L’univers en expansion
L’univers dure-t-il pour toujours ou a-t-il un avantage quelque part? Cela a-t-il toujours existé ou a-t-il commencé à exister? En 1929, Edwin Hubble, astronome à Caltech, a fait une découverte cruciale qui a rapidement conduit à des réponses scientifiques à ces questions: il a découvert que l’univers était en expansion.
Les Grecs de l’Antiquité ont reconnu qu’il était difficile d’imaginer à quoi pourrait ressembler un univers infini. Mais ils se demandaient aussi que si l’univers était fini et que vous tendiez la main au bord, où irait votre main? Les deux problèmes des Grecs avec l’univers représentaient un paradoxe: l’univers devait être fini ou infini, et les deux alternatives posaient des problèmes.
Après la montée de l’astronomie moderne, un autre paradoxe a commencé à poser problème aux astronomes. Au début des années 1800, l’astronome allemand Heinrich Olbers a soutenu que l’univers devait être fini. Si l’univers était infini et contenait des étoiles tout au long, disait Olbers, alors si vous regardiez dans une direction particulière, votre champ de vision tomberait finalement à la surface d’une étoile. Bien que la taille apparente d’une étoile dans le ciel diminue à mesure que la distance à l’étoile augmente, la luminosité de cette surface plus petite reste constante. Par conséquent, si l’univers était infini, toute la surface du ciel nocturne devrait être aussi brillante qu’une étoile. De toute évidence, il y a des zones sombres dans le ciel, donc l’univers doit être fini.
Mais, lorsque Isaac Newton a découvert la loi de la gravité, il a compris que la gravité était toujours attrayante. Chaque objet de l’univers attire tous les autres objets. Si l’univers était vraiment fini, les forces d’attraction de tous les objets de l’univers auraient dû provoquer l’effondrement de l’univers entier sur lui-même. Cela n’était clairement pas arrivé et les astronomes se sont donc retrouvés face à un paradoxe.
Quand Einstein développa sa théorie de la gravité dans la théorie générale de la relativité, il crut avoir le même problème que Newton: ses équations disaient que l’univers devait être en expansion ou en train de s’effondrer, mais il supposait que l’univers était statique. Sa solution originale contenait un terme constant, appelé constante cosmologique, qui annulait les effets de la gravité à très grande échelle et conduisait à un univers statique. Après que Hubble eut découvert que l’univers était en expansion, Einstein qualifia la constante cosmologique de « sa plus grande erreur ».
À peu près au même moment, on construisait de plus grands télescopes capables de mesurer avec précision le spectre, ou l’intensité de la lumière en fonction de la longueur d’onde, d’objets faibles. À l’aide de ces nouvelles données, les astronomes ont essayé de comprendre la pléthore d’objets faibles et nébuleux qu’ils observaient. Entre 1912 et 1922, l’astronome Vesto Slipher, de l’observatoire Lowell en Arizona, découvrit que le spectre de la lumière provenant de bon nombre de ces objets était systématiquement décalé vers de plus grandes longueurs d’onde, ou redshift (décalage vers le rouge). Peu de temps après, d’autres astronomes ont montré que ces objets nébuleux étaient des galaxies lointaines.
La découverte de l’univers en expansion
Pendant ce temps, d’autres physiciens et mathématiciens travaillant sur la théorie de la gravité d’Einstein ont découvert que les équations avaient des solutions décrivant un univers en expansion. Dans ces solutions, la lumière provenant d’objets lointains serait réduite au fur et à mesure qu’elle traverserait l’univers en expansion. Le décalage vers le rouge augmenterait avec la distance croissante de l’objet.
En 1929, Edwin Hubble, qui travaillait aux observatoires Carnegie de Pasadena, en Californie, mesurait le décalage vers le rouge d’un certain nombre de galaxies lointaines. Il a également mesuré leurs distances relatives en mesurant la luminosité apparente d’une classe d’étoiles variables appelées Céphéides dans chaque galaxie. Lorsqu’il a tracé le décalage vers le rouge par rapport à la distance relative, il a constaté que le décalage vers le rouge des galaxies distantes augmentait en fonction de leur distance. La seule explication de cette observation est que l’univers était en expansion.
Une fois que les scientifiques ont compris que l’univers était en expansion, ils ont immédiatement compris qu’il aurait été plus petit dans le passé. Dans le passé, l’univers entier aurait été un seul point. Ce point, appelé plus tard le Big Bang, a été le début de l’univers tel que nous le comprenons aujourd’hui.
L’univers en expansion est fini dans le temps et dans l’espace. La raison pour laquelle l’univers ne s’est pas effondré, comme le soulignaient les équations de Newton et d’Einstein, c’est qu’il était en expansion depuis le moment de sa création. L’univers est en constante mutation. L’univers en expansion, une nouvelle idée basée sur la physique moderne, a mis fin aux paradoxes qui ont troublé les astronomes des temps anciens jusqu’au début du XXe siècle.
Propriétés de l’univers en expansion
Les équations de l’univers en expansion ont trois solutions possibles, chacune d’entre elles prédisant un destin éventuel différent pour l’univers dans son ensemble. Le destin de l’univers sera déterminé en mesurant la vitesse de son expansion par rapport à la quantité de matière qu’il contient.
Les trois types possibles d’univers en expansion sont appelés des univers ouverts, plats et fermés. Si l’univers était ouvert, il se développerait pour toujours. Si l’univers était plat, il se développerait aussi pour toujours, mais le taux d’expansion ralentirait à zéro après un temps infini. Si l’univers était fermé, il finirait par cesser de s’étendre et de se reformer sur lui-même, conduisant éventuellement à un autre big bang. Dans les trois cas, l’expansion ralentit et la force qui provoque le ralentissement est la gravité.
Une simple analogie pour comprendre ces trois types d’univers est de considérer un vaisseau spatial lancé depuis la surface de la Terre. Si le vaisseau spatial n’a pas assez de vitesse pour échapper à la pesanteur de la Terre, il finira par retomber sur la Terre. Ceci est analogue à un univers fermé qui se récapitule. Si on donne au vaisseau spatial assez de vitesse pour qu’il ait juste assez d’énergie pour s’échapper, alors à une distance infinie de la Terre, il s’arrêtera (c’est l’univers plat). Enfin, si le vaisseau spatial est lancé avec suffisamment d’énergie pour s’échapper, il aura toujours une certaine vitesse, même à une distance infinie (univers ouvert).
Les éléments lourds
Les astronomes ne s’intéressent pas seulement au destin de l’univers; ils sont également intéressés à comprendre son état physique actuel. Une question à laquelle ils tentent de répondre est de savoir pourquoi l’univers est principalement composé d’hydrogène et d’hélium et ce qui est responsable de la concentration relativement faible des éléments les plus lourds.
Avec l’essor de la physique nucléaire dans les années 30 et 40, les scientifiques ont commencé à essayer d’expliquer les abondances d’éléments plus lourds en supposant qu’ils étaient synthétisés à partir d’hydrogène primordial dans l’univers primitif. À la fin des années 1940, les physiciens américains George Gamow, Robert Herman et Ralph Alpher ont compris qu’il y a bien longtemps, l’univers était beaucoup plus chaud et plus dense. Ils ont fait des calculs pour montrer si les réactions nucléaires qui se sont produites à ces températures plus élevées auraient pu créer les éléments lourds.
Malheureusement, à l’exception de l’hélium, ils ont constaté qu’il était impossible de former des éléments plus lourds en quantité appréciable. Aujourd’hui, nous comprenons que des éléments lourds ont été synthétisés soit dans le cœur des étoiles, soit lors de supernova, lorsqu’une grande étoile mourante implose.
Gamow, Herman et Alpher ont toutefois compris que, si l’univers était auparavant plus chaud et plus dense, les radiations devraient toujours rester du premier univers. Ce rayonnement aurait un spectre bien défini (appelé spectre du corps noir) qui dépend de sa température. Au fur et à mesure que l’univers se développait, le spectre de cette lumière aurait été redéfini vers des longueurs d’onde plus longues et la température associée au spectre aurait été divisée par plus de mille à mesure du refroidissement de l’univers.
Le fond diffus cosmologique
En 1963, Arno Penzias et Robert Wilson, deux scientifiques de Holmdale, dans le New Jersey, travaillaient sur un satellite conçu pour mesurer les hyperfréquences. Lorsqu’ils ont testé l’antenne du satellite, ils ont découvert de mystérieuses micro-ondes venant également de toutes les directions. Au début, ils pensaient que quelque chose n’allait pas avec l’antenne. Mais après avoir vérifié et revérifié, ils ont compris qu’ils avaient découvert quelque chose de réel. Ce qu’ils ont découvert, c’est le rayonnement prévu plusieurs années plus tôt par Gamow, Herman et Alpher. Le rayonnement découvert par Penzias et Wilson, appelé rayonnement de fond cosmique à micro-ondes ou fond diffus cosmologique, a convaincu la plupart des astronomes que la théorie du Big Bang était la bonne. Pour la découverte de fond diffus cosmologique, Penzias et Wilson ont reçu le prix Nobel de physique de 1978.
Après que Penzias et Wilson aient découvert le fond diffus cosmologique, les astrophysiciens ont commencé à étudier s’ils pourraient utiliser ses propriétés pour étudier ce qu’était l’univers il ya bien longtemps. Selon la théorie du Big Bang, le rayonnement contenait des informations sur la répartition de la matière il y a plus de dix milliards d’années, alors que l’univers n’avait que 500 000 ans.
A cette époque, les étoiles et les galaxies ne s’étaient pas encore formées. L’univers consistait en une soupe chaude d’électrons et de noyaux atomiques. Ces particules se heurtaient constamment aux photons qui constituaient le rayonnement de fond, qui avait alors une température supérieure à 3000 C.
Peu de temps après, l’Univers s’est suffisamment développé et le rayonnement de fond a donc été suffisamment refroidi pour que les électrons puissent se combiner aux noyaux pour former des atomes. Étant donné que les atomes étaient électriquement neutres, les photons du rayonnement de fond ne sont plus entrés en collision avec eux.
Lors de la formation des premiers atomes, l’univers présentait de légères variations de densité. Ces variations de densité auraient dû entraîner de légères variations de la température du rayonnement de fond, et ces variations devraient toujours être détectables aujourd’hui. Les scientifiques ont compris qu’ils avaient une possibilité intéressante: en mesurant les variations de température du fond diffus cosmologique sur différentes régions du ciel, ils disposeraient d’une mesure directe des variations de densité dans l’univers primitif, il y a plus de 10 milliards d’années.
Variations de densité dans le premier univers
En 1990, un satellite appelé COBE (Cosmic Microwave Background Explorer) mesurait les températures de rayonnement de fond sur tout le ciel. COBE a trouvé des variations qui ne représentaient qu’environ 5 parties sur 100 000, mais ont révélé les fluctuations de densité du début de l’univers.
Les variations initiales de densité seraient les germes de structure qui se développeraient avec le temps pour devenir les galaxies, amas de galaxies et superamas de galaxies. Avec les données Sloan, ainsi que celles de COBE, les astronomes seront en mesure de reconstruire l’évolution de la structure de l’univers au cours des 10 à 15 derniers milliards d’années. Avec cette information, nous aurons une compréhension profonde de l’histoire de l’univers, ce qui constituera un exploit scientifique et intellectuel presque incroyable.
Mais mesurer l’évolution des variations de densité dans l’univers ne répond toujours pas à la question la plus importante: pourquoi l’univers contient-il ces différences de densité en premier lieu? Pour répondre à cette question, les astronomes et les astrophysiciens doivent comprendre la nature des variations de densité et construire des théories sur l’origine de l’univers qui prédisent comment ces variations devraient se produire.
