L'Univers

Notre compréhension actuelle de l’histoire de l’Univers est fondée sur une reconstitution alimentée par les progrès de nos connaissances en astronomie et en physique. Aujourd’hui le modèle cosmologique standard, sur lequel la communauté scientifique s’accorde, repose sur différentes hypothèses corroborées par des observations astronomiques et par l’expérimentation. Cependant certaines questions restent en suspens et font toujours l’objet de recherches.

Le modèle cosmologique standard

Ce modèle est né dans les années 20 suite notamment à la théorie de la relativité générale formulée par Albert Einstein. Après avoir montré l’équivalence entre la masse des particules et une énergie, il a émis l’hypothèse que la gravitation était une propriété géométrique de l’espace et du temps en fonction de la densité d’énergie et de matière.

Cette théorie a été rapidement validée dans le Système solaire, puis pour les étoiles et les galaxies. Pour l’appliquer à l’ensemble de l’Univers, Einstein modélisa ce dernier comme :

- un fluide homogène

- sans direction privilégiée

- et dont tout point peut être considéré comme le centre.

Si le célèbre physicien privilégiait une vision statique de l’Univers d’autres chercheurs, comme Sitter, Friedmann et Georges Lemaître trouvaient des solutions à ses équations décrivant un univers en expansion.

L’expansion de l’Univers : un élément fondamental du modèle.

Cette théorie a été corroborée en 1929 par les travaux d’Edwin Hubble basés sur l’observation de galaxies. L’analyse spectrale des galaxies lointaines met en évidence un « décalage vers le rouge » du rayonnement. Ce décalage signifie que les galaxies émettant ce rayonnement s’éloignent de nous (voir l'article sur l'effet Doppler). Au-delà du mouvement propre des galaxies, c’est l’Univers lui-même qui se dilate, éloignant ainsi les galaxies les unes des autres. Le décalage spectral est proportionnel à la distance des galaxies observées. Le rapport entre cette vitesse apparente et la distance est la « constante de Hubble ».

Si le principe de l’expansion de l’Univers fait globalement consensus dans la communauté scientifique, la vitesse d’expansion et par là-même le devenir de l’Univers est source de débats. Faut-il s'attendre à une expansion infinie, une contraction ou encore un autre phénomène ?

En extrapolant le modèle dans le passé, on en déduit que l’Univers a été beaucoup plus concentré et plus chaud.  C’est le modèle du « Big Bang » élaboré par Georges Lemaître. La description du début de l’Univers par ce modèle commence par ce que  les physiciens appellent « l’ère de Planck », un moment où il n’est plus possible de définir ni le temps, ni l’énergie, ni la matière. Il faudrait une relativité générale quantique, très complexe à élaborer, et qui constitue un des défis majeurs de la physique actuelle.

Le fond diffus de l’Univers

Appelé aussi rayonnement fossile, il est la trace de l’Univers primordial et apporte une preuve significative de la théorie du Big Bang.

Le satellite WMAP lancé en 2001 par la NASA, puis le satellite Planck, lancé par l’ESA en 2010, ont mesuré le fond diffus et apporté de nombreuses données. Celles-ci ont permis de comprendre notamment la composition de l’Univers. Les astrophysiciens ont ainsi pu déceler des zones plus denses qu’ils nomment les « grumeaux » de la soupe cosmique, composée d’atomes d’hydrogène et d’hélium.

Cartographie des écarts de température du fond diffus cosmologique par le télescope spatial Planck

Pour comprendre de quoi il s’agit il faut remonter au premier quart d’heure après le Big Bang. La fusion thermonucléaire vient de s’achever et la matière prépondérante dans l’Univers est composée de noyaux d’atomes d’hydrogène et d’hélium (protons et neutrons des deux éléments les plus simples) porteurs de charges électriques positives et d’électrons négatifs. Les conditions de températures extrêmement élevées de ce « plasma » font que la matière ne pouvait se former de manière durable. Les photons étant très énergétiques à ces températures empêchaient la formation de noyaux stables. Ces interactions se sont poursuivies pendant 380 000 ans jusqu’à ce que l’Univers se soit suffisamment refroidi par sa propre expansion. Sous le seuil de 2700°C l’énergie des photons ne suffit plus à empêcher la formation des atomes d’hydrogène et d’hélium. Les photons peuvent alors voyager librement dans l’Univers : auparavant opaque, l’Univers devient transparent et lumineux. Cette lumière aux caractéristiques spectrales particulières, le rayonnement fossile, a été découverte en 1964 par Arno Penzias et Robert Wilson.

 La formation des premières étoiles et galaxies

A l’époque du rayonnement fossile la matière était répartie de façon homogène dans l’Univers enfant, avec cependant quelques fluctuations de densité : les « grumeaux » de la soupe cosmique. Par effet de gravitation les atomes d’hydrogènes et d’hélium ont commencé à s’agglomérer.

Ainsi se sont créées des agglomérations de gaz dans certaines régions, tandis que d’autres étaient désertées. L’Univers a commencé à se structurer en un réseau de filaments de matière séparés par des régions vides. Sur les nœuds de ce réseau se trouvaient les galaxies embryonnaires. Sous l’effet de la gravité les nuages d’hydrogène et d’hélium se sont contractés, formant ainsi les premières étoiles. Cette première génération d’étoiles est appelée « population III » par les astrophysiciens qui numérotent les populations en remontant du présent au passé.

Ces étoiles de population III étaient extrêmement massives (de 100 à plus de 1000 fois la masse du Soleil) et chaudes, leur température de surface pouvait atteindre les 100 000 °C (en comparaison la température de surface du Soleil est de l’ordre de 5 500°C). Ces caractéristiques de masse et de température expliquent leur brève durée de vie. Ces super étoiles ont terminé soit en « supernovae par production de paires » (pour celles ayant une masse < à 250 masses solaires) soit en se transformant en trous noirs (pour celles ayant une masse > à 250 masses solaires). L’explosion de ces supernovae a libéré des éléments plus complexes (carbone, azote, oxygène…) et favorisé ainsi la naissance d’autres générations d’étoiles moins massives et vivant plus longtemps.

On estime que l’univers contient au moins 2000 milliards de galaxies. Leur répartition n’est pas uniforme : elles ont tendance à se regrouper en filaments qui dessinent une trame dans le cosmos. La gravité et l’expansion de l’Univers sont les deux facteurs jouant sur cette trame. La première participe à la cohésion de cette trame, la seconde au contraire contribue à la déchirer.

La matière et l’énergie « sombre »

Dans l’Univers il existe plusieurs centaines de milliards de grandes galaxies et beaucoup plus encore de galaxies naines. L’observation de la vitesse de rotation des galaxies spirales a mis en évidence une discordance avec le modèle standard cosmologique. Cette vitesse se montre constante alors qu’elle devrait être plus faible en périphérie comme elle le devrait si la masse de la galaxie était répartie en proportion des étoiles observées. Tout se passe comme si la périphérie des galaxies était occupée par une matière invisible les entourant. On parle alors de matière « noire ou sombre » car elle n’émet pas de rayonnement électromagnétique mais dispose des mêmes propriétés de gravitation que la matière ordinaire. Selon les estimations elle serait cinq à six fois plus massive que la matière visible. Cependant malgré les recherches en cours nous ne connaissons toujours pas la nature de cette « matière sombre ».

Fin des années 1990 une statistique sur la luminosité de supernovae lointaines du type SNIa, bien étalonnée, a révélé des valeurs plus faibles que celles prévues par une expansion régulière. Le phénomène évoqué pour expliquer cela est une énergie répulsive opposée à la gravitation, « l’énergie sombre ». Si elle est modélisée correctement par la constante cosmologique introduite par Einstein dans ses équations, elle ne correspond à aucun phénomène physique connu et cela donne lieu à l’émergence de spéculations théoriques.

Aujourd’hui le cadre théorique du modèle standard cosmologique nous permet de comprendre le fonctionnement de l’Univers dans les grandes lignes. Cependant des discordances entre des observations et des prédictions du modèle (exemple la composition chimique de très vieilles étoiles, …) ou encore des questions qui restent sans réponse (exemple : la nature de la matière et de l’énergie sombre, l’origine du Big Bang) conduisent certains chercheurs à envisager une révision du modèle. Ces questions en débat sont autant de perspectives passionnantes pour le progrès scientifique.