Astronomie

Pouvons-nous voir le Big Bang se produire si nous regardons assez loin ?

Pouvons-nous voir le Big Bang se produire si nous regardons assez loin ?

L'univers observable est en constante expansion à mesure que la lumière du Big Bang nous parvient. Cette lumière voyage depuis des milliards d'années, nous regardons donc l'univers tel qu'il était il y a quelques milliards d'années. Ceci étant dit, serait-il possible de regarder le Big Bang en action en regardant au plus profond de l'univers ?


Non. Le plus loin que nous puissions voir est le rayonnement de fond cosmique micro-ondes (CMB). Très tôt (après le big bang), la matière était entièrement ionisée et les électrons interagissaient fréquemment avec les photons. Cela a deux conséquences. Premièrement, le rayonnement était celui d'un corps noir à la même température que la matière. Deuxièmement, l'univers était opaque, c'est-à-dire que les photons ne pouvaient pas voyager très loin. En raison de l'expansion explosive de l'univers, la température a diminué tout le temps jusqu'à ce que des atomes finissent par se former. C'est ce qu'on appelle l'époque de la recombinaison, bien que le « re » ait peu de sens. À ce stade, l'univers est devenu soudainement transparent et nous pouvons voir la plupart des radiations émises depuis. En particulier, le champ de rayonnement de l'époque de la recombinaison a été décalé vers le rouge et nous apparaît comme le CMB.

Éditer Pour répondre aux spéculations dans les commentaires et si l'univers n'était pas opaque. Eh bien, tout ce que nous pourrions faire, c'est un champ de rayonnement (presque) isotrope émis très tôt (et décalé vers le rouge par l'expansion cosmique depuis le big bang). Le CMB est exactement cela, mais émis au redshift $zsim$1000 (l'époque de la recombinaison) plutôt qu'à un plus grand $z$.


Comment savons-nous que le Big Bang s'est réellement produit ?

Les gens parlent de l'univers commençant par un Big Bang, mais comment pourrions-nous savoir quoi que ce soit sur un événement qui s'est produit il y a des milliards d'années – avant même que notre planète ne soit formée ?

Même si la naissance de l'univers résultait de l'expansion la plus violente, serait-il possible que les preuves du Big Bang résonnent encore aujourd'hui ?

La force de cette expansion était telle qu'il y a peut-être des preuves de cette formidable énergie que nous pouvons encore détecter.

Comme la lumière met des millions d'années à parcourir les vastes distances de l'univers, regarder dans l'espace est un peu comme remonter dans le temps. Cela pourrait-il nous dire à quoi ressemblait l'univers juste après le Big Bang ?

En observant comment les galaxies s'éloignent de nous, nous pourrions peut-être déterminer d'où elles viennent. Cela pourrait-il nous dire que tout est parti d'un seul point ? Alors, est-il possible de savoir si le Big Bang a réellement eu lieu ?


La matière noire et le Big Bang

Chris - Nous sommes rejoints ce soir par Gerry Gilmore, directeur adjoint de l'Institut d'astronomie de l'Université de Cambridge. Salut Gerry ! Merci d'être venu.

Chris - Je dois dire bonjour à tous ceux qui écoutent sur la radio Europe, REM FM. Cela signifie que l'un des endroits où nous sommes diffusés est les îles Canaries et c'est un endroit où vous faites beaucoup de vos observations parce que vous y avez des télescopes, je suppose.

Gerry - Oui c'est vrai. Le Royaume-Uni, l'Espagne et divers autres pays ont de très grands observatoires au sommet des îles Canaries. Ce sont de beaux endroits secs et ensoleillés.

Chris - Maintenant, Gerry, votre intérêt est évidemment pour la science spatiale, mais pouvons-nous remonter le temps il y a environ 14 milliards d'années jusqu'à l'époque où l'Univers commençait tout juste. Pouvez-vous nous orienter en quelque sorte ? C'était quoi le big bang ? On en parle tous, mais qu'est-ce que c'était vraiment ?

Gerry - Dans un sens très réel, c'était le début. Il est impossible de dire ce qu'il y avait avant, car il n'y avait rien avant le commencement. Notre compréhension actuelle des concepts est que l'on n'a tout simplement rien. Et rien ne ressemble un peu au nombre zéro. Vous pouvez penser au nombre zéro comme étant au bas de tous les nombres et vous comptez un, deux, trois, aussi loin que vous allez. Mais c'est aussi en haut de tous les nombres négatifs, moins un, moins deux, moins trois et ainsi de suite. Et donc n'avoir rien, avoir zéro, ce n'est pas vraiment la même chose que ne rien avoir du tout. Lorsque vous n'avez que du vide, juste de l'énergie, vous avez en fait cet équilibre très tendu entre tous les aspects positifs et négatifs. Et parfois, quand vous avez autant de tension qui tire contre vous-même, vous obtenez un petit déséquilibre quelque part ou un autre. Et un de ces petits déséquilibres qui arrivent par hasard, quand il devient suffisamment déséquilibré, amène quelque chose. Et ce quelque chose devient l'univers. Et ce quelque chose crée de l'espace, et il crée du temps. Et donc un univers, un espace et un temps, naît littéralement à partir de rien.

Chris - Les gens n'ont-ils pas dit à un moment donné qu'étudier l'espace était anti-religieux ? Ils ont essayé de faire valoir que cela essayait de décrier les efforts de Dieu et de la Création. Je dis juste cela parce que Gilian à Wilburton a dit « y a-t-il un moyen de relier le big bang à Dieu et à la religion ? Pourrions-nous dire que c'est peut-être le moment de la création ? Parce que nous pouvons littéralement mettre un moment sur le moment où le Big Bang s'est produit, n'est-ce pas ?

Gerry - Oui, une époque que l'on connaît assez précisément, en fait. Nous sommes en mesure de le mesurer de plus en plus précisément au fur et à mesure que les expériences s'améliorent. Donc, oui, nous savons presque précisément quand l'univers est apparu pour la première fois. Vous devez être un peu prudent pour appeler cela Création, le mot "Création" est utilisé légèrement différemment en physique que dans certains autres sujets, et si oui ou non il est lié à une cause, est bien sûr l'une des grandes questions de physique. Et c'est la distinction fondamentale entre une explication physique de l'univers et une explication religieuse de l'univers.

Chris - Maintenant, quand tu dis que tu sais exactement quand c'est arrivé, comment sait-on exactement quand le big bang s'est produit ? Comment pouvons-nous mettre un point de temps là-dessus?

Gerry - Eh bien, ce que nous voyons aujourd'hui, c'est l'univers en expansion, il devient de plus en plus gros tout le temps. Et donc nous pouvons simplement mesurer cette vitesse d'expansion directement, en fait nous pouvons la mesurer directement depuis l'époque où l'univers n'avait que 270 000 ans environ. Nous avons des mesures assez précises depuis le début. Et il est alors très facile d'extrapoler le dernier petit morceau, le dernier quart de million d'années, et donc à partir de cela, nous pouvons en fait mesurer directement. C'est parce qu'il y a une particularité dans l'astronomie, c'est totalement différent de la biologie ou de tout autre sujet. Quand nous regardons l'univers, parce que la lumière se déplace à une vitesse finie, ce que nous faisons en fait, c'est regarder dans le temps. Donc, quand vous regardez le soleil, vous voyez le soleil tel qu'il était il y a sept ou huit minutes, ou quel que soit le nombre. Lorsque vous regardez des étoiles à des années-lumière, nous les voyons telles qu'elles étaient il y a des années. Lorsque nous regardons les premières galaxies, nous les voyons telles qu'elles étaient il y a 10, 12 milliards d'années. Alors la lumière les a quittés, c'est comme une image vidéo venant de l'espace vers nous, que nous voyons juste aujourd'hui. Et donc, dans un sens réel, nous ne savons pas à quoi ressemblent ces choses maintenant. Mais nous savons précisément à quoi ils ressemblaient il y a 12 ou 13 milliards d'années. Il nous est donc très facile de mesurer le passé. C'est juste incroyablement difficile de vous en parler maintenant.

Chris - Alors comment savez-vous que l'univers est en expansion ? Que regardez-vous pour obtenir ces indices?

Gerry - Tout ce que vous avez à faire est de mesurer une distance et la distance est difficile bien sûr, mais il y a certains objets dont la luminosité est connue. Et nous les appelons donc des bougies standard. Ce sont des types particuliers d'étoiles ou d'étoiles qui explosent, ou des types de galaxies ou autre. Et quand vous voyez quelque chose dont vous savez à quel point il est vraiment brillant, et que vous mesurez à quel point il vous semble brillant, vous pouvez très facilement déterminer à quelle distance il se trouve. C'est juste la vieille loi du carré inverse. Et c'est donc l'essentiel de la cosmologie. Vous mesurez des choses dont vous savez à quel point elles sont brillantes, vous mesurez à quel point elles nous semblent brillantes et vous calculez à quelle distance elles se trouvent. Et nous mesurons leur décalage Doppler. Nous mesurons à quelle vitesse ils s'éloignent de nous. Et donc nous voyons expérimentalement qu'à mesure que nous regardons de plus en plus loin, les choses bougent de plus en plus vite. Et c'est la définition d'une expansion.

Chris - Alors, qu'est-ce qui motive réellement l'expansion ? De toute évidence, il y a eu une grosse explosion pour le big bang, mais quelque chose doit continuer 14 milliards d'années plus tard, pour repousser ces choses. Qu'est-ce qui fait ça ?

Gerry - Eh bien, c'est une question non triviale en fait. Pour commencer, l'univers avait juste assez d'énergie du bang. "Bang" était un terme inventé par Fred Hoyle ici à Cambridge. C'était un terme plutôt péjoratif mais il s'avère plus exact qu'il ne le pensait. C'était vraiment une explosion. Et l'énergie de cette explosion vient de propulser l'espace-temps à une très grande vitesse. Il a lentement ralenti sous son propre poids, qui le tirait en arrière. Et en principe, cela continuerait de ralentir et de ralentir.

Chris - Alors, ça pousse à la vitesse de la lumière ? Ou plus vite ?

Gerry - C'est une autre question légèrement non triviale. Oui, est la réponse. Les parties extérieures de l'univers croissent toujours à la vitesse de la lumière. Mais il faut être prudent là-bas car il y a deux sortes d'univers. L'un est l'univers que nous pouvons voir. L'univers observable, les choses que nous connaissons. Et cela augmente définitivement à la vitesse de la lumière. Mais il y a aussi tout ce qui pourrait se trouver au-delà de nos horizons. Et donc il faut être un peu prudent. Les gens ont tendance à confondre ces deux concepts, comme la plupart de mes collègues je dois le dire. Et moi-même, assez fréquemment. Mais l'univers est en expansion. Et ses limites extérieures, les bits que nous pouvons observer, s'étendent à la vitesse de la lumière. Mais la partie espace-temps local s'étend beaucoup plus lentement que cela.

Chris - Qu'est-ce qui le pousse réellement ? Qu'est-ce qui le fait faire ça ?

Gerry - Ce qu'il devrait faire, c'est simplement ralentir lentement. L'inertie est tout ce qui reste du bang.

Chris - Mais tu as dit que ça s'accélère.

Gerry - Oui c'est vrai. Ce n'est pas le cas, ce qui est devenu évident il y a environ 5 ans. Il y a eu un indice il y a une décennie, mais il est devenu clair il y a seulement 5 ans. Et il y a eu une détermination très précise de cela il y a seulement environ 3 mois. L'univers accélère en fait. Nous ne savons pas quelle en est la cause physique. Ce que nous savons, c'est le processus. Il y a quelque chose que l'on appelle parfois l'énergie noire. C'est une étiquette particulièrement inutile, ce n'est qu'une inconnue connue au sens commun du terme. Mais il y a une propriété intrinsèque de l'espace-temps, c'est qu'il agit comme une pression. Et il écarte l'espace-temps lui-même. Ce n'est donc pas une force au sens simple du terme, c'est comme une pression.

Chris - J'avais entendu dire que si vous ne preniez que ce côté de l'équation, l'équation serait plutôt déséquilibrée. L'univers devrait s'effondrer pour que quelque chose agisse pour annuler cet effet, encore une fois quelque chose que nous ne pouvons pas mesurer. Matière noire. Alors de quoi s'agit-il ?

Gerry - Eh bien, la matière noire n'annule que partiellement cet effet. Sur la base des chiffres actuels, l'univers est en train de s'effondrer. Et il continuera à se faire exploser jusqu'à ce que même quelque chose comme la terre, ou nous, soit déchiré par l'expansion de l'univers. Et vous vous retrouvez avec un univers entier ne contenant qu'une seule particule. Ainsi, l'univers deviendra un endroit très solitaire. Il s'effondre vraiment d'une manière très ridicule. Mais tu as raison. Il y a énormément de masse qui le ralentit et tire contre lui. Et en fait, environ 10 fois plus de masse que vous ne le devineriez en regardant toutes les étoiles, les galaxies et les biologistes du monde. Et cette matière, nous savons que c'est de la matière mais elle ne brille pas et nous l'appelons donc matière noire.

Chris - Y a-t-il un moyen de le trouver ? Existe-t-il un moyen de le détecter facilement ? Vraisemblablement pas ou nous l'aurions trouvé maintenant.

Gerry - Non, c'est très facile à détecter, en fait. La matière n'a qu'une propriété fondamentale, c'est qu'elle connaît la gravité. Ainsi, la matière à la fois génère et réagit à la gravité. Et c'est la définition de la matière. Il y a en fait trois autres forces dans la nature, auxquelles le genre de matière dont nous sommes faits répond également. Mais la matière noire ne répond probablement à aucune de ces trois. Certes, il ne répond pas à la force électromagnétique qui fait briller les choses, et c'est pourquoi nous l'appelons sombre. Mais il a de la matière et on peut le peser en fait. C'est très facile à trouver.


L'univers en expansion

Il s'avère qu'il existe une autre explication, sans doute plus simple, qui est bien étayée par de nombreuses autres observations. C'est que l'univers entier lui-même est en expansion ! Comme je l'expliquerai ci-dessous, cette expansion signifie non seulement que nous devrions voir toutes les autres galaxies s'éloigner de nous, mais que les observateurs d'une autre galaxie devraient voir exactement la même chose. Dans un univers en expansion uniforme, chaque observateur se voit au centre de l'expansion, avec tout le reste se déplaçant vers l'extérieur.

Cette déclaration constitue la base de nos théories actuelles sur la structure et l'histoire de l'univers. L'étude de la structure globale de l'univers s'appelle la cosmologie. La théorie qui domine la cosmologie depuis les observations de Hubble porte plusieurs noms, mais est plus communément connue sous le nom de modèle du big bang. (Comme je l'expliquerai plus tard, ce nom est quelque peu trompeur, mais en raison de son acceptation généralisée, je continuerai à l'utiliser.)

Cet article décrit le modèle du big bang. La section II décrit ce que cela signifie de dire que l'univers est en expansion, et les sections suivantes abordent certaines questions qui se posent généralement en relation avec le modèle.

Dans la section III, je discute si l'univers est infini ou fini. Bien que nous ne connaissions pas encore la réponse à cette question, la théorie de la relativité générale d'Einstein prédit que les univers finis contiennent une plus grande densité de matière que les univers infinis, donc en mesurant la densité dans l'univers, nous pourrions en principe être en mesure de déterminer . Je vais expliquer pourquoi cette méthode n'a pas encore fonctionné. Je conclus cette section en décrivant ce que cela signifierait pour l'univers d'être infini ou fini.

Dans la section IV, je parle de l'origine et de l'histoire de l'univers. Au fur et à mesure que l'univers s'étend et que les galaxies s'éloignent les unes des autres, la densité moyenne diminue. Si nous extrapolons l'expansion vers l'arrière, nous concluons qu'il y a environ 14 milliards d'années, la densité était presque infinie. Dans cette section, je décris brièvement l'histoire de l'univers de cette époque à nos jours.

Dans la section V, je continue l'histoire en décrivant ce que la théorie de la relativité prédit qu'il arrivera à l'univers dans le futur. Les deux possibilités sont que l'univers continuera à s'étendre pour toujours ou qu'il finira par ralentir et commencer à se contracter. Lequel de ceux-ci se produira dépend de la densité d'énergie dans l'univers et de quel type d'énergie il s'agit. Je décris ces conditions et conclus en décrivant ces deux scénarios.

Le document est suivi d'une série de notes de fin de texte qui abordent d'autres questions, notamment les preuves du modèle du big bang ainsi que les problèmes possibles avec celui-ci et les solutions proposées. Il n'est pas nécessaire de lire les notes de fin pour comprendre le reste de l'article.

II : L'univers en expansion : un aperçu

Pensez à l'univers comme à une feuille de caoutchouc étirée. (Si vous êtes à l'aise avec la visualisation en trois dimensions, vous pouvez imaginer un gâteau aux raisins en expansion à la place, mais à des fins d'illustration, je m'en tiendrai au boîtier en deux dimensions.) . (Dans l'analogie du gâteau aux raisins, ce seraient les raisins secs.) Au fur et à mesure que le caoutchouc (l'univers) est étiré (se dilate), les punaises (galaxies) s'éloignent toutes. Notez que je n'ai encore rien dit sur la taille de la feuille de caoutchouc. Pour autant que nous sachions, il pourrait être infini. (Ce point sera abordé dans une section ultérieure.) Ce que je veux dire quand je parle d'expansion, c'est que le caoutchouc est étiré, ce qui augmente les distances entre les punaises.

Pour voir à quoi devrait ressembler cette extension, imaginez un observateur assis sur l'une des punaises. Cet observateur s'imagine au repos et mesure tout mouvement par rapport à sa punaise (galaxie). Comme la distance entre deux punaises quelconques augmente, il lui apparaîtra que toutes les autres s'éloignent de lui. À quelle vitesse une autre punaise semblera-t-elle se déplacer ? Cela dépend en partie de la vitesse à laquelle la feuille de caoutchouc s'étire, c'est-à-dire de la vitesse à laquelle l'univers s'étend. De plus, cependant, la vitesse apparente des autres punaises dépend également de leurs positions par rapport à l'observateur. Les punaises proches sembleront s'éloigner très lentement, tandis que les plus éloignées sembleront s'éloigner beaucoup plus rapidement. Pour comprendre pourquoi il en est ainsi, supposons que la feuille de caoutchouc double de taille en une seconde.

La punaise qui a commencé à un pied de vous est à deux pieds, ce qui signifie qu'elle semble s'être déplacée d'un pied. Sa vitesse apparente est donc de 1 pied par seconde. Dans le même temps, la punaise qui a commencé à trois pieds de distance se retrouve également deux fois plus loin (six pieds), mais cela signifie qu'elle semble s'être éloignée à trois fois la vitesse de la première punaise (trois pieds par seconde). En termes d'univers en expansion, cela signifie que non seulement chaque galaxie semblera s'éloigner de nous, mais la vitesse à laquelle elle le fera sera directement proportionnelle à sa distance par rapport à nous. Une galaxie distante de quatre millions d'années-lumière aura deux fois la vitesse apparente d'une galaxie distante de deux millions d'années-lumière.

Ce modèle est précisément ce que Hubble a observé. Non seulement il a vu que toutes les galaxies éloignées s'éloignent de nous et que les plus éloignées s'éloignent plus rapidement, mais il a découvert que la vitesse à laquelle elles s'éloignaient de nous était proportionnelle à leur distance par rapport à nous. En bref, ses observations correspondaient exactement à ce que nous venons de prédire pour un univers en expansion. Cette proportionnalité est connue sous le nom de loi de Hubble. 1

Un problème se pose lorsque nous considérons un univers en expansion. Supposons que tout dans l'univers double de taille. Les distances entre les galaxies doubleraient, la taille de la Terre doublerait, la taille de tous nos compteurs doublerait, et ainsi de suite. Il semblerait à un observateur (qui aura également doublé de taille) comme si de rien n'était. Alors, qu'entendons-nous par dire que l'univers s'étend ?

En fait, tout ne grandit pas à mesure que l'univers s'étend. Dans l'exemple de la feuille de caoutchouc, la distance entre les punaises ne cesse d'augmenter mais les punaises elles-mêmes restent de la même taille. De même, alors que les galaxies éloignées sont éloignées les unes des autres par l'expansion, des objets plus petits comme des mètres, des personnes et les galaxies elles-mêmes sont maintenus ensemble par des forces qui les empêchent de s'étendre. Nous nous attendons donc à ce que dans des milliards d'années, les galaxies soient toujours à peu près de la même taille qu'aujourd'hui, mais les distances entre elles seront en moyenne plus grandes.

III : Infini ou fini

Nous pensons que l'univers est régi par la théorie de la relativité générale d'Einstein, qui traite entre autres de questions telles que la structure globale de l'univers. Au début des années 1920, Alexander Friedmann a montré qu'en utilisant deux hypothèses (dont je discute ci-dessous), les équations de la relativité générale peuvent être résolues pour montrer qu'un univers fini doit avoir une plus grande densité de matière et d'énergie à l'intérieur qu'un univers infini aurait. 2   Il existe une certaine densité critique qui détermine la structure globale de l'univers. Si la densité de l'univers est inférieure à cette valeur, l'univers doit être infini, alors qu'une densité supérieure indiquerait un univers fini. Ces deux cas sont respectivement appelés univers ouvert et univers fermé. 3

La densité critique est d'environ 10 à 29 g/cm 3 , ce qui équivaut à environ cinq atomes d'hydrogène par mètre cube. 4   Cela peut sembler peu en comparaison, la densité de l'eau est d'environ 1 g/cm 3 soit environ 500 milliards de milliards de milliards d'atomes d'hydrogène par mètre cube. Cependant, nous vivons dans une partie très dense de l'univers. La majeure partie de l'univers est constituée d'espace intergalactique, pour lequel une densité aussi faible que la densité critique est plausible.

Mis à part la théorie de la relativité elle-même, les autres hypothèses de Friedmann pour dériver ses résultats étaient que l'univers était le même partout ("homogénéité") et avait la même apparence dans toutes les directions ("isotropie"). Bien sûr en réalité l'univers n'est pas le même partout. J'ai déjà mentionné que la Terre est beaucoup plus dense que l'espace. Cependant, si je mesure la densité moyenne dans notre galaxie, elle sera à peu près la même que la densité moyenne dans d'autres galaxies comme celle-ci, et le nombre de galaxies par unité de volume devrait être à peu près le même dans différentes parties de l'univers. Lorsque vous faites la moyenne sur des régions suffisamment grandes, ces hypothèses semblent correspondre à nos observations. Les galaxies individuelles diffèrent les unes des autres par certaines de leurs propriétés spécifiques, mais en moyenne, leurs propriétés ne semblent pas changer d'une région du ciel à une autre. Néanmoins, les idées d'homogénéité et d'isotropie restent des hypothèses. Nous ne pouvons probablement voir qu'une infime fraction de l'univers et nous n'avons aucune garantie que les parties que nous ne pouvons pas voir ressemblent à celles que nous pouvons voir. Le modèle du big bang suppose que ces propriétés sont valables dans tout l'univers, et nous continuerons à utiliser cette hypothèse dans le reste de cet article. (Mon article de suivi, Beyond the Big Bang: Inflation and the Very Early Universe, comprend une brève discussion sur la possibilité que l'univers ne soit pas homogène à des échelles plus grandes que ce que nous pouvons voir.)

Nous devrions donc être en mesure de répondre à la question de l'univers étant infini ou fini en mesurant la densité de tout ce qui nous entoure et en voyant si elle est au-dessus ou en dessous de la valeur critique. C'est vrai en principe, et mesurer la densité moyenne de l'univers est un domaine de recherche actif. Le problème est que la densité mesurée s'avère très proche de la densité critique. La théorie de l'inflation, notre meilleure théorie de ce qui s'est passé en une fraction de seconde après le big bang, prédit que la densité réelle de l'univers sera probablement si proche de la densité critique que nous ne pourrons peut-être jamais mesurer si elle est supérieure ou inférieure. Une autre façon de dire cela est de dire que si l'univers est fini, il est probablement tellement plus grand que la partie de celui-ci que nous pouvons observer qu'il peut toujours nous sembler infini.

Pour rappel, l'une des hypothèses du modèle standard du big bang est que l'univers est plus ou moins homogène et le même partout. Autant que nous puissions voir, c'est-à-dire des milliards d'années-lumière dans toutes les directions, cette hypothèse semble être correcte. Sous cette hypothèse, la relativité générale dit que si l'univers est infini ou fini dépend de sa densité. Les mesures de la densité de l'univers montrent qu'il est si proche de la densité critique que nous ne pouvons pas dire si elle est au-dessus ou au-dessous.

Compte tenu de notre incertitude sur cette question, je dirai quelques choses sur ce que cela signifierait si l'univers est infini ou fini et comment ces deux possibilités se rapportent à l'idée de l'univers en expansion.

Un univers infini est à certains égards plus facile à imaginer qu'un univers fini. Puisque l'univers est censé être tout ce qui existe, il semble intuitif qu'il devrait durer éternellement. Bien sûr, un univers infini est impossible à imaginer, mais nous pouvons comprendre ce que cela signifie en disant que peu importe jusqu'où vous irez, il y aura toujours plus d'espace et de galaxies. Il est cependant difficile de concilier cette image avec l'idée que l'univers est en expansion. S'il est déjà infini, comment peut-il s'étendre ?

Pour voir comment, rappelez-vous que par expansion, nous entendons que la distance entre les galaxies augmente. Supposons qu'il y ait actuellement une galaxie tous les millions d'années-lumière environ. Après un temps assez long, cette grille infinie de galaxies s'étendra de sorte qu'il y ait une galaxie tous les deux millions d'années-lumière. La taille totale de l'univers n'a pas changé, elle est toujours infinie, mais le volume de l'espace contenant un groupe particulier de galaxies a augmenté car la séparation entre les galaxies est maintenant plus grande. 5

Qu'en est-il d'un univers fini ? Cette phrase sonne comme une contradiction car si l'univers se termine quelque part, nous voudrions naturellement savoir ce qui se trouve au-delà, et puisque l'univers comprend tout, tout ce qui se trouve au-delà de ce bord devrait toujours être appelé partie de l'univers. La résolution de ce paradoxe est que même si l'univers est fini, il n'a toujours pas d'avantage. Si je pars dans une direction et que je décide de continuer jusqu'à ce que je trouve la fin de l'univers, je me retrouve finalement là où j'ai commencé. Un univers fini est périodique, ce qui signifie que si vous allez assez loin dans n'importe quelle direction, vous revenez à votre point de départ.

Essayer d'imaginer un univers fermé (fini) est à certains égards encore plus difficile que d'essayer d'imaginer un univers ouvert (infini) car il est facile de se tromper. Par exemple, les gens comparent souvent un univers fermé à deux dimensions à la surface d'un ballon. Cette analogie est utile car une telle surface a la propriété d'être périodique dans toutes les directions, et il est facile d'imaginer l'expansion d'un tel univers en imaginant le ballon exploser. En fait, cette analogie est comme l'analogie de la feuille de caoutchouc que j'ai utilisée auparavant, sauf que maintenant la feuille a été enroulée pour former une sphère. Le problème est que cette image amène immédiatement à se demander ce qu'il y a à l'intérieur du ballon.

Cette question vient de prendre l'analogie trop littéralement. Rien dans la relativité générale ne dit qu'un univers fermé à deux dimensions devrait exister en tant que sphère à l'intérieur d'un espace à trois dimensions, la théorie dit seulement qu'un tel univers aurait certaines propriétés (par exemple la périodicité) en commun avec une telle sphère. Pour cette raison, je pense qu'il est utile de garder le ballon à l'esprit comme une analogie pratique, mais il est finalement préférable de considérer l'univers fermé comme un espace tridimensionnel avec l'étrange propriété que les choses qui partent vers la droite finissent par revenir encore de la gauche.

Que signifie l'expansion dans un univers fermé ? Étant donné que cet univers a une taille finie, il est logique de parler d'une augmentation de cette taille. Supposons à nouveau qu'il y ait maintenant une galaxie tous les millions d'années-lumière. Supposons aussi que si je partais en ligne droite, je parcourrais 100 milliards d'années-lumière avant de revenir à mon point de départ, en passant environ 100 000 galaxies en chemin. Si je fais le même voyage des milliards d'années plus tard, le nombre de galaxies n'aura pas changé mais les distances entre elles auront doublé, donc la distance totale pour l'aller-retour sera désormais de 200 milliards d'années-lumière. 6

IV : Le Big Bang et l'histoire de l'univers

Étant donné que l'univers grandit, la question de savoir si l'expansion a commencé à un moment donné dans le passé se pose inévitablement. Nos théories actuelles disent que l'expansion a eu un début. Cette section explique pourquoi nous croyons cela et ce que cela signifie même de le dire. Il contient également un bref aperçu de l'histoire de l'univers depuis ce début jusqu'à nos jours.

Le Big Bang

Ayant ainsi défini le moment du big bang, le moment où toutes les distances entre les objets étaient nulles, je ne vais pas parler de ce moment-là. Un point de densité infinie, connu en physique comme une "singularité", n'a aucun sens. De plus, nos théories actuelles ne prédisent pas qu'un tel moment se soit produit dans le passé. Nos meilleures théories physiques, y compris la relativité générale et la mécanique quantique, cessent de fonctionner lorsque nous essayons de décrire une matière qui est presque infiniment dense. Ce mot "presque" est important. Les théories ne s'effondrent pas simplement à l'instant de la singularité du big bang, elles s'effondrent peu de temps après lorsque la densité a une certaine valeur appelée densité de Planck.

La densité de Planck, qui est la densité la plus élevée que l'on puisse espérer décrire avec notre physique actuelle, est supérieure à 10 93 g/cm 3 , ce qui correspond à environ 100 milliards de galaxies enserrées dans un espace de la taille d'un noyau atomique. Pour pratiquement toutes les applications, nous pouvons imaginer que cette limitation de nos théories est totalement hors de propos, mais cela signifie que nous ne pouvons pas décrire l'univers immédiatement après le big bang. Nous pouvons seulement dire que notre modèle actuel de l'univers commence lorsque la densité était quelque part inférieure à la densité de Planck et nous ne pouvons pratiquement rien dire sur ce à quoi ressemblait l'univers avant cela. Nous prenons donc comme condition initiale un univers égal ou juste en dessous de la densité de Planck, et toute question sur l'instant du big bang lui-même est éliminée.

Est-ce une dérobade ? C'est certainement. Les physiciens n'ont pas renoncé à comprendre ce qui s'est passé avant cette époque, mais nous admettons qu'à l'heure actuelle, nous n'avons aucune théorie pour le décrire. Beaucoup de gens travaillent à développer une telle théorie, mais jusqu'à ce que cela se produise, nous devons commencer notre description de l'univers lorsque la densité était grande mais encore finie.

Une fois que nous nous imposons cette limitation, notre image de l'univers fonctionne aussi bien pour un univers infini ou fini. Si l'univers est fini, il pourrait très bien avoir été extrêmement petit au moment où la densité était au niveau de Planck. Si l'univers est infini, alors il était aussi infini à cette époque primitive. La densité était énorme et les distances entre les particules très faibles, mais cette masse dense de particules a duré indéfiniment.

L'histoire de l'univers

Au moment où la densité de matière équivalait à la densité de Planck, l'univers consistait en une soupe chaude de particules élémentaires. Quand je dis que ce milieu était chaud, cela signifie que les particules, en moyenne, avaient des énergies très élevées. Nous ne savons pas quels types de particules existaient à ce moment-là, car nous ne pouvons pas reproduire des densités et des températures aussi élevées dans un laboratoire. Au fur et à mesure que l'univers s'étendait, la densité et la température de ce mélange diminuaient et en une seconde environ, l'univers se serait éclairci et refroidi à peu près à la densité et à la température les plus élevées que nous puissions créer artificiellement. À cette époque, toutes les particules fondamentales familières aux physiciens, telles que les quarks, les électrons et les photons, étaient présentes. Aujourd'hui, ces particules sont pour la plupart combinées en unités plus grandes telles que des atomes, des molécules, des pingouins, etc., mais aux températures extrêmement élevées de l'univers primitif, elles sont restées séparées. Si plusieurs particules s'étaient combinées en une structure plus compliquée telle qu'un atome, elles auraient été instantanément déchirées lors de collisions avec les particules de haute énergie volant partout.

Après environ une seconde, les quarks se sont combinés en protons et neutrons. Quelques minutes plus tard, les protons et les neutrons se sont combinés en noyaux atomiques dans un processus appelé nucléosynthèse. Hundreds of thousands of years later these protons and neutrons combined with electrons to form atoms. This last process is called recombination (despite the fact that particles had presumably never been bound into atoms before).

In the period of recombination the universe was still almost perfectly homogeneous, meaning that the density was the same everywhere. While the density still is the same everywhere when averaged over huge regions of space, it certainly varies locally. The density of the Earth is vastly larger than the density of interstellar space, which is in turn much greater than the density of intergalactic space. In contrast, the difference in density between the most and least dense regions at the time of recombination was about one part in 100,000. Between then and now the clumping of matter into galaxies, stars, etc. took place.

The mechanism by which this clumping occurred is fairly simple, although its details continue to be studied and debated. At the time of recombination the universe consisted of a nearly uniform hot gas with regions very slightly denser than the average and others very slightly less dense. If the density had been exactly the same everywhere then it would have always stayed that way. However, a region slightly denser than the surrounding gas would have a stronger gravitational attraction, and mass would tend to flow into it. This process would make this region even denser, causing it to attract matter even more strongly. In this way the almost uniformly dense universe gradually became less and less uniform, resulting in the dense clumps of matter we see around us now. On a fairly large scale these clumps make up galaxies, and matter that clumped on a smaller scale makes up the stars inside those galaxies. A very small portion formed into smaller objects orbiting around those stars and a small portion of that matter formed into people reading physics papers on the Internet.

V: The End (?) of the Universe

Our view of the future of the universe has changed in the last few decades. The next paragraph is what I wrote when I originally put this paper out in 2000. I've kept it so you can see how much has changed since then. After that I give a more up-to-date description.

So what does this imply about the future of the universe? If most of the gravity in the universe is repulsive then the galaxies will never stop and come back together, regardless of their density. In other words, the idea that a closed universe recollapses and an open one expands forever is only true for a universe dominated by ordinary matter. A universe dominated by dark energy should keep expanding forever. There is an important caveat, however, which is related to the fact that we still don't know what dark energy is. If it someday decays and turns into ordinary matter then the fate of the universe will once again depend on whether it is closed (finite) or open (infinite). In sum, if the universe remains dominated by dark energy forever then it will never stop expanding. If it is open and someday becomes dominated by matter then it will also never stop expanding. But if it is closed and someday becomes dominated by matter, then it will eventually recollapse. So what would each of those scenarios look like?

If the universe expands forever, the clusters of galaxies in it will move farther and farther apart. Eventually each galaxy cluster will be alone in a vast empty space. The stars will burn out their fuel and collapse, leaving nothing but cold rocks behind. Eventually these will disintegrate as well. This whole process will take an unimaginably long time but it will occur eventually, and the universe will thereafter consist of nothing but loosely spread out elementary particles. All of the energy in the universe will then be distributed in a more or less uniform way at some extremely low temperature, and as the universe continues to expand this temperature will fall and the universe will become ever more empty and cold. This scenario is sometimes referred to as the heat death of the universe.

On the other hand, if dark energy decays and the universe has a high enough density, then the galaxies will eventually start moving back towards each other. Once they are close enough together all galaxies and stars will collapse, until at some point the universe will once again consist of nothing but densely packed, highly energetic particles. Eventually all matter will be compressed to the Planck density, the density at which our current theories fail. Lacking a theory for such densities, we cannot predict what will happen then. One possibility is that the universe will bounce back—indeed, perhaps it has been in a cycle of expanding and contracting forever. Then again perhaps the universe will simply annihilate itself and cease to exist. Determining which of these possibilities would occur will require the development of a theory of physics at extremely high densities.

More than any other time in history, mankind faces a crossroads. One path leads to despair and utter hopelessness. The other, to total extinction. Let us pray we have the wisdom to choose correctly.

-Woody Allen

Endnote I: The Evolution of the Critical Density

Endnote II: Evidence for the Big Bang Model

The steady-state models were dealt their death blow with the second great piece of observational evidence for the big bang model, namely, the discovery of the microwave radiation left over from the early universe. Prior to recombination, the universe consisted of a uniform hot mixture of particles. Such a mixture emits a recognizable spectrum of radiation that, if emitted then, should still be around today. Moreover, since that mixture filled the entire universe, that radiation should have been emitted everywhere in all directions, and should thus fill all of space. In 1964 Arno Penzias and Robert Wilson discovered microwaves coming from all directions in the sky, with exactly the spectrum predicted by the theory. (The spectrum of radiation is a description of the intensity of the radiation at different frequencies.) Almost immediately after this discovery, the steady state theories were abandoned and big bang cosmology became nearly universally accepted. 10

Another prediction of the big bang model concerns the relative abundances of certain light elements. According to the model, the universe started with only elementary particles that eventually formed into atomic nuclei. A hydrogen nucleus is simply a single proton, so hydrogen was the first atomic nucleus to appear . Some of the protons eventually combined with other protons and/or neutrons to form other light elements such as deuterium, helium, and lithium. The laws governing nuclear physics are fairly well understood, so physicists have been able to work out the proportions of these different elements that should have been produced. Those proportions closely match what we observe in the universe today.

Endnote III: Problems and Lingering Questions

The success of the big bang model required the assumption that the universe was almost exactly homogeneous (the same everywhere) at early times. If the universe had been slightly less homogeneous initially, it would look very different now, whereas if it had been perfectly homogeneous then structures such as galaxies could never have formed. Another necessary assumption is that the expansion began simultaneously throughout a very large and possibly infinite universe.

The big bang model also requires the density of matter in the early universe to have been extremely close to the critical density. If it had been too high, the universe would have recollapsed before any structure had time to form, while if it had started out too low galaxies could not have formed. I noted in endnote I that over time the universe tends to move away from the critical density. It turns out that if the universe had initially been above or below the critical density by more than one part in 10 55 , life as we know it could not have arisen!

These objections, while they make the theory seem strange, can be dismissed by saying that the universe just happened to start that way. Since the big bang model says nothing about how the universe got here in the first place, we have to assume some initial conditions. We are free to assume that for whatever reason the universe started out in exactly the way it had to in order to produce galaxies, stars, and ultimately you.

There is, however, another class of problems with the big bang model that cannot be explained away so easily. These problems have to do with exotic objects that should have been formed when the universe was extremely hot and dense. Our current theories predict that many different kinds of particles would have been created at those temperatures that could not be created today. Some of them would have decayed by now into normal matter and thus we would not expect to see them now, but others—called relic particles— would be expected to be stable enough to still be present in large quantities and easily detectable. These particles—which I won't describe in detail—include magnetic monopoles, gravitinos, axions, and even stranger beasts such as hedgehogs, cosmic strings, and domain walls. (The last two aren't particles but large objects, but the basic idea is the same.) The fact that we don't see any of them now cannot be explained by the standard big bang model. Moreover, some of these particles, if they had been around at the time of nucleosynthesis, would spoil our successful predictions of the relative abundances of light elements (see endnote II).

Physicists have tried for decades to formulate theories that could eliminate both the questionable assumptions and the problematic particles associated with the standard big bang model. Currently the only plausible candidate is a theory called inflationary cosmology, which is widely accepted by most cosmologists to be a necessary modification of the big bang model. This theory says that there was a period of very rapid expansion in the first fraction of a second after the big bang, or more precisely, after the density fell below the Planck level. The theory of inflation is described in my paper Beyond the Big Bang: Inflation and the Very Early Universe. Here I will simply note that this rapid expansion period would have caused the universe to become almost perfectly homogeneous and almost exactly at the critical density regardless of how it started out. It would also get rid of all unwanted relic particles while still allowing for the creation of the ordinary particles that make up the universe today.

Finally I should mention the last great failing of the big bang model. Even when supplemented by inflation, big bang cosmology cannot explain why the universe is here in the first place. Inflation greatly reduces the number of assumptions you have to make about the origin of the universe. In fact some versions of inflationary cosmology suggest that the universe had no beginning but has existed forever. But whether the universe has existed forever or for only 14 billion years, the question of why it exists at all remains a mystery. Even if we could eventually come up with a set of laws that explained how the universe came into being, as some people are currently trying to do, the mystery of why those laws should exist would remain. That mystery will perhaps remain forever beyond the ability of science to explain.

Notes de bas de page

1. If you know something about the theory of relativity it may occur to you that Hubble's law seems to predict that very distant objects will recede from us faster than light, whereas Einstein's special theory of relativity predicts that nothing can move faster than light. For readers who are familiar with special relativity I can note that an observer in an expanding universe is not in an inertial reference frame, and therefore the laws of special relativity do not apply. They will still be good approximations for measurements of nearby objects, but not for very distant ones. For readers not familiar with special relativity I will simply note that Hubble's law is correct and that the explanation of why this is possible requires more relativity theory than I can explain in this footnote.

2. Actually saying "matter and energy" is redundant, because according to relativity theory matter is just another form of energy, with the amount of energy corresponding to a given mass being given by the famous equation E=mc 2 . So from now on when I say "density of matter" I will be including all other forms of energy, such as electromagnetic radiation.

3. If the density has exactly this critical value then the universe is also infinite, but in this case it is called "flat" rather than "open."

4. Actually the value of the critical density changes with time. For a discussion of this issue see Endnote I

5. This picture of a uniform grid of galaxies is only a rough description. For example, many galaxies clump together in large groups called clusters. These clusters are held together by the mutual gravitational attraction of the galaxies so they don't grow as the universe expands. In such cases it is the distance between clusters of galaxies that grows in the way I've described.

6. The rather fanciful journey I'm suggesting is unrealistic in several ways. First of all I'm assuming that I could travel so quickly that the universe wouldn't grow much while I was making the trip. In fact even a light beam can't travel that fast and nothing can travel faster than a light beam. I also assumed for the purpose of illustration that galaxies wouldn't be created or destroyed in such a long time.

7. I'm being unrealistic when I talk about the distances between galaxies at these early times. Galaxies did not form until many millions of years after the big bang. The very early universe consisted of a dense mass of particles and the expansion of the universe at this time consisted of the distances between these particles increasing.

8. These conclusions about the future of the universe depend on an assumption that the universe is made up of ordinary matter. Recent observations suggest that the universe may instead be largely made up of a poorly understood form of matter that repels rather than attracts—a kind of antigravity. If these observations are confirmed and the universe does contain such matter, then the expansion will continue forever regardless of whether the universe is infinite or finite.

9. Actually this isn't true for nearby galaxies. Having nothing to do with the expansion of the universe, galaxies have their own velocities relative to each other, known as peculiar velocities. For nearby galaxies these peculiar velocities dominate and the galaxies may be moving towards or away from us. For distant galaxies, however, the recession rate due to the expansion of the universe is so great that the peculiar velocity makes no noticeable difference.

10. The discovery of the microwave background radiation by Penzias and Wilson was a remarkable example of serendipity in science. They were doing an unrelated experiment and found that their detectors were picking up a background signal coming from all directions. It wasn't until they discussed this finding with a colleague that they understood the significance of the discovery.


Incredible Technology: How to See the Big Bang

While we may never know all the details of our universe's explosive birth, scientists have been able to piece together quite a bit by studying the ancient light that saturates the cosmos.

The universe burst into existence 13.8 billion years ago in a "Big Bang" that blew space up like a giant balloon. For nearly 400,000 years after that, the universe remained a seething-hot, opaque fog of plasma and energy.

But then, in an epoch known as recombination, the temperature dropped enough to allow the formation of electrically neutral atoms, turning the universe transparent. Photons began to travel freely, and the light we know as the cosmic microwave background (CMB) pervaded the heavens, filled with clues about the first few moments after creation. [Big Bang to Now in 10 Easy Steps]

"As far as we know, that's as far [back] as we can see &mdash we get an image of the universe as it was when it was about 389,000 years old," said John Mather of NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md., senior project scientist for the space agency's James Webb Space Telescope, the successor to the Hubble Space Telescope. Mather and George Smoot won the 2006 Nobel Prize in Physics for their work on NASA's Cosmic Background Explorer satellite mission.

"We believe &mdash although it's not 100 percent proven &mdash that spots that we see in the microwave map from when the universe was 389,000 years old were actually imposed on it when [the universe] was sub-microseconds old," Mather told SPACE.com. "There's an interpretive step there, but it's probably right."

Tiny fluctuations in the map

The CMB, which was first detected in 1964, is strikingly uniform. But COBE discovered in 1992 that it's studded with tiny temperature fluctuations. These variations have since been mapped out more precisely by two other space missions, NASA's Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) and the European Planck spacecraft.

The hot and cold areas &mdash which differ from their homogeneous surroundings at a level of just 1 part per 100,000 &mdash signify areas featuring different densities.

"You can imagine a cold spot being a gravitational overdensity it's sitting at the bottom of a shallow gravity well," said Al Kogut of NASA Goddard, who has worked on COBE, WMAP and other efforts to map the CMB. [Gallery: Planck Spacecraft Sees Big Bang Relics]

"Light that's coming to us from the bottom of this gravity well has to climb uphill, so it's losing energy," Kogut told SPACE.com. "So the cold spots in the microwave sky are the places where there's extra matter and energy &mdash extra gravitational potential. The hot spots are the voids."

These density fluctuations were the seeds that eventually gave rise to stars, galaxies and all other structure that we observe in the universe today, scientists say.

Massive inflation

Most researchers think the "bang" portion of the Big Bang came during a dramatic and extremely brief period of inflation, which began about 10 to the minus 36 seconds &mdash one trillionth of a trillionth of a trillionth of a second &mdash after the universe's birth.

During inflation, the theory goes, the universe expanded faster than the speed of light, doubling in size perhaps 100 times or more in just a few tiny fractions of a second. (Einstein's theory of special relativity holds that no information or matter can travel faster than light through space, but this rule does not apply to inflation, which was an expansion of space itself.)

"Inflation theory is the idea of going from spontaneous quantum fluctuations to something of macroscopic size," said WMAP principal investigator Charles Bennett, of Johns Hopkins University in Baltimore, Md. (The WMAP spacecraft, which launched in 2001, stopped gathering data in 2010.)

The precision mapping of the CMB performed by COBE, WMAP and Planck has provided strong support for inflation, helping cement its position as the leading explanation of the universe's first few moments.

"Why the cosmic microwave background temperature is the same at different spots in the sky would be a mystery if it was not for inflation saying, well, our whole sky came from this tiny region," Bennett told SPACE.com. "So the idea of inflation helps answer some of these mysteries, and it explains where these fluctuations came from."

Still, the CMB map has yet to reveal a clear "smoking gun" for inflation, Bennett and Kogut said. But they believe that smoking gun may well be there, just waiting to be discovered.

The signature of gravity waves

According to inflation theory, the dramatic expansion of space in the first few moments after the universe's birth would have generated gravity waves, which in turn produced a type of polarization in the CMB known as "B-modes."

Spotting B-modes would thus put inflation on incredibly firm footing, and reveal more details about the process &mdash including, most likely, the energy levels at which it occurred. (Some scientists think these energies were so great that the laws of physics blended together during the inflation period).

This signature has not been detected in the CMB map yet, but that may simply be because it's so faint, researchers say.

"There are a few groups now out searching for these B-modes," Bennett said. "It's sort of the current Holy Grail of the business here."

Bennett and Kogut are among the scientists in the hunt. Bennett is leading the development of an instrument called the Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS), which is currently under construction and could begin operations in Chile's Atacama Desert sometime next year.

Kogut, for his part, is principal investigator of a balloon-borne detector called PIPER (short for Primordial Inflation Polarization Explorer), which he hopes will make its first flight in 2014 or 2015.

Detecting the B-modes is a tough proposition, since it will likely require spotting a pattern that differs from the background by just a few parts per billion. But Kogut and Bennett both expressed optimism that somebody will find the signal, if it does indeed exist at the level predicted by some of the leading inflation models.

"The sensitivity of the instruments has been making steady progress," Kogut said. "In order to see the inflationary signal, we probably need to improve by another factor of three or four."

"But the sensitivity has already, since the first detection [of the CMB], improved by about a factor of 100,000," he added. "So I think it would be unduly pessimistic to say that all this great progress over the last 40 years, almost 50 years, is about to come to a screeching halt right before we discover this new signal that's right on the borderline of what we can and can't detect right now."


Veil of the visible: Seeing beyond the limits of the observational universe

UNIVERSITY PARK, Pa. — All it takes is a look out at the horizon to remind us that there is a limit to what we can see.

Likewise, not everything that’s ever existed in the universe is visible to us. There is a point in the cosmos beyond which, even with our most powerful telescopes, we cannot see. Given that the universe is expanding, and faster all the time, some day (in the very distant future) we won’t even be able to see those stars and galaxies, as they recede to a distance too far for their light to reach us — forever lost beyond the horizon of space. On this scale, though, the limit of our observations is not imposed by the Earth’s curvature, but rather by time and the physics of light.

“If you just think about how far can light have traveled since the beginning, it's not an infinite distance,” said Penn State Associate Professor of Physics Sarah Shandera. “So even if we could see light further back, we can't see information from infinitely far away.”

In fact, there was a time in the history of the cosmos when light couldn’t really travel at all. For the first 400,000-or-so years following the big bang, all of the photons were trapped in an opaque plasma, something like a hot particle soup, until space cooled enough for matter to coalesce, the universe became transparent, and the photons could finally escape. We can see this moment in what’s known as the cosmic microwave background (CMB) — the so-called afterglow of the big bang, the first visible light in the universe, and the farthest point in the cosmos we’re able to observe.

Thanks to data we have from the cosmic microwave background and other observations of the more-recent early universe, theoretical physicists like Shandera are pushing the boundaries of what we can reasonably infer about our universe’s birth beyond the veil of the visible.

Since the CMB was formed in a process that happened everywhere in the universe at virtually the same time, the entire cosmos is suffused with its light. So — unlike stars and galaxies, which will eventually recede beyond the cosmic horizon — the CMB will never disappear entirely from our view. But it nonetheless constitutes the ultimate limit of our observations. Thanks, though, to data we have from the CMB and other observations of the more-recent early universe, theoretical physicists like Shandera are pushing the boundaries of what we can reasonably infer about our universe’s birth beyond the veil of the visible.

“The early universe is a really interesting and, in some ways, observationally accessible place,” Shandera said. “I like to do theoretical work on what might have happened at those early times, but what I really like most about this is that there is data, and so you can't get too caught up in your magnificent theory, because at some point you have to really connect with the data.”

So what do we really know about the early universe?

“Well, there's the part that we know more for sure,” Shandera explained, “and people have often called this the 'hot big bang' universe. We know that if you go back in time, the universe became hotter and denser and smoother. Gravity hadn't had time to clump things together into galaxies. But we think even before that time something else happened, and the leading idea for what that was is the theory of inflation.”

Proposed in 1981 by Alan Guth, the theory of inflation — in a nutshell — posits that during the first fraction of a second after the big bang, the universe went through a phase of exponential expansion, faster than the speed of light. Almost instantaneously, this expansion stretched tiny, quantum-scale fluctuations across vast distances, creating regions of differing densities — “seeds” that under the force of gravity would eventually form the large-scale structure of stars, galaxies, and clusters we observe today.

“We don't know that for sure,” Shandera said, “but it's our best guess of what we think happened, our very best idea, and it's been tested and pulled every which way. We can’t really know what happened, since that era is beyond the access of our observations.”

With data from observations of the cosmic microwave background through to the present-day universe, inflation accurately describes the cosmos we see, and it allows theorists like Shandera to further develop plausible descriptions of the cosmos we can’t see.

Inflation does, however, solve certain problems with other theories — including the big bang theory — as well as with astronomers’ observations, particularly those of the cosmic microwave background, which shows the imprint of those aforementioned fluctuations, or seeds, as minute differences in temperature.

“The cosmic microwave background is pretty uniform on very, very large scales,” Shandera explained, “and there's no reason why you would expect not just a similar temperature but also the same pattern of fluctuations at different points in the background. So there are things happening on very large scales that you don't really have a good explanation for unless you posit something else, like inflation, that's the origin of these fluctuations.”

With data from observations of the CMB through to the present-day universe, inflation accurately describes the cosmos we see, and it allows theorists like Shandera to further develop plausible descriptions of the cosmos we can’t see — beyond the CMB.

“In principle, we model a lot of things that happen before that, like the formation of the elements,” Shandera said, “and we're pretty confident that modeling is right, because it's exactly what you'd expect using standard model physics, running everything backwards, and it gives you exactly what you see today. So we're pretty confident that we understand at least some of the physics before the CMB.”

Meanwhile, data from large-scale astronomical surveys like the Hobby-Eberly Telescope Dark Energy Experiment (HETDEX) could help to further fill in this picture of inflation and the early universe. As it searches for the signature of dark energy, HETDEX will also map the three-dimensional positions of around a million galaxies between 9 million and 11 million light years away and look for patterns in their distribution.

“That pattern,” Shandera explained, “is an imprint of the pattern of quantum fluctuations during inflation, run through to the present day. So by looking at how galaxies are organized or arranged in the universe, you're getting a picture of the initial conditions. And those initial conditions, we think, tell us something about inflation.”

For Shandera it’s all like a cosmic puzzle, fitting theory and data together, to describe what’s otherwise unknowable.

What HETDEX discovers about dark energy may also inform the work of early universe theorists, although Shandera says that connection is more difficult to make. “The dark energy question is, in some ways, a little bit different,” she said, “because we don't know enough yet to know how to connect dark energy to the inflationary era.”

For Shandera it’s all like a cosmic puzzle, fitting theory and data together, to describe what’s otherwise unknowable.

“That there can be these really interesting ways to test theoretical physics with data, I just find that idea to be super fascinating,” she said. “And whatever the answers to these puzzles are, a lot of the observational data that we have, presumably, comes from the early universe. So that’s one of the very few ways we can have any hope of constraining these theories observationally — by understanding cosmological data.”

Editor's note: This story first appeared in the Winter 2021 issue of the Science Journal, the Eberly College of Science magazine.


X-Rays

Thanks to movies and pop culture&rsquos love for X-ray vision, we have been led to believe that X-ray vision will let us see through other people&rsquos clothes &ndash as well as buildings and underground bunkers. The truth is, even if you could see through someone&rsquos clothes using your X-ray vision (which, by the way, you can), it&rsquos only their bones that you would be able to see. X-rays have a very small wavelength and high amounts of energy, which is why they can penetrate a lot of stuff to give that &lsquosee-through&rsquo vision effect.

This is what your hand would look like through X-Ray vision. (Photo Credit : liveostockimages / Shutterstock)

Having X-ray vision would be far less cool than pop culture has led you to believe: you&rsquod see a slightly different-colored sky (the atmosphere has small amounts of X-rays) and you would need an iron eye mask to catch any shut-eye. X-rays can pass through thick layers of fat and muscle, so what opposition could thin eyelids possibly offer!


In theory, space goes on and on…

So why do scientists think that space goes on forever? It’s because of the shape of space. Our part of space, or the observable universe, has a special shape: it is flat.

That means if you and a friend each had your own rocket ship and you both took off and travelled in a straight line, for ever and ever, you would never meet. In fact, you would always stay exactly the same distance apart, within the observable universe.

If the shape of space is flat, then two rockets will never ever meet. NASA/Troy Cryder

But this is a really special case. If space was shaped any other way, then lots of things could happen. Your two rockets, travelling in a straight line, might eventually cross paths, or they might get really close but never meet, or perhaps they’d go the other direction and drift away from each other.

But only flat space will keep the rockets exactly apart.

Scientists have an idea of how to solve this special flatness problem. And, importantly, their idea solves some other problems as well to explain why space looks exactly the way we see it.

When one idea solves lots of problems, scientists call it a theory. It means we could be on the right track to finding an answer.

The theory says that space must be really, really big but we can only see a small part of it, and that part looks special and flat. It’s kind of like how Earth seems flat, unless you are an astronaut floating in space. Up there, you see so much more of the Earth that it’s possible to see how it curves away.

My bet is that space does go on forever. Maybe one day science will help tell us if that’s true.

When you see much more of the Earth it stops being flat. NASA/Reid Wiseman

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