainsi intimement reliée à son destin.
Cette équation mène directement à la notion de singularité initiale du paramètre d'échelle, couramment appelé le Big Bang.
Ce n'est pas une explosion, contrairement à ce que son nom suggère, et à ce que l'imagerie populaire véhicule souvent, mais l'instant où le facteur d'échelle de l'univers tend vers 0.
De plus, le Big Bang ne s'est pas produit en un point d'où aurait été éjectée la matière qui forme aujourd'hui les galaxies, mais partout.
Dans le modèle le plus simple d'un Univers composé uniquement de matière, le modèle de Milne-McCrea permet de prévoir que l'expansion est décélérée. Des expériences de 1989 ont testé et validé cette hypothèse.
L'année 1998 fut l'une des plus importante date dans l'histoire de la cosmologie moderne. Deux équipes annoncèrent que l'expansion de l'Univers ne ralentissait pas comme on le pensait jusqu'alors, mais était en fait en pleine accélération. Les deux équipes étaient arrivées à cette conclusion de manière indépendante, en s'appuyant sur l'observation de supernovae.
Ces résultats de 1998 furent confirmés par une observation du télescope spatial Hubble en 2001.
L'analyse de ces résultats montra que l'expansion de l'Univers a été freiné par la gravité pendant les premiers milliards d'années, mais commença à accélérer à une époque située il y a entre 4 et 8 milliards d'années.
Une supernova est une étoile massive qui explose : en fin de vie, elle devient soudain des milliards de fois plus brillante, aussi brillante qu'une petite galaxie. Une supernova est donc visible sur Terre, mais dans un temps très court de quelques semaines à quelque mois, et c'est un événement très rare (tous les 20 à 30 ans dans une galaxie).
L'accélération de l'expansion a été interprétée comme la présence d'une force répulsive à grande échelle, capable de surmonter la force gravitationnelle entre les différents constituants de l'Univers. La nature de cette force reste pour l'instant très mystérieuse, et on lui donne le nom d'énergie sombre. Elle pourrait avoir une origine quantique.
Le modèle de Milne-McCrea permet d'accommoder cette force mystérieuse pour étudier la dynamique d'un univers baigné dans l'énergie sombre.
Contrairement à la matière ou au rayonnement, la densité d'énergie sombre ne se dilue pas dans l'espace ou au cours de l'expansion, mais reste constante dans le temps.
L'année 2003 a apporté des informations sur la composition de l'Univers. Ce dernier serait composé de 25 % de matière, et de 75 % d'énergie sombre.
Ces observations ont également montré que l'Univers est plat, du moins dans la limite des incertitudes de mesure. On constate que le terme d'énergie sombre ne devient dominant dans l'Univers que tout récemment, puisqu'il est au temps présent trois fois plus grand que celui de matière. A l'époque de la formation des galaxies, il était négligeable ; il n'est devenu comparable au terme de matière qu'il y a 5 milliards d'années environ. C'est à ce moment là que l'expansion commence à se retourner et se réaccélérer.
Le terme d'énergie sombre peut donc être interprété comme un fluide totalement homogène, de densité constante dans le temps, ayant un effet répulsif. Même aux temps présent, son importance au niveau des galaxies et des amas de galaxies est très faible.
L'une des explications possibles de la force répulsive qui accélère l'expansion fait appel au concept assez ancien de constante cosmologique. Au début du XXe siècle, après avoir mis au point sa théorie de la relativité générale, Albert Einstein l'appliqua à l'étude de l'Univers dans son ensemble. A sa grande surprise, il réalisa que dans leur forme originale les équations de la nouvelle théorie ne permettaient pas à l'Univers d'être statique et invariable dans le temps. Elles ne pouvaient s'accommoder que d'un Univers en expansion ou en contraction.
Or, à cette époque, la vision d'un Univers statique était partagée par toute la communauté astronomique. En conséquence, Einstein, plutôt que d'accepter le nouveau résultat, décida de modifier légèrement les équations de la relativité générale en y introduisant un terme supplémentaire, appelé la constante cosmologique. Physiquement, ce terme s'interprétait comme une nouvelle force qui tendait à faire se repousser les corps de l'Univers les uns des autres.
Einstein régla la constante de façon à ce que cette force de répulsion contrebalance exactement la gravitation. De cette manière, il obtenait bien un Univers statique, invariable dans le temps.
Bien sûr, une dizaine d'années plus tard, les observations d'Edwin Hubble montrèrent que l'Univers n'était pas statique, mais en expansion, et la constante cosmologique perdit sa raison d'être. Les théoriciens continuèrent néanmoins à étudier la façon dont une possible constante cosmologique non nulle pourrait influencer l'évolution de l'Univers. Ils s'aperçurent alors que ce paramètre supplémentaire pouvait engendrer des comportements très divers.
L'un des cas les plus intéressants était celui d'une constante cosmologique légèrement supérieure à la valeur utilisée par Einstein. Dans ce cas, l'Univers serait né dans un Big Bang suivi d'une expansion ralentie par la gravité. Mais du fait de la constante cosmologique, l'effet de la gravité aurait finalement été surmonté par une force de répulsion à grande échelle, et l'Univers serait entré dans une phase éternelle d'expansion accélérée.
Ce cas de figure correspond assez bien aux observations actuelles, et le concept de constante cosmologique est donc revenu sur le devant de la scène, même s'il n'apporte guère de réponse quant à la nature physique de l'énergie sombre.