La Cosmologie

Discussion dans 'Bibliothèque Wladbladi' créé par titegazelle, 18 Octobre 2008.

  1. titegazelle

    titegazelle سُبحَانَ اللّهِ وَ بِحَمْدِهِ Membre du personnel

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    L A C O S M O L O G I E


    PREMIÈRES THÉORIES COSMOLOGIQUES

    Les premières théories cosmologiques apparaissent en Mésopotamie vers 4 000 av. J.-C. D'après ces théories, étroitement liées aux croyances religieuses de l’époque, la Terre est le centre de l'Univers et les autres astres se déplacent autour d'elle. Cette théorie est reprise par Aristote et par l'astronome grec Ptolémée qui soutiennent que le mouvement des étoiles dans le ciel résulte de leur fixation sur des sphères en rotation autour de la Terre.

    Dès 270 av. J.-C. cependant, l'astronome grec Aristarque de Samos suppose que la Terre tourne autour du Soleil selon une orbite circulaire. Mais en raison de l'autorité d'Aristote, le système géocentrique plaçant la Terre au centre de l'Univers n’est pas remis en question à l’époque et ne le sera pas avant plusieurs siècles.

    En effet, il faut attendre l’année 1543, date de parution de l'ouvrage de l'astronome polonais Nicolas Copernic, De revolutionibus orbium coelestium (Révolutions des sphères célestes), pour assister à la première révolution cosmologique : la révolution copernicienne. Dans son ouvrage, Copernic propose notamment un nouveau système, le système héliocentrique, dans lequel le Soleil est au centre de l'Univers, les planètes décrivant des orbites circulaires autour de lui.

    Partisans du système héliocentrique, les astronomes Johannes Kepler et Galilée approfondissent le système copernicien et découvrent, au début du XVIIe siècle, que les planètes se déplacent sur des orbites non pas circulaires mais elliptiques et à des vitesses variables, selon trois lois empiriques appelées aujourd’hui lois de Kepler.

    En 1687, dans son remarquable ouvrage Philosophiae naturalis principia mathematica (Principes mathématiques de la philosophie naturelle), le mathématicien et physicien anglais Isaac Newton justifie les lois de Kepler sur le mouvement des planètes, en montrant que ces lois peuvent être déduites des règles générales de la mécanique et de la gravitation. Newton montre ainsi que les lois de Kepler s'appliquent dans tout l'Univers.

    La cosmologie cherche à comprendre la structure de l’Univers. La cosmologie moderne est fondée sur une découverte de l’astronome américain Edwin Hubble en 1929. Celui-ci montra que toutes les galaxies s’éloignent les unes des autres à des vitesses proportionnelles à leurs distances relatives. En 1922, l’astronome russe Alexandre Friedmann affirma que l’Univers avait partout la même densité de matière. En utilisant la théorie générale de la relativité d’Albert Einstein pour calculer les effets gravitationnels, il démontra que l’Univers devait trouver son origine dans un état singulier de densité infinie, et connaître à partir de là une expansion semblable à celle observée par Hubble. Aujourd’hui, la plupart des astronomes se rallient à cette théorie du big bang, qui fut renforcée au début des années 1980 par la théorie inflationniste. Le big bang se serait produit il y a 10 à 20 milliards d’années. En 1965, on découvrit un rayonnement cosmique de micro-ondes uniforme dans toutes les directions, qui correspondrait aux traces du rayonnement émis lors du big bang.

    Les théoriciens ne savent toujours pas si l’Univers est en expansion infinie. Le cœur du problème est la masse de matière que l’on estime dans l’Univers : à ce sujet, les hypothèses actuelles ne correspondent pas tout à fait aux prédictions de la théorie du big bang. Selon ces estimations, la gravitation ne serait pas assez forte pour arrêter l’expansion. Certains scientifiques défendent toutefois le concept d’un Univers oscillant. Celui-ci ne peut exister que si sa masse réelle est supérieure à celle qui a été estimée. Ainsi, les scientifiques supposent que la masse manquante existe dans l’espace intergalactique ou dans les trous noirs. D’après une autre théorie, la particule appelée neutrino a une masse non nulle, contrairement à ce qui est admis. Or ces particules sont innombrables dans l’Univers. La masse totale de toutes ces particules suffirait donc pour maintenir indéfiniment l’Univers en expansion et en contraction.

    Les astrophysiciens observent en particulier les rayonnements émis par les astres : détermination de leur intensité et de leurs variations au cours du temps, analyse spectroscopique du rayonnement sur l’ensemble du spectre électromagnétique. Cette dernière information est ensuite interprétée au moyen de modèles théoriques, qui expliquent les mécanismes d’apparition et d’émission du rayonnement. Les études du rayonnement permettent de déterminer la nature des atomes, leur répartition et leurs niveaux d’énergie dans le système rayonnant. Les astrophysiciens utilisent également les lois de la thermodynamique pour évaluer la température et la pression dans les corps. En général, on différencie l’astrophysique des hautes énergies, qui étudie les rayonnements gamma, X et ultraviolet, de l’astrophysique des basses énergies, qui s’intéresse aux rayonnements visible, infrarouge et radio.


    ÉTUDE DES ÉTOILES

    Les étoiles font partie des corps célestes les mieux compris. Les intensités relatives des raies du spectre d’une étoile fournissent de précieux renseignements sur l’astre. Ainsi, on peut évaluer la température superficielle de l’étoile d’après les lois du rayonnement thermique.

    Si la distance de l’étoile à la Terre est connue, la luminosité de l’étoile est la somme des intensités observées à toutes les longueurs d’onde. On peut alors déterminer le rayon de l’étoile à partir de la luminosité, qui est l’énergie émise par unité de surface multipliée par la superficie de l’astre.

    Lorsque l’on étudie le spectre d’une étoile à une résolution élevée, on observe de nombreuses raies sombres à des longueurs d’onde particulières : la lumière émise par les couches profondes est absorbée par les atomes des couches plus froides situées au-dessus. La nature des atomes présents dans l’étoile peut alors être identifiée en comparant les raies d’absorption d’une étoile à celles de gaz connus. On peut également calculer la température et la pression de l’atmosphère, ainsi que les quantités relatives des éléments chimiques.

    La plupart des étoiles appartiennent à une « séquence principale », dans laquelle la température et la luminosité augmentent avec la masse. Quelques étoiles sont beaucoup plus brillantes et en conséquence beaucoup plus grandes que les étoiles d’une séquence principale de température identique. Ces étoiles très brillantes sont appelées supergéantes rouges. De nombreuses étoiles sont beaucoup plus sombres, et donc beaucoup plus petites que les étoiles d’une séquence principale à la même température. C’est par exemple le cas des naines blanches (1 p. 100 de la taille du Soleil) et des étoiles à neutrons (0,001 p. 100 de la taille du Soleil).

    L’intérieur des étoiles a été décrit par des modèles théoriques, établis en tenant compte de la force de gravité qui provoque l’effondrement de l’étoile sur elle-même, et de la pression des gaz surchauffés qui tend à dilater l’astre.

    Les températures élevées au sein des étoiles engendrent également un flux de chaleur de l’intérieur de l’étoile vers l’extérieur. Si l’étoile est en équilibre, cette perte de chaleur doit être compensée par l’énergie libérée par les réactions nucléaires. Au fur et à mesure de l’épuisement des différents combustibles nucléaires, l’étoile évolue lentement, et le cœur se contracte en atteignant des densités de plus en plus élevées.

    Pour les étoiles de faible masse, ce processus s’achève lorsque les couches externes sont graduellement éjectées pour former une nébuleuse planétaire. Le cœur se refroidit alors pour former une naine blanche. Les étoiles plus massives deviennent instables : au cours de leur évolution, leur cœur s’effondre soudain pour former une étoile à neutrons, ou trou noir, et l’énergie ainsi libérée éjecte les couches externes à très grande vitesse, dans une explosion gigantesque appelée supernova.


    ÉTUDE DES GALAXIES

    Les galaxies sont des systèmes géants d’étoiles, à très grande distance les uns des autres. Elles contiennent également de la matière interstellaire sous forme de gaz diffus et de particules de poussière, traversés par de faibles champs magnétiques qui piègent des particules énergétiques chargées, les rayons cosmiques.

    Il existe deux formes de galaxies. Les galaxies elliptiques, de forme sphéroïdale, contiennent une faible quantité de matière interstellaire ; les galaxies en spirale, disques très aplatis en rotation, possèdent de la matière stellaire et un grand nombre d’étoiles plus ou moins massives, la matière dessinant une spirale dans le disque.

    Le noyau de certaines galaxies renferme des sources actives de particules relativistes (dont les vitesses approchent celle de la lumière). Ces sources émettent des ondes radio, des rayons X et des ondes appartenant au domaine de la lumière visible. Ce phénomène concerne les galaxies elliptiques et les galaxies spirales. Les quasars semblent être des formes extrêmes d’une telle activité. Ils peuvent être cent fois plus lumineux que toutes les étoiles de la galaxie. Actuellement, l’origine de la source d’énergie dans les galaxies actives reste incertaine.

    Les modèles théoriques des galaxies sont établis d’après l’échange de matière et d’énergie entre les étoiles et la matière interstellaire. Une galaxie en formation est uniquement constituée de gaz qui engendrent ensuite les étoiles. Les supernovae qui apparaissent parmi ces étoiles rejettent dans l’espace de la matière enrichie en éléments lourds. Ainsi, la matière interstellaire qui entre dans la composition de nouvelles générations d’étoiles est enrichie en éléments lourds. Dans les galaxies elliptiques, le processus est en grande partie accompli, et il reste peu de matière interstellaire. Cependant, dans les galaxies spirales, une grande quantité de matière interstellaire subsiste. Le taux de formation d’étoiles y est bien plus élevé dans les branches de la spirale que dans le cœur. Visiblement, des ondes de densité spirale compriment la matière interstellaire en des nuages sombres, et ceux-ci s’effondrent ultérieurement pour former de nouvelles étoiles. Voir aussi Voie lactée.


    STRUCTURE DE L’UNIVERS

    Les techniques actuelles d’observation de l’Univers et les moyens considérables investis dans l’exploration de l’espace ont permis d’obtenir des informations fondamentales sur la structure de l’Univers. De nos jours, il est établi que la Terre tourne autour du Soleil, notre étoile, ainsi que huit autres planètes et une grande quantité d’astéroïdes. Le diamètre du Système solaire est approximativement de 12 milliards de km, la Terre étant située à environ 150 millions de km du Soleil — distance définie comme étant l’unité astronomique de distance (UA). L’étoile la plus proche de notre Système solaire, Proxima du Centaure, est située à 4,23 années-lumière du Soleil (soit environ 266 490 UA, ou encore 40 000 milliards de km).

    Les étoiles se regroupent en d’immenses ensembles : les galaxies. Une galaxie contient plusieurs dizaines voire centaines de milliards d’étoiles, et de la matière interstellaire sous forme de nuages de gaz ou de poussières. Notre galaxie, la Voie lactée, comporte environ 200 milliards d’étoiles et son disque visible s’étale sur environ 100 000 années-lumière ; le Soleil est situé à près de 28 000 années-lumière du centre de la Voie lactée.

    Les galaxies forment des groupes locaux de quelques dizaines de galaxies qui s’organisent eux-mêmes en amas de plusieurs centaines ou milliers de galaxies. Notre Groupe local contient une vingtaine de galaxies, dont la galaxie d’Andromède (la plus grande avec environ 370 milliards d’étoiles) et les Nuages de Magellan, ensemble de petites galaxies de quelques dizaines de millions d’étoiles. Le milieu intragalactique est parsemé de gigantesques nuages de gaz : les nébuleuses. Les amas de galaxies se regroupent en superamas qui peuvent s’étendre sur plus de 200 millions d’années-lumière. Il semblerait que les superamas dans l’Univers soient répartis sous la forme d’un réseau de filaments et de plans de matière, formant une sorte de toile d’araignée cosmique, une structure similaire à une éponge (ou de la mousse).

    Des systèmes extragalactiques très petits mais extrêmement lumineux ont été observés à grande distance : les quasars (acronyme de Quasi Stellar Astronomical Radiosource : source radioastronomique quasi stellaire). Leur lumière ayant mis plusieurs milliards d'années à atteindre la Terre, ils sont donc les témoins d'un lointain passé. Ils indiquent qu'il y a quelques milliards d'années, l'Univers était très différent de ce qu'il est aujourd'hui.

    Par ailleurs, les astrophysiciens ont découvert des zones dans l’Univers qui semblent être dépourvues de galaxies, comme le Trou du Bouvier, repéré dans la constellation du Bouvier , qui aurait un diamètre de 300 millions d’années-lumière.

    Dans notre environnement proche (jusqu’à quelques dizaines de millions d’années-lumière), tout ce qui est observable est relativement représentatif de l’état actuel de l’Univers. Plus on s’éloigne, plus l’Univers observé est « jeune » ; des événements violents s’y déroulent (collisions de galaxies, naissances massives d’étoiles, de quasars, etc.).


    ÉVOLUTION DE L’UNIVERS

    1. Modèle de l'Univers statique
    En 1917, Albert Einstein propose un modèle de l'Univers fondé sur sa nouvelle théorie de la relativité. Il considère le temps comme une quatrième dimension et montre que la gravitation est en réalité une force fictive provoquée par la courbure de l'espace-temps. Persuadé que l’Univers ne peut être que statique, Einstein suppose alors l'existence d'une force de répulsion entre les galaxies qui contrebalancerait la force d'attraction gravitationnelle. Il introduit une « constante cosmologique » dans ses équations — dont le rôle est de s’opposer à l’attraction gravitationnelle — qui conduisent alors à un Univers statique. Il confiera plus tard que sa théorie cosmologique a été la plus grande erreur de sa vie. Les observations les plus récentes donnent en fait raison à Einstein en ce qui concerne l’existence d’une constante cosmologique, mais pas d’un Univers statique, qui est définitivement exclu depuis l’observation de l’expansion de l’Univers par Edwin Hubble en 1929.

    2. Modèles de l'Univers en expansion
    Des modèles non statiques de l'Univers sont introduits successivement en 1917 par l'astronome hollandais Willem de Sitter, en 1922 par le mathématicien russe Alexandre Friedmann, et en 1927 par l'abbé belge Georges Lemaître. Le modèle de De Sitter permet de résoudre les équations relativistes d'Einstein pour un Univers vide et sans tenir compte des forces gravitationnelles.

    Lemaître, célèbre pour son idée d'« atome originel », détermine également une solution de l'équation d'Einstein. Selon lui, les galaxies sont des fragments qui ont été projetés par l'explosion de cet atome, d'où l'expansion de l'Univers. Ce modèle est à l’origine de la théorie du big bang sur l’évolution de l'Univers, et encore aujourd’hui, il en constitue le cadre théorique d’ensemble, dans lequel prennent place tous les événements de l’Univers

    La solution de Friedmann dépend directement de la densité de matière dans l'Univers et constitue le modèle actuellement accepté. D'après Friedmann, si l'Univers contient relativement peu de matière, l'attraction gravitationnelle mutuelle entre les galaxies ne diminuera que légèrement les vitesses d'éloignement et l'Univers sera indéfiniment en expansion. L'Univers serait alors un Univers ouvert de taille infinie. Cependant, si la densité de matière est supérieure à une valeur critique, actuellement estimée à 5 × 10-30 g/cm3, l'attraction gravitationnelle ralentira l’expansion de l’Univers jusqu'à l'arrêter et l'inverser en contraction : l'Univers s'effondrera totalement. Il serait alors « fermé », d'étendue limitée. Le destin de l'Univers effondré est incertain ; selon une théorie, dite de l’Univers oscillant, il exploserait à nouveau, engendrant un nouvel Univers en expansion, qui s'effondrerait à nouveau, etc.

    3. Loi de Hubble, expansion de l’Univers
    En 1912, l'astronome américain Vesto Melvin Slipher, qui étudie le spectre des galaxies, remarque qu'à l'exception de quelques systèmes proches, comme la galaxie d'Andromède, les raies des spectres des corps astraux sont décalées vers les plus grandes longueurs d'onde. Ce décalage des longueurs d'onde, dû à l'effet Doppler, montre que la plupart des galaxies s'éloignent de la Voie lactée.

    En 1929, Edwin Hubble compare les distances qu'il a estimées pour différentes galaxies avec les décalages vers le rouge observés par Slipher pour ces galaxies. Il montre que plus une galaxie est lointaine, plus sa vitesse d'éloignement est grande. Cette importante relation est à l’origine de la loi des décalages vers le rouge ou loi de Hubble : la vitesse d'éloignement d'une galaxie est proportionnelle à sa distance. On estime actuellement que le rapport entre la vitesse d'éloignement d'une galaxie et sa distance (constante de Hubble) se situe entre 55 et 70 km.s-1.Mpc-1 (voir parsec).

    Comme toutes les galaxies semblent s'éloigner de la Voie lactée, celle-ci pourrait apparaître comme le centre de l'Univers. Ce n'est cependant pas le cas. On peut imaginer un ballon sur lequel sont dessinés des points régulièrement espacés. Lorsque l'on gonfle le ballon, les points s'éloignent les uns des autres, exactement comme les observateurs voient toutes les galaxies s'éloigner de la Voie lactée. Une autre analogie est donnée par le cake aux raisins : lors de la cuisson, le cake gonfle sous l’effet de la levure et tous les raisins s’éloignent les uns des autres, sans qu’un raisin particulier ne soit le centre de cette expansion. Ces analogies fournissent ainsi une explication simple à la loi de Hubble : l'Univers est en expansion.

    4. Modèles de l’Univers stationnaire
    En 1948, les astronomes anglais Hermann Bondi, Thomas Gold et Fred Hoyle présentent un autre modèle de l'Univers : le modèle de l’Univers stationnaire. Le fondement de ce modèle est d’abord philosophique, et postule que l'Univers ne peut être apparu soudainement. Leur modèle constitue une extension du « principe cosmologique », qui est sous-jacent à des théories antérieures, comme le modèle de Friedmann. D'après le « principe cosmologique parfait » de Bondi, Gold et Hoyle, l'Univers a le même aspect à tout moment et en n'importe quel point. De plus, la diminution de densité de l'Univers due à son expansion est compensée par la création continuelle de matière, qui se condenserait en nouvelles galaxies, prenant progressivement la place des galaxies éloignées de la Voie lactée : l'aspect actuel de l'Univers est ainsi conservé. Sous cette forme, la théorie du modèle stationnaire n'est plus acceptée par la plupart des cosmologistes, en particulier après la découverte du rayonnement de fond du ciel en 1965 et des quasars.

    Toutefois, en 1986, Hoyle propose une nouvelle version de sa théorie stationnaire qu’il baptise théorie quasi stationnaire. Celle-ci admet la possibilité d’une création de matière discontinue en supposant que l’Univers est en oscillation perpétuelle selon des cycles de contraction-expansion. Cette théorie originale, radicalement opposée à celle du big bang, reste marginale aux yeux de la communauté scientifique, focalisée sur la vérification du big bang.

    5. La théorie du big bang
    Aujourd’hui, c’est d’après la théorie du big bang que l’on spécifie les éléments constitutifs de l’Univers, ainsi que leurs transformations à partir de l’explosion initiale. Lorsque Hubble formule sa loi des décalages vers le rouge, l’hypothèse que toute la matière (ou toute l’énergie) qui constitue l’Univers s’est trouvée rassemblée à un instant donné commence à faire son chemin dans les esprits.

    La théorie du big bang est introduite en 1948 par le physicien américain d’origine russe George Gamow, qui modifie la théorie de Lemaître sur l'atome originel. Gamow suppose que l'Univers est né d'une explosion gigantesque et que les différents éléments observés aujourd'hui ont été générés juste après cette explosion appelée big bang. En raison de l’expansion, lorsque la température et la densité extrêmement élevées ont diminué jusqu’à passer sous une certaine limite, les particules subatomiques ont pu fusionner pour initier la création des éléments chimiques les plus simples, tels que l’hélium, le deutérium ou le lithium. Le refroidissement progressif de l’Univers, dû à l’expansion, entraînant la formation des éléments légers, constitue la base de la théorie de Gamov.

    Cependant, au tout début — c’est-à-dire avant l’explosion initiale précédant l’expansion de l’Univers — l’Univers se trouve dans un « temps » et un « espace » aux dimensions inférieures à celles de l’échelle de Planck (échelle spatio-temporelle limite, caractérisée par la longueur de Planck de l’ordre de 10-33 cm et le temps de Planck de 10-43 s), donc dans des conditions que la physique actuelle n’est pas encore en mesure de décrire. La question qui se pose est de savoir si des phénomènes peuvent se produire en un temps plus court que celui de Planck ou dans des dimensions inférieures à la longueur de Planck. Selon le principe de la relativité générale d’Einstein, c’est la matière et l’énergie qui déterminent la géométrie de l’espace-temps. À l’échelle de Planck, la courbure du temps pourrait se réaliser et perdre par conséquent la linéarité que nous connaissons, en effaçant du même coup le principe de causalité. Le passé et le futur deviendraient alors des notions vides de sens : pour que l’Univers naisse, il faut qu’il atteigne des dimensions supérieures à celles de l’échelle de Planck.

    Passé ce cap, qui reste pour l’instant une énigme, la théorie du big bang donne un cadre satisfaisant à l’évolution de l'Univers. On parle aujourd’hui des trois piliers observationnels qui soutiennent le big bang : le rayonnement de fond du ciel détecté par les radioastronomes en 1965, l’abondance des éléments légers tels que deutérium, hélium, lithium, et l’expansion de l’Univers. Le big bang est un modèle décrit par certains paramètres libres, c’est-à-dire qu’ils ne sont pas fixés par la théorie, mais doivent être mesurés pour qu’une valeur leur soit assignée. Parmi ces paramètres figurent notamment la densité de masse de l’Univers, la constante cosmologique et le taux d’expansion (lié à l’âge de l’Univers).


    ÂGE DE L’UNIVERS

    L’Univers ne peut pas être plus jeune que ses constituants. Ainsi, l'âge de la Terre, environ 5 milliards d'années, fixe une borne inférieure à l’âge de notre Univers.
    Pour connaître l’âge de l’Univers plus précisément, il suffit de mesurer la distance (grâce à des étalons de distance tels que les céphéides) et la vitesse d’expansion des galaxies lointaines. On peut alors remonter le temps par le calcul (suivant un certain modèle d’expansion issue du big bang) et prédire l’instant où l’Univers était aussi petit qu’un point (début du big bang). C’est le temps écoulé depuis cet instant qui définit l’âge de l’Univers. On compare ensuite l’âge calculé avec l’âge des plus vieux objets connus pour tester la solidité du modèle théorique.
    À l'heure actuelle, les cosmologistes estiment que l'âge de l'Univers est compris entre 10 et 15 milliards d'années — estimation réalisée à partir de l’âge des plus vieux amas d’étoiles (ou encore amas globulaires) et du temps de refroidissement des naines blanches.


    AVENIR DE L’UNIVERS : MASSE MANQUANTE ET ÉNERGIE NOIRE

    Le modèle de l'Univers en expansion pose une question à propos de son avenir : est-il ouvert ou fermé ? — c'est-à-dire se dilatera-t-il indéfiniment ou se contractera-t-il à nouveau dans un futur plus ou moins lointain ?

    Pour donner une réponse, il faut déterminer si la somme de la densité de matière et d’énergie dans l'Univers n’excède pas la valeur critique du modèle de Friedmann. Au-delà de la valeur critique, l’Univers est condamné à se recontracter un jour, ou à s’étendre indéfiniment dans le cas contraire. La densité d’énergie est donnée par la somme de la constante cosmologique, introduite par Einstein, et de l’énergie du vide de la mécanique quantique. Cependant, il est impossible pour un observateur de distinguer les effets d’une constante cosmologique pure de ceux de l’énergie du vide, et les cosmologistes parlent de constante cosmologique d’une manière générique. Sa valeur semble pouvoir atteindre jusqu'à 70 p. 100 de la densité critique. Quant à la densité de matière, elle est donnée par la somme de toute la masse contenue dans l’Univers.

    La masse d'une galaxie peut être mesurée en observant le mouvement de ses étoiles : celui-ci est dicté par les lois de la mécanique et de la gravitation. On calcule la densité de matière de l'Univers en multipliant la masse moyenne des galaxies par le nombre de galaxies. On trouve alors une densité de seulement 5 à 10 p. 100 de la valeur critique. La masse d'un amas de galaxies peut être déterminée de façon analogue en mesurant le déplacement des galaxies dans l'amas. La multiplication de cette masse par le nombre d'amas de galaxies donne une densité moyenne supérieure à celle des galaxies, ce qui suggère la présence d'une matière invisible non négligeable, la matière noire, située à l'intérieur de chaque amas mais hors des galaxies visibles. La proportion de matière noire peut atteindre 90 p. 100 de la totalité de la matière présente dans l’Univers. L’évolution de celui-ci serait donc dominée avant tout par la matière noire et la constante cosmologique (parfois appelée énergie noire), puisque la quantité de matière sous forme visible dans les galaxies n’excède pas quelques pour cent de la densité critique.


    MATIÈRE NOIRE ET FORMATION DES STRUCTURES DE L’UNIVERS

    La matière noire a une importance fondamentale dans l’histoire de la formation des galaxies et des grandes structures de l’Univers. Deux théories ont été proposées : la Cold Dark Matter (CDM) ou « matière noire froide » et la Hot Dark Matter (HDM) ou « matière noire chaude ».


    La théorie de la matière noire froide (CDM) fait appel à des particules massives de faible température cinétique (d’où l’adjectif « froide »). Aucune de ces hypothétiques particules élémentaires n’a encore été observée, bien que les astrophysiciens leur aient déjà attribué un nom générique, celui de WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles : particules massives de faible interaction). Par ailleurs, une forme de matière noire, alternative aux WIMPs, pourrait être composée de naines brunes et de planètes, objets connus sous le nom de MACHOs (Massive Compact Halo Objects : objets massifs et compacts du halo), mais les mesures les plus récentes ne montrent pas une contribution des MACHOs supérieure à 2 ou 3 p. 100 de la densité critique.

    La seconde théorie, la matière noire chaude (HDM), met en jeu des particules massives de température cinétique élevée (d’où l’adjectif « chaude »). Les neutrinos pourraient appartenir à cette catégorie de matière, puisque d’après les dernières mesures d’observatoires à neutrinos solaires, ceux-ci semblent posséder une masse non nulle, bien que trop faible pour avoir un effet cosmologique important.
    Dans le cadre de la théorie CDM, les galaxies se forment initialement à partir de petits nuages de gaz, puis se rassemblent pour constituer des amas de galaxies ; en revanche, dans la théorie HDM, ce sont les grandes structures (amas et superamas de galaxies) qui se forment en premier, puis se fragmentent pour donner les galaxies individuelles. Ainsi, le modèle CDM implique la propagation d’instabilités des petites échelles vers les structures à grande échelle, alors que le processus est inverse dans le cadre de la théorie HDM. Des supercalculateurs sont nécessaires pour obtenir, selon ces deux théories, des modèles de la formation des galaxies.

    En ce début de XXIe siècle, le modèle CDM paraît nettement privilégié par rapport au modèle HDM, les neutrinos ne pouvant pas contribuer à plus de 1 p. 100 de la masse de l’Univers. En outre, la constante cosmologique, après avoir été délaissée pendant presque soixante-dix ans, semble revenir comme associée de choix à la théorie CDM, puisque les observations les plus récentes sont en meilleur accord avec la théorie si la constante cosmologique est non nulle. Ainsi, il semble aujourd’hui que seulement 5 à 10 p. 100 de la masse de l’Univers soit sous forme connue (galaxies), 20 à 30 p. 100 soit sous forme de matière noire inconnue, et environ 70 p. 100 sous forme d’une énergie inconnue (la constante cosmologique, encore appelée énergie noire). Il semble donc que 90 p. 100 du contenu de l’Univers soit sous forme encore inconnue, bien que l’on puisse en observer les effets indirects.


    LES DÉCOUVERTES COSMOLOGIQUES RÉCENTES

    Les années 2000 à 2002 ont vu l’émergence de progrès considérables en cosmologie, et ce, sur plusieurs fronts en parallèle. On commence même à parler de cosmologie de « précision », indiquant que cette science devient mûre et réellement quantitative.

    D’une part, le fond diffus cosmologique a été mesuré avec grande précision pour la première fois en 2000, offrant une image de l’Univers lorsqu’il était âgé de 300 000 ans avec des détails plus petits que le diamètre lunaire (en comparaison, les structures observées par le satellite COBE en 1992 étaient supérieures à quatorze diamètres lunaires). L’analyse de cette carte apporte la preuve de l’existence d’ondes acoustiques dans l’Univers primordial, telles que prédites par le big bang. La fréquence et l’amplitude de ces ondes, toujours en accord avec la théorie, nous renseignent précisément sur la géométrie de l’Univers et ses constituants. On sait aujourd’hui que la densité de l’Univers avoisine la densité critique à 5 p. 100 près (somme de toute forme de matière et d’énergie). Cette mesure suggère un Univers en expansion éternelle, bien que l’on ne puisse encore en être totalement certain. On sait également qu’il n’y a pas, ou très peu, de constituants très exotiques comme des cordes cosmiques (fluctuations monodimensionnelles dans la structure de l'espace-temps), qui ont longtemps été invoquées comme source possible des grandes structures de l’Univers.

    Il y a, à présent, un large faisceau de preuves tendant à démontrer l’existence de matière noire, rendant la survie des théories alternatives difficile. Une de ces preuves utilise l’effet de lentille gravitationnelle, qui permet de « voir » toute la masse dans l’Univers directement sans faire d’hypothèses sur la quantité relative entre matière lumineuse (les galaxies) et matière noire (tout le reste qu’on ne voit pas).

    Une version améliorée de mesure des distances dans l’Univers a permis de prouver que la constante cosmologique (ou énergie noire) ne peut pas être nulle. La méthode utilise des supernovae de type Ia comme étalons de distance, objets dont on connaît très bien la luminosité intrinsèque, car on pense très bien connaître leur physique (il s’agit d’un mécanisme d’accrétion violente de matière par une étoile de type naine blanche). Ces objets permettent de mesurer les distances jusqu'à un décalage vers le rouge (redshift) où l’on peut voir la géométrie de l’Univers, et mesurer ainsi la constante cosmologique. Cette méthode est identique à celle utilisant les céphéides, mais elle est plus robuste d’un point de vue de la physique mise en jeu, et les distances explorées sont bien plus grandes.

    Enfin, des mesures très précises de la distribution des galaxies ont révélé en détail ce à quoi les cosmologistes s’attendaient depuis longtemps, à savoir que les galaxies sont, à grande échelle, distribuées dans une structure de type mousse de savon ou éponge.

    Ces différentes observations peuvent êtres rassemblées afin d’en vérifier la cohérence face au modèle du big bang. Bien que les méthodes utilisées soient profondément différentes et fondées sur des phénomènes physiques indépendants les uns des autres, le modèle résiste toujours à l’épreuve des observations. Cette congruence de résultats est tout simplement remarquable, et seulement les valeurs de quelques paramètres du big bang ont dû subir de faibles ajustements pour que le modèle dans son ensemble s’ajuste parfaitement avec les observations.

    Actuellement, le travail de routine du cosmologiste est d’établir le portrait-robot de l’Univers avec une précision toujours meilleure, afin de pousser le modèle du big bang dans ses derniers retranchements. Les cosmologistes semblent entrés dans la phase finale d’exploration du paradigme « big bang », un passage obligé pour toute théorie, tel que décrit par le philosophe et historien des sciences Thomas Kuhn.


    COSMOLOGIE ET PHYSIQUE DES PARTICULES

    Si la majorité des cosmologistes paraissent aujourd’hui satisfaits de la théorie du big bang, celle-ci est encore bien loin d’avoir trouvé une possible origine physique à l’Univers. C’est pourquoi les cosmologistes s'attachent aujourd’hui à mieux comprendre le processus du big bang dans une perspective de physicien des particules, ce qui ouvre de nouvelles questions sur l’origine de l’Univers. Par exemple, la théorie de l’inflation, formulée au début des années 1980, résout les principales difficultés de la formulation originelle de Gamow, grâce à la physique des particules élémentaires.

    Cependant, de nombreuses difficultés s’opposent encore à une vision cohérente de l’origine de l’Univers. Il existe, en particulier, un problème majeur entre cosmologie et physique des particules qui est loin de passer inaperçu : la constante cosmologique possède une valeur — mesurée — environ 1060 fois plus petite que la valeur de l’énergie du vide prédite par le modèle standard de physique des particules. Or, il y a de très bonnes raisons de penser que ces deux quantités sont plus ou moins la même chose, mesurées à deux échelles différentes, et elles devraient donc être du même ordre de grandeur dans le cadre physique que nous connaissons. En fait, si la constante cosmologique avait une valeur proche de celle de l’énergie du vide, l’Univers se serait dilaté quasiment instantanément après sa formation, empêchant la formation d’étoiles, donc de la vie. Un tel écart entre théorie et observation est qualifié par certains de crise majeure de la physique du XXe siècle. Pour beaucoup de cosmologistes, la solution à cette difficulté se trouverait dans l’incomplétude des modèles de particules élémentaires, et devrait, une fois résolue, nous faire franchir un pas considérable dans la compréhension de l’origine de notre Univers et de la physique fondamentale.

    Source : Encarta
     

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