Entropie De L'univers

Réponse du département Sciences et Techniques :

Définition de l'entropie : l ’entropie est une grandeur thermodynamique. C'est une quantité physique, mesurable, associée au degré de désordre d'un système macroscopique, ou au manque d’informations sur son état microscopique. Elle est fonction de la température, du volume, de la pression. Elle ne diminue jamais au cours de l'évolution d'un système thermodynamique isolé. Le second principe de la thermodynamique postule que : "L'entropie d'un système isolé augmente au cours du temps jusqu'à atteindre un maximum".


Pour répondre à votre question, il faut préalablement distinguer les deux notions que vous indiquez, à savoir l'"entropie maximale de l'univers" et "lorsque il n'y aura plus d'étoile dans l'univers".

En effet, la disparition de toutes les étoiles ne signifie pas que l'univers a fini son évolution. Le terme étoile définit un corps de masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile aussi bien en durée que dans ses phases évoluées et finales. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite. En deçà de la masse minimale, les forces de gravitation seront insuffisantes pour démarrer les réactions de fusion nucléaire ; au-delà de la masse maximale, l'étoile formera un trou noir du fait de l'effondrement gravitationnel. Entre les deux, la pression de radiation compense, tout au moins partiellement, les forces de gravitation.
Ainsi, l'univers est formé d'étoiles mais aussi entre autres de planètes, et de trous noirs.

Selon la théorie du big-bang chaud, et selon les résultats récents montrant un univers de type ouvert, se refroidissant à mesure de son expansion infinie, dans 700 milliards d'années environ (7x10puissance11 ans après le Big Bang), nous assisterons à l'épuisement lent des réserves d'énergie nécessaires à la nucléosynthèse stellaire, avec la transformation progressive du noyau des étoiles en fer, la structure atomique la plus stable.
A cette époque la température de l'univers aura atteint le seuil de Gibbons-Hawking, 10puissance-29 K, le zéro absolu à quelques décimales près.

Au bout de 5 000 milliards d'années (5x10puissance12 ans après le Big Bang), toutes les étoiles de la galaxie se transformeront en corps sombres, naines noires, étoiles à neutrons et trous noirs. Quelques traces de gaz interstellaires subsisteront, mais ils seront trop lourds et trop dilués pour former de nouvelles étoiles. Les galaxies situées au-delà de l'amas local seront invisibles. A côté de ces corps, nous retrouverons les planètes devenues stériles et désertiques ainsi que la poussière interstellaire dont les composants seront devenus stables et neutres.

Dans cent mille milliards d'années (10puissance14 ans après le Big Bang), nous assisterons à la fin de la période stellaire : tous les atomes de fer vont se transformer en neutrons, transmutés suite à la pression de Fermi. Les électrons en orbite en dehors du noyau s'affranchiront des forces d'interaction qui lient les atomes et se combineront avec les protons en libérant des neutrinos. Ceux-ci continueront de transporter 30% de l’énergie de décroissance de la matière. Si la pression que les neutrons exercent pour s'opposer à la gravité n'est pas assez élevée, les étoiles les plus massives deviendront des trous noirs.
Les étoiles naines blanches se refroidiront durant 10puissance17 ans jusqu’à 5 K, où leur température interne sera libérée dans la décroissance de leurs nucléons. Les étoiles à neutrons atteindront 100 K au bout de 10puissance19 ans. Et de façon similaire, la décroissance de leurs noyaux entretiendra cette température.

Au bout d'un milliard de milliard de milliard d'années (10puissance27 ans), seuls les trous noirs situés au sein des superamas de galaxies subsisteront, entourés de près par un disque d'accrétion dispensateur d'énergie.

Mais les théories de Grande Unification qui décrivent l'asymétrie matière-antimatière stipulent que le proton, sur lequel toute la physique a fondé son édifice, n'est pas éternel et a une demi-vie supérieure à 10puissance31 ans. Cela signifie que tous les corps se dissocieront au bout de cette période pour se décomposer en électrons, positrons, neutrinos et photons. Ce processus a théoriquement déjà lieu : tous les dix ans, chaque tonne de matière devrait perdre un proton qui se transforme en énergie.

Toute la matière, y compris les galaxies et tout leur combustible nucléaire, les cirrus galactiques et le plasma qui baigne l’espace, devraient disparaître au bout de 10puissance32 ans. Cependant, les électrons créés pendant les décroissances ne pourront être annihilés par les positrons étant donné l’extrême raréfaction du milieu.

Vers 10puisance35 ans après le Big Bang nous assisterons à l'épuisement de tout le combustible stellaire.

Sans matière, au bout de 10puissance50 ans [durée de vie maximale du proton], il ne subsistera dans l'Univers que des photons, des neutrinos et des trous noirs. Le rayonnement dominera à nouveau.

Selon la théorie d'Hawking, l'effondrement continu de la matière entraînera une élévation de la température électronique de quelques milliards à plus de 10puissance24 K, provoquant un processus quantique d'évaporation qui libérera un flot intense de rayonnement gamma.

En tenant compte des premières esquisses de la gravitation quantique, rappelons que Hawking a prédit que lorsque ces trous noirs seront plus chauds que le rayonnement fossile (quelques millionièmes de kelvins au-dessus du zéro absolu) ils rayonneront davantage d'énergie qu'ils en absorberont. Les calculs prédisent que les mini trous noirs de 10 Massesolaire s’évaporeront au bout de 10puissance69 ans, libérant des photons, des neutrinos et des gravitons. Les trous noirs galactiques les plus massifs, d'une température de l'ordre de 10-15 K, devraient survivre 10puissance90 avant de s'évaporer dans l'espace, tandis que les trous noirs supergalactiques (10-18 K) persisteront 10puissance100 ans. Cette échéance ultime fonction de la masse des trous noirs a été fixée par Freeman Dyson à condition que les trous noirs virtuels ou de très petites dimensions puissent exister, ce qui n'est pas démontré. Ce temps de Dyson est la plus longue durée que l'esprit humain puisse concevoir. A cette époque, la température de l'Univers sera tombée à 0 K, le premier chiffre significatif étant placé à la 60ème position derrière la virgule !

La perte de masse des trous noirs par évaporation sera finalement supérieure à la force de la gravitation qui ne pourra plus contenir la matière sous l'horizon des événements. A terme, le ciel sans étoiles, devenu noir d'encre, s'illuminera de flashes intenses provoqués par l'explosion des trous noirs. Dans ce grandiose feu d'artifice final, la matière recyclée retournera à l'espace avec une nouvelle identité, neutrinos, rayons X et photons. Le rayonnement continuera d'exister dans un Univers en perpétuelle expansion. Sa densité diminuera mais sera toujours supérieure à celle du corps noir. La température tendra vers le zéro absolu sans jamais l'atteindre.

Mais ce ne sera pas pour autant la fin de tous les processus physiques. Les fluctuations du vide lui-même peuvent perdurer encore longtemps, alors même que tous les processus astrophysiques auront pris fin. Dans l’Univers d’après-demain, dans lequel l’échelle des distances sera très différente de celle que nous manipulons aujourd’hui, dans lequel les processus seront ralentis par le froid intense et l’isolement des particules, J.D.Bernal et F.Dyson pensent que des systèmes vivants pourront encore exister.

Finalement, lorsque la matière atteindra 0 K, elle deviendra "transparente", les électrons par exemple, s’ils existent encore, pourront la traverser sans être dispersés. A cet "instant", l'entropie de l'univers sera maximale. Tout ceci bien sûr n’est que spéculation car ces idées reposent sur des lois d’une physique encore mal maîtrisée. Au-delà, la Physique, science cherchant à expliquer le monde qui nous entoure, ne nous renseigne pas sur un éventuel après, un éventuel univers, similaire ou différent.

Pour finir, voici quelques exemples d'entropie / baryon

l'entropie d'un photon de 2.7 K est » 10puissance8
l'entropie d'un trou noir de 1 Masse solaire est » 10puissance20
l'entropie d'une corde de 0.1 Masse solaire est » 10puissance50
l'entropie d'un trou noir de 10 Masse solaire est » 10puissance79
l'entropie de la Singularité finale est » 10puissance123

A l’époque du Big Bang, l’Univers contenait environ 10puissance80 photons par baryon. A mesure que l’effet de la gravitation a condensé la matière en entités de plus en plus denses, l’entropie par baryon n’a cessé de croître. On peut facilement évaluer le volume de l’espace des phases à ces différentes époques en considérant ces nombres comme les exposants d’une puissance de 10 (l’entropie étant définie comme le logarithme du volume). Valeurs moyennes adaptées des Physical Review Letters.


sources :

• Étoile (article de l'encyclopédie Wikipédia)
• La théorie du Big Bang - L'avenir de l'univers

Vous pouvez également consulter Un univers à sens unique de l'Institut national de physique nucléaire et de physique des particules