Destin de l'Univers

vignette|alt=Une animation du comportement supposé d'un Big Crunch.|Une animation du comportement supposé d'un Big Crunch. La question du destin de l'Univers fait partie des questions fondamentales de la cosmologie. Elle a trait à l'évolution future de l'expansion de l'Univers. Pendant longtemps elle a été focalisée sur la question de savoir si l'expansion observée actuellement se poursuivrait indéfiniment, ou bien s'interromprait pour laisser place à une phase de contraction menant au Big Crunch, un effondrement général de l'Univers, analogiquement inverse du Big Bang. En ce début de cette première question paraît essentiellement résolue, car toutes les observations indiquent que l'expansion ne s'arrêtera pas. Cependant, le devenir exact de l'Univers est susceptible d'être décrit par plusieurs scénarios assez différents, allant de la mort thermique de l'Univers (en anglais Heat death, c'est-à-dire un refroidissement indéfini résultant de l'expansion), au Big Rip, un scénario catastrophique où toutes les structures, des amas de galaxies jusqu'aux atomes, sont détruites, étirées par une expansion de plus en plus violente, jusqu'à être déchirées. La description de l'évolution de l'Univers, en tant que système physique, se fait par la donnée d'un modèle cosmologique et le biais de la théorie de la Relativité générale. Celle-ci est en effet à même de décrire l'évolution d'un Univers homogène et isotrope, par l'intermédiaire des équations de Friedmann. Ces dernières indiquent la valeur du taux d'expansion de l'Univers (dont la valeur actuelle est la constante de Hubble) en fonction de la densité d'énergie moyenne de l'Univers ainsi qu'une de ses propriétés géométriques, sa courbure spatiale. Interviennent aussi certaines propriétés des différentes formes de matière qui emplissent l'Univers, en particulier leur pression. L'équation dictant la valeur du taux d'expansion de l'Univers, noté H, est une des deux équations de Friedmann.