Expansion de l'univers

Les hypothèses d'évolution de l'univers que j'ai pu lire (j'ai du en louper plein sûrement) sont peu nombreuses :

Big crunch, visiblement pas trop à la mode actuellement au vu des différentes observations.

Big rip, avec une expansion exponentielle au point de faire "éclater" la matière elle-même.

Expansion "raisonnable" qui permettrait à des amas de matière de conserver localement leur cohésion à l'échelle d'une galaxie ou d'un amas de galaxies, les transformant en "micro univers" coupés du reste de la matière de l'univers, sans influence et hors de toute influence.

Mais un scénario d'équilibre est il possible?
Un point ou l'expansion cesserait suite à un équilibre entre gravitation et énergie sombre.

LokiLeFourbe a écrit:

Les hypothèses d'évolution de l'univers que j'ai pu lire (j'ai du en louper plein sûrement) sont peu nombreuses :

Big crunch, visiblement pas trop à la mode actuellement au vu des différentes observations.

Big rip, avec une expansion exponentielle au point de faire "éclater" la matière elle-même.

Expansion "raisonnable" qui permettrait à des amas de matière de conserver localement leur cohésion à l'échelle d'une galaxie ou d'un amas de galaxies, les transformant en "micro univers" coupés du reste de la matière de l'univers, sans influence et hors de toute influence.

Mais un scénario d'équilibre est il possible?
Un point ou l'expansion cesserait suite à un équilibre entre gravitation et énergie sombre.

Je dirais a priori que non.

Représentation graphique des univers de Friedmann - Lemaître

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La dynamique des modèles cosmologiques de Friedmann - Lemaître, c'est-à-dire la variation du facteur d'échelle spatiale en fonction du temps cosmique, est déterminée par le signe de la courbure (constante) des sections spatiales, k, et par la valeur de la constante cosmologique, L. Deux valeurs critiques de cette constante sont L = 0 (on retrouve alors les modèles de Friedmann les plus souvent utilisés, dans la colonne en gris; un cas particulier est la solution euclidienne d'Einstein - de Sitter, marquée E-dS), et L = LE, où LE est la valeur proposée en 1917 par Einstein afin d'assurer la staticité de son univers sphérique. Puisqu'une constante cosmologique positive équivaut à une action répulsive à grande distance, tous les modèles à grande constante cosmologique (L > LE), quelle que soit leur courbure, sont "ouverts" dans le temps, c'est-à-dire en expansion perpétuelle. A l'inverse, une constante négative (L <0) contribue à augmenter la gravité effective, de sorte que les modèles d'univers correspondants finissent tous par s'effondrer sur eux-mêmes.

Dans certains cas (k>0 et 0 < L < LE), la singularité initiale peut disparaître; en particulier, le modèle de Lemaître-Eddington (marqué L-Edd) est un univers spatialement fermé en expansion continue à partir de la sphère statique d'Einstein (correspondant à un rayon constant indiqué en pointillés). Le modèle à explosion primordiale prôné par Lemaître (marqué Lem) a une constante cosmologique légèrement supérieure à la valeur critique LE, de sorte qu'il traverse une phase plus ou moins longue au cours de laquelle il frôle l'état statique d'Einstein, avant de repartir en expansion continûment accélérée.[/u]

Article très intéressant sur l'énergie sombre sas effets sur la formation de l'univers, l'expansion et la formation des galaxies...
Pour la science du mois de mars.

Edit : merci pour ta réponse gilga