L'Univers: Sommaire

La structure, l’origine et l’évolution de l’Univers

Une caractéristique essentielle de l’Univers est qu’à cette échelle immense espace et temps ne sont pas séparés. Nous observons les objets éloignés tels qu’ils étaient au moment où la lumière que nous en recevons les a quittés : il y a donc une relation biunivoque entre la distance d’un objet et son âge (d’où l’intérêt d’exprimer les distances en années de lumière). Cette relation dépend évidemment de la position de l’observateur : un observateur très éloigné de nous ne verrait pas en général un même objet avec le même âge. La forme de la relation ci-dessus exprime la métrique  de l’Univers. La relativité générale prévoit que cette métrique n’est pas euclidienne, et que sa forme dépend de la masse spécifique de l’Univers (masse qui doit inclure, en plus de celle de la matière, celle qui correspond à l’énergie du rayonnement). Elle prévoit également que l’Univers n’a aucune raison d’être statique, mais peut être en expansion ou en contraction. Hubble a découvert qu’il est en expansion. Comme la métrique, et de façon d’ailleurs directement liée, la variation avec le temps de la vitesse d’expansion dépend de la masse spécifique de l’Univers ; présentement, l’expansion ne peut que rester uniforme ou se ralentir, mais pas s’accélérer.

Si le taux de ralentissement parvient à être déterminé, on peut décrire dans certaines limites l’évolution passée et future de l’Univers. Aussi est-ce un des problèmes majeurs de la cosmologie que de déterminer ce taux de ralentissement. Il existe pour cela deux types de méthodes, évidemment indirectes les unes et les autres. Certaines tentent de déterminer la géométrie de l’Univers. On peut, par exemple, compter les quasars en fonction de leur luminosité apparente, ou mesurer le diamètre des galaxies en fonction de leur décalage spectral, etc. Pour exploiter ces résultats, il faut bien entendu supposer que quasars et galaxies ont des propriétés indépendantes de leur distance (ou, ce qui revient au même, de leur âge). En fait, il n’en est rien, et tous les essais de ce genre n’ont abouti qu’à montrer l’existence d’une évolution cosmique des quasars et des galaxies, un résultat très intéressant en soi, mais qui n’est pas celui qu’on recherchait. D’autres méthodes plus physiques cherchent à mesurer des paramètres qui conditionnent l’évolution de l’Univers, ou qui sont sensibles à cette évolution. De très nombreux travaux ont, par exemple, essayé de déterminer la masse spécifique actuelle de l’Univers. Même si l’on tient compte de la masse obscure contenue dans les galaxies et les amas de galaxies, il apparaît que cette masse spécifique est insuffisante pour arrêter l’expansion, et que celle-ci durera donc indéfiniment. Cependant, ce résultat reste suspect car l’Univers semble contenir également de la masse obscure en dehors des amas, ou une grande quantité de neutrinos encore indétectables dont l’énergie pourrait contribuer à ralentir l’expansion, pouvant aller peut-être jusqu’à l’arrêter. On peut aussi mesurer l’abondance de certains isotopes (deutérium 2H, hélium 3He et 4He, lithium 7Li) que l’on sait avoir été produits lors des premières étapes de l’Univers : cette abondance dépend des conditions physiques qui régnaient alors, donc notamment de la masse spécifique. En combinant ces mesures avec l’intensité du rayonnement fossile de l’Univers, découvert en 1965 par Arno A. Penzias et Robert W. Wilson en ondes radio, on aboutit à la conclusion que la masse spécifique de l’Univers doit être relativement faible, et donc que l’expansion ne s’arrêtera jamais. Bien que l’interprétation des observations ne soit pas, ici encore, dépourvue de toute ambiguïté, on tend à accepter provisoirement cette conclusion. En bref, le mouvement d’expansion de l’Univers ainsi que la découverte de ce rayonnement fossile nous induisent à penser que l’Univers est apparu il y a une quinzaine de milliards d’années lors d’une phase vraisemblablement très dense et très chaude, que les chercheurs anglo-saxons désignent sous le nom de big bang . L’évolution de l’Univers dans son ensemble dépend en fait très fortement des caractéristiques des particules élémentaires et des noyaux dont on a parlé au tout début. Signalons, par exemple, que la plus grande partie de la matière constituant l’Univers semble être sous forme invisible. Cette matière invisible peut être sous forme de petits corps solides, d’étoiles fossiles comme les naines blanches, les étoiles à neutrons en fin d’évolution, sous forme de trous noirs ou encore de neutrinos massifs : si les neutrinos présents dans notre Univers ont une masse non nulle, on pourrait à la fois rendre compte de la formation des éléments très légers lors du « big bang » et vivre dans un Univers qui connaîtra plus tard une phase de contraction.

Quoi qu’il en soit, le fait marquant de la cosmologie contemporaine est que l’Univers, loin d’être statique, est en évolution, de même que les objets individuels qui le composent. Lors des premières étapes de cette évolution, l’Univers était extrêmement chaud et dense ; les phénomènes qui s’y produisaient – phénomènes dont il subsiste les traces dont on vient de parler – intéressent au plus haut point les physiciens des particules élémentaires qui voient réalisées dans l’Univers primitif des conditions impensables au laboratoire. L’évolution de l’Univers amène à se poser de nouvelles questions : qu’y avait-il « avant » ? Comment se sont formées les galaxies ? Quel sera le devenir de l’Univers ? S’il est à jamais impossible de répondre à la première question, nous ne devons pas désespérer de pouvoir bientôt répondre aux deux autres.