cosmologie

Science qui étudie la structure, l'origine et l'évolution de l'Univers considéré dans son ensemble.

La cosmologie : faits et hypothèses

Quelques hypothèses fondamentales, les principes de la cosmologie, simplifient notablement l'établissement de modèles cosmologiques. Le principe d'uniformité stipule que les lois de la physique établies sur la Terre s'appliquent à l'ensemble de l'Univers observable. Le principe cosmologique suppose l'Univers homogène et isotrope, à l'exception d'irrégularités locales. Malgré la découverte de très grandes structures cosmiques (superamas, voire hyperamas de galaxies, séparés par de grands vides), on considère que la validité de ce principe n'est pas remise en cause : à des échelles supérieures au milliard d'années-lumière, l'Univers peut être considéré comme homogène. Le principe d'équivalence admet qu'à tout corps on ne peut affecter qu'une masse positive ou nulle qui rend compte de l'ensemble de ses propriétés dynamiques. Le principe de Mach énonce que l'inertie de tout corps est déterminée par la distribution de l'ensemble des masses présentes dans l'Univers. La géométrie de l'Univers est donc déterminée par la répartition des masses qu'il renferme. Enfin, selon le principe anthropique, qui n'est admis que par certains cosmologues, l'existence même de l'homme impose a posteriori certaines contraintes à la structure de l'Univers : nous voyons l'Univers tel qu'il est parce que, s'il était différent, nous ne serions pas là pour l'observer.

Les modèles cosmologiques

Le cadre théorique sur lequel s'appuie la cosmologie moderne est la théorie de la relativité générale, formulée en 1916 par Albert Einstein (1879-1955). Selon cette théorie, la gravitation – la force prépondérante à grande échelle – modifie la géométrie spatio-temporelle de l'Univers. Cette théorie et les principes exposés précédemment sont à la base des modèles cosmologiques élaborés en 1922 par le mathématicien russe Aleksandr Friedmann (1888-1925) et toujours utilisés aujourd'hui. Les solutions les plus simples des équations qui régissent ces modèles sont incompatibles avec un Univers statique : elles exigent que l'Univers soit en évolution, soit qu'il s'étende, soit qu'il se contracte au cours du temps. Sa géométrie et son évolution sont entièrement déterminées par les valeurs instantanées de deux paramètres : l'un qui exprime la vitesse avec laquelle varie une dimension caractéristique de l'Univers, l'autre qui traduit les variations de cette vitesse au cours du temps. Un facteur clé est la densité moyenne de l'Univers. Si celle-ci excède une certaine valeur, ou densité critique, l'Univers a une courbure positive : on dit qu'il est sphérique, ou fermé. Son histoire est marquée par une phase d'expansion irrémédiablement suivie d'une phase de contraction. Au contraire, si sa densité est inférieure à la densité critique, il a une courbure négative : on dit qu'il est hyperbolique, ou ouvert. Son expansion est perpétuelle, toujours accélérée. Dans le cas limite où sa densité est égale à la densité critique, l'Univers est plat, ou euclidien. Son expansion est perpétuelle, comme dans le cas précédent, mais son rythme ne cesse de se ralentir pour tendre vers la stabilité.

Du big bang à nos jours

Les faits d'observation et les principes théoriques exposés ci-dessus conduisent la plupart des astrophysiciens à admettre que l'Univers tel qu'on l'observe aujourd'hui est issu d'une longue évolution qui s'est amorcée brutalement, il y a 13,8 milliards d'années, à partir d'une phase très chaude et très dense, et qu'il ne cesse depuis de se dilater et de se refroidir.

On présente habituellement le big bang comme une gigantesque explosion. Il faut toutefois garder à l'esprit qu'une explosion se produit dans un espace préexistant, à partir d'un point central, tandis que, dans le cas du big bang, tous les points de l'Univers sont équivalents, aucun n'occupant une position privilégiée.

Les premières minutes

Pour reconstituer l'histoire des premiers instants de l'Univers, on s'appuie sur ce que l'on sait, grâce à la physique des particules, de la structure de la matière à des températures et à des pressions colossales. L'Univers primordial était une « soupe » de particules et d'antiparticules animées de mouvements désordonnés à des vitesses proches de celle de la lumière. Au gré d'incessantes collisions, certaines particules s'annihilèrent tandis que d'autres apparurent. Cette population fut d'abord dominée par des objets quantiques : les quarks et les antiquarks. Un millionième de seconde après le big bang, la température étant descendue à 10¹³ degrés, apparurent, grâce à l'association de triplets de quarks, les premières particules lourdes, protons et neutrons. Puis des particules légères, les leptons (électrons, neutrinos), proliférèrent et occupèrent le devant de la scène. Une seconde après le big bang, la température s'étant abaissée à 10 milliards de degrés, protons et neutrons commencèrent à se combiner. Dans les minutes suivantes, l'Univers connut une intense activité nucléaire, conduisant à la formation de noyaux atomiques légers : hydrogène et hélium en particulier. Cette étape (nucléosynthèse primordiale) dura moins d'un quart d'heure : c'est à elle, notamment, que l'Univers doit de renfermer 24 % environ d'hélium (en masse). En effet, la production d'hélium au sein des étoiles ne permet pas de rendre compte d'une telle abondance ni de sa quasi-uniformité quelles que soient les régions cosmiques étudiées.

La période tranquille

À ces premières minutes exceptionnellement mouvementées succéda une longue période tranquille durant laquelle l'Univers continua à se dilater et à se refroidir. Environ 300 000 ans après le big bang, sa température s'étant abaissée au-dessous de 3 000 K, la matière se découpla du rayonnement et celui-ci put enfin se propager librement : l'Univers cessa d'être opaque. Le rayonnement thermique à 2,7 K du fond de ciel (détecté depuis 1965, dans toutes les directions, par les techniques de la radioastronomie) ne serait autre que ce rayonnement fossile, vestige de la fournaise initiale, qui nous parvient considérablement refroidi par suite de l'expansion de l'Univers. Quelques centaines de millions d'années plus tard, les premières galaxies commencèrent à se former, à partir de petites fluctuations locales de la quantité de matière présente, sous l'effet combiné de l'expansion cosmique et de la gravitation. Mais le mécanisme exact de cette formation reste encore mystérieux.

Les polémiques autour du big bang

Adoptée par une large majorité de spécialistes, la théorie du big bang connaît cependant quelques farouches adversaires. Ceux-ci récusent l'idée d'une singularité initiale et considèrent comme fragiles et discutables les arguments observationnels avancés en sa faveur. Ils contestent notamment l'interprétation des décalages spectraux des galaxies vers le rouge par un mouvement de récession de ces objets lié à l'expansion de l'Univers. En effet, l'Américain Halton Arp a pu mettre en évidence de nombreux spécimens de galaxies qui semblent reliés par des ponts de matière et qui présentent cependant des décalages spectraux vers le rouge très différents. De même, pour les adversaires du big bang, les quasars ne seraient pas les astres les plus lointains, mais des objets éjectés par des galaxies proches. Plusieurs théoriciens, parmi lesquels le Britannique Fred Hoyle (1915-2001), se sont efforcés de bâtir de nouveaux modèles cosmologiques, mais aucun d'entre eux n'est parvenu jusqu'ici à concurrencer sérieusement le « modèle standard » du big bang, qui reste le plus simple sur le plan théorique et celui qui s'accorde le mieux avec les observations.

De plus, les observations du fonds diffus cosmologique (380 000 ans après le big bang) par le satellite Planck en 2013 et des ondes gravitationnelles primordiales (quelques milliardièmes de milliardièmes de milliardièmes de milliardièmes de seconde après le big bang) par le télescope Bicep2 en 2014 viennent confirmer cette théorie, ainsi que la théorie de la relativité générale.

L'évolution future de l'Univers

Le destin de l'Univers est scellé par la densité de matière de l'Univers, c'est-à-dire par la quantité de matière qu'il renferme, en moyenne, par unité de volume. Si cette densité est inférieure à une certaine valeur critique, l'expansion actuelle se poursuivra indéfiniment : l'Univers, à force de se dilater, deviendra progressivement de plus en plus vide, car toutes les galaxies continueront sans trêve à s'éloigner les unes des autres. Simultanément, l'espace deviendra de plus en plus froid. Avec le temps, les étoiles finiront par s'éteindre et leurs cadavres s'accumuleront dans le cosmos. L'Univers s'enfoncera peu à peu dans une profonde léthargie. Si, au contraire, l'Univers a une densité supérieure à la valeur critique, il cessera un jour de se dilater pour se contracter, sous l'effet de la gravitation. Il se réchauffera jusqu'à atteindre des températures colossales qui détruiront la matière, jusqu'aux noyaux des atomes : ce sera le « big crunch », l'inverse du big bang. Dans le cas limite où sa densité serait exactement égale à la valeur critique, l'Univers serait en expansion permanente mais de plus en plus lente au fil du temps.

Selon les estimations actuelles fondées sur différentes observations portant sur des astres lointains, l'Univers serait appelé à connaître une expansion perpétuelle et le rythme de son expansion s'accélérerait depuis plusieurs milliards d'années.