INTRODUCTION

Ah là là, ami passionné. L’expansion de l’Univers : que de mystères, que de questions, mais aussi que d’émerveillements !

Univers, univers, est-ce que j’ai une gueule d’univers ? Univers, certes, mais un ou plusieurs ?

La dernière étude de l’astrophysicien britannique Stephen Hawking portait sur les univers multiples. Un concept controversé, popularisé par la science-fiction, selon lequel notre univers ne serait qu’un parmi d’autres.

L’idée des univers multiples (multivers) émerge d’une théorie suggérant qu’à sa création, lors du Big Bang, le cosmos a subi une expansion fulgurante. Pendant cette période, toutes les régions de l’espace n’auraient pas évolué à la même vitesse, certaines s’arrêtant de s’étendre avant les autres, créant différents univers-bulles. Notre univers étant une de ces bulles. Notre Univers tout entier serait comme un îlot dérisoire dans un immense méta-monde infiniment vaste et infiniment diversifié. Pas mal, hein ?

L’idée d’univers multiples n’est cependant pas nouvelle.  Anaximandre (VIème siècle avant J.-C.) y avait pensé en premier en réfléchissant sur le concept d’apeiron, littéralement « l’illimité ». Anaximandre pensait à une multitude de mondes successifs définis par leurs rapports à la qualité, à l’espace et au temps.

Démocrite aussi, par exemple (Vème siècle avant J.-C.), considère que les mondes sont en nombre infini, naissent et se forment.

Au Moyen Âge et à l’âge classique, Nicolas de Cues (XVème siècle) imagine une pluralité de mondes dont les habitants se distingueraient par leur caractère propre. Giordano Bruno (1548-1600) évoque, dans des textes d’une extraordinaire audace et clairvoyance, les « grands et spacieux mondes infinis » tandis que son frère de pensée français, François Rabelais (1483 ?-1553), imagine des mondes co-existants, magiques ou mystiques, et inspirés des cent quatre-vingt-trois mondes du philosophe présocratique Petron d’Himère. En un sens très différent, Leibniz (1646-1716) pense des mondes multiples qui permettent de comprendre le nôtre comme le « meilleur » et d’introduire une forme de contingence au cœur de la définition des possibles.

Bon, tout ça pour te dire, que la notion de multivers est loin d’être récente, elle a traversé toute l’histoire de la philosophie, mais, par contre, elle entre depuis peu dans le champ de la physique théorique. De nombreux types d’univers multiples sont aujourd’hui envisageables, selon les astrophysiciens (Aurélien Barrau de Grenoble, Thomas Hertog de l’université KU Louvain en Belgique, entre autres), ce qui impliquerait des lois de la physique différentes.

Surtout ne t’affole pas, Berthe. Pour le présent article, nous nous limiteront à la cosmologie officielle d’aujourd’hui, c’est-à-dire plus au cadre d’une seul univers, le nôtre, dans lequel évoluent les objets plutôt que ces derniers eux-mêmes.

DÉCOUVERTE DE L’EXPANSION DE L’UNIVERS

That is the questioooonnnnn, ami passionné. Comment, mais comment donc, avons-nous découvert que l’Univers était en expansion permanente ?

En 1916 et 1917 des scientifiques (Slipher et Pease), en 1919, d’autres scientifiques (dont Shapley), en 1921 encore d’autres (Shapley, Heber, Curtis) ont procédé à différents travaux très importants sur l’expansion de l’Univers.

Puis en 1927, le scientifique belge Georges Lemaître a proposé un modèle théorique suggérant que l’Univers était en expansion, basé sur les équations de la relativité générale d’Albert Einstein. Ces travaux ont jeté les bases de la cosmologie moderne et de la théorie du Big Bang.

Enfin, en bénéficiant de tous les travaux déjà réalisés et en y rajoutant les siens, très importants, le très célèbre Edwin Powell Hubble (1889-1953) démontre de façon irréfutable que l’Univers est en expansion permanente. Il accumule les observations spectroscopiques de nébuleuses de plus en plus faibles, et écrit un article le 15 mars 1929 dans lequel il énonce ce qui deviendra la loi de Hubble : la vitesse d’éloignement des galaxies est proportionnelle à leur distance, estimée statistiquement d’après leur éclat apparent.

Donc Hubble en 1929 observe que les galaxies s’éloignent les unes des autres, ce qui a révélé que l’univers est en expansion. Cette découverte repose sur le phénomène de décalage vers le rouge, où la lumière des galaxies lointaines devient plus rouge à mesure qu’elles s’éloignent.

Cette découverte va jeter le trouble chez de nombreux cosmologistes, et l’hypothèse d’une expansion de l’Univers à partir d’un big bang initial devra attendre plusieurs décennies avant d’être universellement acceptée.

BON, ALORS, C’EST QUOI L’EXPANSION DE L’UNIVERS ?

L’Univers constitue un cadre dans lequel évoluent les objets astronomiques tels que galaxies, nébuleuses, étoiles, planètes, et quasars. En première approximation, ces objets sont à peu près immobiles par rapport à ce cadre, mais le cadre lui-même n’est ni rigide, ni statique : il est en expansion, et cette expansion entraîne tous les objets.

Cet écartement mutuel, que l’on pourrait prendre pour un mouvement des galaxies dans l’espace, s’interprète en réalité par un gonflement de l’espace lui-même, les objets célestes étant de ce fait amenés à s’éloigner les uns des autres.

Puisque ce cadre n’est pas matériel – il s’agit d’un support géométrique –, il nous est impossible d’enregistrer directement son évolution : les galaxies en sont les meilleurs révélateurs, et l’expansion de l’Univers, première propriété cosmologique, est donc un fait observationnel. Jusque-là tout va bien ? Parfait.

Une façon intuitive de visualiser cela est de reprendre l’analogie de la toile élastique que l’on étire dans toutes les directions. Si l’on dessine des motifs sur la toile, alors ceux-ci grossissent en même temps qu’ils semblent s’éloigner les uns des autres lorsque l’on étire la toile. Par contre, si au lieu de dessiner des motifs on colle sur la toile un objet rigide (une pièce de monnaie par exemple), alors, en étirant la toile, on va encore éloigner les objets les uns des autres, mais cette fois ils vont garder une taille constante. C’est un processus de ce type qui est à l’œuvre avec l’expansion de l’Univers. C’est bon, ma cousine préférée ? Petite explication avec un ballon, mes lecteurs sont des grands enfants, c’est bien connu…

COMMENT SE MANIFESTE L’EXPANSION DE L’UNIVERS ET COMMENT LE SAVONS-NOUS ?

En cosmologie, l’expansion de l’Univers est le nom du phénomène qui voit à grande échelle les galaxies s’éloigner les unes des autres. Cet écartement mutuel, que l’on pourrait prendre pour un mouvement des galaxies dans l’espace, s’interprète en réalité par un gonflement de l’espace lui-même, les objets célestes étant de ce fait amenés à s’éloigner les uns des autres.

Du point de vue observationnel l’expansion se traduit par une augmentation de la longueur d’onde de la lumière émise par les galaxies : c’est le phénomène de décalage vers le rouge. Pour mieux t’expliquer, je te dirai que ce phénomène indiquerait que les galaxies sont animées d’une vitesse d’éloignement, le décalage vers le rouge étant dû à un effet Doppler, l’équivalent lumineux du son émis par la sirène d’une ambulance qui parait d’autant plus grave que l’ambulance s’éloigne vite.

La découverte de ce décalage vers le rouge est attribuée à l’astronome américain Edwin Hubble en 1929, bien qu’il ait été implicitement mis en évidence 15 ans plus tôt par Vesto Slipher et prédit, voire mesuré, par Georges Lemaître à la fin des années 1920. De façon concomitante, l’interprétation physique correcte de ce décalage vers le rouge est donnée par la théorie de la relativité générale d’Albert Einstein, qui permet de décrire la dynamique de l’Univers dans son ensemble. L’expansion de l’Univers est de fait une vérification remarquable de la relativité générale, même si, de façon quelque peu surprenante, Albert Einstein lui-même n’y a jamais adhéré, tentant même d’en proposer une explication alternative, la lumière fatiguée, théorie depuis longtemps complètement abandonnée.

La conséquence immédiate de l’expansion de l’Univers est que celui-ci était par le passé plus dense et donc plus chaud. Le concept du Big Bang, qui repose sur l’idée qu’une telle époque dense et chaude a effectivement existé, en découle naturellement et peut donc être considéré comme établi.

Du point de vue théorique l’expansion de l’Univers est contenue dans les modèles issus de la relativité générale décrivant l’Univers dans son ensemble. De telles constructions sont appelées de façon naturelle modèles cosmologiques. Les équations qui décrivent l’expansion de l’Univers dépendent des propriétés de la ou des formes de matière qui emplissent l’Univers. Elles s’appellent équations de Friedmann.

La théorie actuelle suggère que cette expansion a commencé après le Big Bang, il y a environ 13,8 milliards d’années. Ce qui est encore plus captivant, c’est que l’expansion s’accélère, probablement à cause d’une force mystérieuse appelée énergie noire (voir article de ton serviteur sur RR en cliquant ici), qui constitue environ 68 % de l’univers.

Si l’on suit ce raisonnement, cela soulève des questions profondes : l’univers continuera-t-il à s’étendre indéfiniment ? Atteindra-t-il un point de rupture ? Ce mystère reste au cœur de la recherche en cosmologie.

LA CONSTANTE DE HUBBLE-LEMAÎTRE

La constante de Hubble-Lemaître, longtemps appelée constante de Hubble, est un paramètre important en cosmologie. Notée H0, elle correspond au taux actuel de l’expansion de l’Univers. Elle tire son nom de l’Américain Edwin Hubble (1889-1953) et du Belge Georges Lemaître (1894-1966) qui ont indépendamment observé, respectivement en 1929 et 1927 (marrant, hein ?), que la vitesse d’éloignement des galaxies par rapport à la Terre, dite vitesse de récession, est proportionnelle à leur distance de celle-ci, H0 étant le facteur de proportionnalité.

Autrement dit, mon cousin, plus une galaxie est éloignée ou proche de la Terre, plus sa vitesse de récession (d’éloignement) varie. Cette variation est mesurée par la valeur H0 de la constante de Hubble-Lemaître.

Cette découverte, qui a démontré l’expansion de l’Univers et a donné naissance à la cosmologie moderne, est, près d’un siècle plus tard, encore au centre de toutes les attentions. Et oui !! Les dernières mesures de H0 sont incompatibles avec la prédiction théorique déduite de la relativité générale et de l’observation des premiers âges de l’Univers, puisqu’elles sont plus grandes (les dernières mesures de H0) que prévu. L’Univers semble donc grandir trop vite…😊

A) Expansion de l’Univers et vitesse des galaxies

Pour comprendre les implications d’une valeur de H0 plus grande que prévue, il faut revenir sur le concept d’expansion de l’Univers et donc sur la différence entre les mouvements propres des galaxies et la dilatation de l’espace-temps. Assois toi bien.

Le fait que les galaxies s’éloignent de la Terre d’autant plus vite qu’elles sont lointaines ne signifie pas que notre Galaxie, la Voie lactée, est au centre de l’Univers (je pense que tu le savais, ça, 🤣) mais plutôt que la distance (d) entre chaque galaxie augmente avec le temps – autrement dit, que l’espace-temps est en expansion. Ainsi, le terme de « vitesse de récession » (ou « vitesse de fuite »), noté vr (avec vr = (H0) x (d) = (c) x (z)), c étant la vitesse de la lumière dans le vide, et z le décalage vers le rouge de l’objet, est un abus de langage, car ce n’est pas une vitesse, dans le sens d’un déplacement des galaxies dans l’Univers, que trace la constante de Hubble-Lemaître, mais bien l’expansion de la géométrie de l’espace-temps lui-même. Pour mieux comprendre, il faut analyser comment cette « vitesse de récession » est obtenue.

Grâce à des observations spectroscopiques, il est possible de comparer les longueurs d’onde de raies d’émission ou d’absorption présentes dans le spectre d’une galaxie avec celles que l’on observe en laboratoire pour les mêmes éléments physico-chimiques (notamment l’hydrogène ou l’oxygène). Ce décalage vers le rouge observé est la combinaison, en fait, de deux effets bien différents :

1. Le premier est un effet Doppler, c’est-à-dire un décalage dans la longueur d’onde induit par le mouvement propre de la source qui fait qu’elle apparaît plus rouge ou plus bleue selon, respectivement, qu’elle s’éloigne (et donc dilate la longueur d’onde) ou se rapproche de l’observateur (et donc la compresse). Cet effet est donc provoqué par le mouvement des galaxies dans l’Univers, relativement les unes aux autres. Ces mouvements propres, dont les vitesses sont de l’ordre de quelques centaines de kilomètres par seconde, sont dus à l’action gravitationnelle que la masse d’une galaxie exerce sur la masse d’une autre.
2. Le second effet est un effet cosmologique engendré par la dilatation de l’espace-temps pendant la durée où le photon a voyagé entre la galaxie source et l’observateur. Si l’Univers s’est dilaté de 10 %, alors le photon est 10 % plus rouge (z = 0,1). C’est ce second effet que l’on cherche à mesurer. Le mouvement propre des galaxies apparaît donc comme une « nuisance » dont il faut s’affranchir pour pouvoir mesurer précisément H0. Sachant que les galaxies se déplacent dans l’Univers avec des vitesses propres de l’ordre de 300 km/s, soit 1/1 000 de la vitesse de la lumière c, il faut mesurer des distances d’objets disposant d’un décalage vers le rouge apparent z > 0,02 pour que les effets du mouvement propre des galaxies soient négligeables.

B) Mesure des distances cosmologiques

Une fois la vitesse de récession (éloignement) connue, l’autre élément clé pour mesurer l’expansion actuelle de l’Univers (donc H0) est le calcul des distances. Pour cela, Hubble et Lemaître ont utilisé la relation « période-luminosité » des céphéides découverte en 1908 par l’astronome américaine Henrietta Leavitt (1868-1921).

Une Céphéide est une étoile de 4 à 15 fois plus massive que le Soleil et de 100 à 30 000 fois plus lumineuse. Elle est instable et sa luminosité varie périodiquement au cours du temps. Les céphéides sont des étoiles pulsantes dont la luminosité varie de 0,1 à 2 magnitudes selon une période bien définie, comprise entre 1 et 135 jours. Elles tiennent leur nom de l’étoile Céphée, identifiée en 1784 par John Goodricke.

Ces étoiles (les céphéides) ont une luminosité qui diminue et augmente de façon stable et périodique. Elles présentent donc une relation étroite entre la fréquence (période) de leur pulsation lumineuse et la luminosité L qu’elles émettent (luminosité absolue) : les plus brillantes pulsent plus lentement. Alors, en mesurant la pulsation d’une céphéide, il est possible d’estimer la distance d en comparant le flux moyen observé f (c’est-à-dire la lumière qui nous parvient) à la luminosité, qui est alors déduite de la période de pulsation, via une formule élémentaire de dilution du rayonnement lumineux dont je te passe les détails de ladite formule…

De tels objets astronomiques, avec lesquels il est possible d’estimer une distance à partir de l’observation de leur flux lumineux, sont appelés chandelles standards.

Pour synthétiser, on peut donc dire que les astrophysiciens utilisent des objets célestes dont la luminosité est bien connue, comme les supernovas de type la ou les étoiles variables céphéides, pour mesurer les distances dans l’univers. En comparant la luminosité observée (ce que nous voyons depuis la Terre) à la luminosité réelle, ils peuvent calculer à quelle distance se trouve l’objet. En combinant cette distance avec le décalage vers le rouge, ils établissent le taux d’expansion. No problémo, ami ?

Les céphéides sont généralement 10 000 fois plus lumineuses que le Soleil. Il y a un siècle déjà, Hubble et Lemaître ont pu en observer à des distances de quelques mégaparsecs (Mpc, soit 106 parsecs, un parsec correspondant à 3,26 années-lumière). En trouvant pour les galaxies qui les abritent des vitesses de récession de l’ordre de quelques milliers de km/s, il a été possible à cette époque d’estimer une valeur de H0 supérieure à 100 km·s-1·Mpc-1.

Mais, à ces distances, les vitesses propres des galaxies sont du même ordre de grandeur que l’effet cosmologique que l’on souhaite observer. C’est pourquoi, si la démonstration de l’existence de l’expansion de l’Univers était correcte, l’estimation de la valeur de H0 ne l’était pas.

C) Échelle des distances cosmologiques

Aujourd’hui encore, il est difficile d’observer des céphéides à plus de quelques dizaines de Mpc. Mais il existe, pour mesurer des distances, une autre chandelle standard, beaucoup plus rare mais bien plus brillante : les supernovae de type Ia (SNe Ia).

Ce sont des événements astrophysiques, correspondant à l’implosion thermonucléaire de naines blanches qui, à leur pic de luminosité, sont aussi brillants qu’une galaxie tout entière, soit environ 1010 fois la luminosité solaire. Du fait de cette forte luminosité, qui est quasiment la même quelle que soit la SNe Ia, les télescopes modernes peuvent donc détecter leur présence à des milliards de parsecs, dans une gamme de distance où l’effet de la vitesse propre d’une galaxie sur son décalage vers le rouge est négligeable. Ouah, tu te rends compte, mon ami ??

Cependant, comme pour les céphéides, la luminosité LSN des SNe Ia doit être étalonnée. Donc, pour obtenir H0, il faut d’abord mesurer LSN. Mais les SNe Ia sont tellement rares – environ une seule par millénaire et par galaxie (!!!) – qu’aucune n’a pu être observée à une distance suffisamment proche pour disposer d’une mesure de distance directe comme celle fournie par la méthode des parallaxes. En revanche, il existe une quarantaine de SNe Ia suffisamment proches pour qu’il soit possible d’observer la période de pulsation de céphéides au sein de leur galaxie hôte. Il devient donc possible d’étalonner LSN à partir de mesures de distances dérivées de la méthode des céphéides.

Les différentes collaborations ont donné comme résultat et publiées en 2022, ont donné ainsi une valeur de H0 égale à 73,04 ± 1,04 km·s–1·Mpc–1.

D) Prédictions théoriques de la valeur de la constante de Hubble-Lemaître

Le fait que l’Univers soit en expansion signifie logiquement qu’il était plus dense par le passé. Cette idée, due à Georges Lemaître, dont est issue la théorie du big bang, a été confirmée en 1964 avec la découverte du fond diffus cosmologique par les Américains Arno Penzias (1933-2024) et Robert Wilson (1927-2002). Ce fond diffus correspond à la lumière émise lors de la formation des premiers atomes de l’Univers, qui devient alors transparent. Si le fond diffus cosmologique est globalement homogène, de légères surdensités de matière existent, à partir desquelles l’effondrement gravitationnel formera les galaxies et les grandes structures de l’Univers.

En 2020, la collaboration de chercheurs associée au télescope spatial européen Planck, qui a étudié dans le détail ces inhomogénéités du fond diffus cosmologique, a publié ses résultats finaux, décrivant précisément les propriétés de l’Univers primordial alors âgé seulement de quelque 380 000 ans après le Big Bang. En combinant les mesures du fond diffus cosmologique avec le modèle standard cosmologique, issu de la relativité générale d’Einstein, il est possible de déduire l’histoire de l’expansion de l’Univers et, en particulier, son taux actuel. L’analyse des données de l’observatoire Planck indique une valeur de H0 égale à 67,4 ± 0,5 km·s–1·Mpc–1.

MOUVEMENTS DANS L’ESPACE OU EXPANSION DE L’ESPACE ?

En mécanique classique ou en relativité restreinte, l’observation d’un décalage vers le rouge s’interprète en termes de déplacement dans l’espace et d’effet Doppler. En relativité générale, une telle interprétation n’est plus suffisante car il n’existe pas de notion d’espace absolu comme en mécanique classique, ou tout au moins présentant une certaine structure rigide comme en relativité restreinte.

L’espace de la relativité générale est, dans un certain sens, « élastique », la distance entre les points étant par exemple fonction de la structure du champ gravitationnel dans leur voisinage. Il n’en demeure pas moins que la relativité générale stipule que localement l’espace s’identifie à celui de la relativité restreinte.

Si elle était généralisée à grande échelle l’interprétation Doppler pourrait soulever un paradoxe, car elle signifierait que des objets suffisamment éloignés s’éloigneraient à des vitesses supérieures à celle de la lumière et, de ce fait, semble enfreindre les lois de la relativité restreinte. Il n’en est rien car si ces objets se déplacent bien avec une vitesse relative plus grande que celle de la lumière, cela ne permet pas d’échange d’information. Ainsi l’accroissement de la distance mutuelle entre galaxies dû à l’expansion de l’espace n’est pas en conflit avec la relativité restreinte. Et oui…..

QUEL IMPACT A EU LA DÉCOUVERTE DE L’EXPANSION DE L’UNIVERS SUR LA COSMOLOGIE ?

Il faut bien se rendre compte, chère cousine, que la découverte de l’expansion de l’Univers a eu un impact révolutionnaire sur la cosmologie, transformant notre compréhension de l’Univers et de ses origines. Voici, rien que pour toi, les principaux points marquants :

• Émergence de la théorie du Big Bang

Avant cette découverte, de nombreuses scientifiques pensaient que l’Univers était statique et immuable. L’observation d’Edwin Hubble, montrant que les galaxies s’éloignent les unes des autres, a confirmé que l’Univers est en expansion et a conduit à la formulation de la théorie du Big Bang. Cette théorie propose que l’Univers a commencé à partir d’un état extrêmement dense et chaud, il y a environ 13,8 milliards d’années comme tu le sais déjà.

• Abandon du modèle d’Univers éternel

Le modèle de l’univers éternel et statique a été remplacé par une vision dynamique où l’univers évolue au fil du temps. Cela a obligé les cosmologistes à repenser les lois fondamentales de la physique et à intégrer l’idée que l’Univers a une histoire et une origine.

• Exploration de l’énergie noire

La découverte que l’expansion de l’univers s’accélère a introduit un nouveau mystère en cosmologie : l’énergie noire. Cette force inconnue, qui représente environ 68 % de l’énergie de l’Univers, pousse les galaxies à s’éloigner à un rythme croissant. Les recherches sur l’énergie noire ont ouvert des pistes pour des théories plus avancées sur la nature de l’espace-temps.

• Nouvelle méthodologie scientifique

Les astrophysiciens et cosmologistes ont développé des outils et des techniques de pointe, comme la mesure du décalage vers le rouge et l’utilisation de télescopes spatiaux. Ces avancées technologiques ont permis d’étudier l’univers à grande échelle, rassemblant des preuves pour modéliser l’évolution cosmique.

• Implications philosophiques

La découverte a également eu des répercussions philosophiques. Elle a soulevé des questions profondes sur l’origine de l’Univers, son éventuelle fin, et notre place en tant qu’humains dans un cosmos en constante évolution.

En résumé, cette découverte a marqué un tournant majeur, transformant la cosmologie d’une discipline principalement théorique en une science basée sur l’observation et l’expérimentation. Qu’en penses-tu, cousin ?

HISTORIQUE DE LA DÉCOUVERTE

La découverte de l’expansion de l’Univers date de la première moitié du XXe siècle et s’est faite en plusieurs étapes.

Au début du XXe siècle, de nombreux objets diffus étaient vus au télescope. Ces objets étaient tous désignés sous le terme générique de « nébuleuses ». En fait, ils représentaient d’une part ce que nous continuons à appeler des nébuleuses et d’autre part ce que nous appelons maintenant des galaxies, c’est-à-dire des ensembles d’étoiles extérieurs à la Voie lactée.

À l’époque, la question de la nature et de la distance de ces nébuleuses se posait déjà. La spectroscopie permit d’apporter un premier élément de réponse à partir de 1914, année où l’astronome américain Vesto Slipher montra qu’une certaine classe de ces « nébuleuses » (en fait les galaxies) présentaient une tendance systématique à s’éloigner de nous. Cela semblait indiquer que ces objets étaient situés en dehors de notre Galaxie car dans le cas contraire on se serait attendu à ce qu’une partie égale d’entre eux s’approchent et s’éloignent de nous. En outre en faisant le produit de la vitesse observée par des temps de l’ordre de quelques milliards d’années on aboutissait à des distances parcourues dépassant la taille supposée de la Voie lactée.

En 1920 se tint une réunion scientifique sur la nature des « nébuleuses », qui fut par la suite appelé Le Grand Débat. Elle opposa Harlow Shapley à Heber Doust Curtis, en désaccord sur le caractère extragalactique ou non de certaines nébuleuses, en particulier la galaxie d’Andromède. Le débat n’aboutit à aucune conclusion définitive faute de données suffisantes.

C’est à partir de 1925 que Edwin Hubble put observer des céphéides grâce au télescope Hooker de 2,5 mètres de l’observatoire du Mont Wilson. Au moyen de la relation période-luminosité établie par Henrietta Leavitt, il calcula la distance de plusieurs nébuleuses et prouva leur nature extragalactique.

Lemaître dès 1927 établit que les solutions cosmologiques issues de la relativité générale sont en expansion, et qu’en conséquence les objets y présentent des vitesses d’éloignement proportionnelles à leurs distances. Après plusieurs années d’observations, Edwin Hubble établit la relation entre vitesse de récession (éloignement) et distance de plusieurs nébuleuses rebaptisées galaxies, prouvant ainsi l’expansion de l’Univers. Si cet astronome découvrit le phénomène brut, il resta perplexe quant à son interprétation.

Antérieurement à cette découverte observationnelle, les années 1907 à 1915 avaient vu l’élaboration de la relativité générale par Albert Einstein. Or, appliquée à l’Univers, cette nouvelle théorie de la gravitation prédisait une expansion de l’espace, comme l’avait montré Friedmann et Lemaître. Dès lors la rencontre entre la prédiction théorique d’Einstein et le résultat observationnel de Hubble est la preuve de la véracité à la fois de l’expansion de l’Univers selon le schéma de la relativité générale et de la phase de Big Bang qui en découle.

Cette conjonction entre théorie et observation est analogue à celle qui se produisit entre les découvertes de Kepler et Newton vers la fin du XVIIe siècle. Alors que le premier avait observé que les planètes décrivaient une ellipse autour du Soleil le second montrait par le seul calcul qu’une planète soumise à une force d’attraction inversement proportionnelle au carré de sa distance au Soleil parcourait cette même courbe : l’ellipse.

CETTE VALIDATION RÉCIPROQUE DE LA THÉORIE ET DE L’OBSERVATION MARQUERA

LA NAISSANCE DE LA SCIENCE MODERNE. ELLE SE REPRODUISIT

DONC AVEC LA DÉCOUVERTE DE L’EXPANSION DE L’UNIVERS.

QUELLES SONT LES CONSÉQUENCES DE LA DÉCOUVERTE DE L’EXPANSION DE L’UNIVERS ?

Les dernières avancées dans la mesure de l’expansion de l’univers sont fascinantes et ouvrent de nouvelles perspectives en cosmologie. Voici quelques points marquants :

1. Projet DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument)

Le projet DESI a récemment publié la cartographie 3D la plus précise de l’univers, basée sur l’observation de 15 millions de galaxies. Ces données suggèrent que l’énergie noire, responsable de l’accélération de l’expansion de l’univers, pourrait ne pas être constante, mais varier avec le temps. Cela remet en question certaines hypothèses fondamentales.

1. Télescope de cosmologie d’Atacama (ACT)

Situé au Chili, ce télescope a capturé des images extrêmement détaillées du fond diffus cosmologique (CMB), la lumière fossile émise peu après le Big Bang. Ces observations confirment les théories existantes sur la structure de l’Univers et offrent un aperçu inédit des conditions de l’univers primordial.

1. Nouvelles données sur les supernovas de type la :

Une étude récente a doublé le nombre de supernovas étudiées, permettant des mesures plus précises des distances cosmiques. Ces données pourraient conduire à une révision des modèles actuels de l’expansion de l’univers et fournir de nouvelles informations sur l’énergie noire.

L’EXPANSION DE L’UNIVERS N’A PAS TOUJOURS ÉTÉ BIEN ACCEPTÉ !

La réalité de l’expansion de l’Univers n’a pas été acceptée d’emblée par tous les scientifiques. Et oui, tu vois, même dans le milieu scientifique, les idées nouvelles ne passent pas partout !

Cette expansion impliquait en effet que l’Univers était né du Big Bang et ce « commencement » absolu semblait à ses détracteurs en contradiction avec la position rationaliste et matérialiste de la science, car il pouvait dans leur esprit servir d’argument à l’idée d’une création divine.

Ces adversaires du Big Bang préféraient pour cette raison un modèle statique et éternel, sans origine. Des explications alternatives, connues sous le nom de lumière fatiguée (terme proposé par Richard Tolman en 1930), furent proposées pour réconcilier univers statique et décalage vers le rouge dès la découverte de l’expansion de l’Univers en 1929, et ce jusqu’aux années 1970.

Aucune théorie solide satisfaisante n’ayant jamais pu être construite dans ce sens, ces explications ont été abandonnées par la communauté scientifique, sauf peut-être par Johan Masreliez dans « Cosmos à expansion d’échelle » publié en 1999.

En 2010 l’Univers statique est défendu entre autres par des physiciens tels que Lorenzo Zaninetti ou Dean Mamas pour qui le décalage vers le rouge cosmologique n’est pas attribuable à une expansion de l’espace. Bon…

L’UNIVERS RELATIVISTE

Reconnaître l’expansion de l’Univers constituait un pas conceptuel de taille. Il fallait en effet admettre de concevoir une géométrie munie d’une évolution propre, une notion tout à fait contradictoire avec l’idée d’espace absolu et rigide que la physique newtonienne considérait, et que seule permettait d’appréhender la théorie de la relativité générale.

Mais l’impact de cette théorie, ainsi que celui de la relativité restreinte, dépassait la simple introduction de la notion d’expansion, dont certains aspects, peuvent, à la rigueur être interprétés dans un cadre newtonien.

Ces théories modifient les notions de temps et d’espace, les dépouillant de leur caractère d’absolu et d’indépendance, imposent d’abandonner les notions d’espace et de temps séparés et de les remplacer par celle d’espace-temps. Un espace-temps qui, de plus, doit être muni d’une structure géométrique complexe. Il n’y avait aucun doute que c’est dans un tel cadre que devait être décrite la cosmologie.

LA RELATIVITÉ RESTREINTE

C’est à Einstein que nous devons les deux théories de la relativité. L’énoncé essentiel de la relativité restreinte concerne la vitesse de la lumière, postulée constante dans le vide, quel que soit l’état de mouvement de la source ou de l’observateur.

Ainsi, nul objet que nous observons ne nous est contemporain : la lumière met 8 minutes environ pour nous parvenir du Soleil, plusieurs années d’une étoile plus éloignée, plusieurs milliards d’années d’une galaxie lointaine. Par conséquent, l’astronome qui regarde loin dans l’Univers regarde aussi loin dans le passé et observe des « tranches d’Univers » d’autant plus anciennes qu’elles sont éloignées : une galaxie lointaine est observée très jeune, surprise peu après sa naissance, telle qu’elle était il y a quelques milliards d’années ; une autre, au contraire, plus proche, nous apparaît après avoir évolué pendant plusieurs milliards d’années.

Nul doute que ces deux objets sont différents, autant que peuvent être différents un vieillard et un nourrisson. Deux effets se mélangent donc dans l’observation des galaxies lointaines : l’évolution propre de ces objets – qui nous fait observer les galaxies lointaines encore au berceau – et l’évolution cosmologique – les galaxies proches se situent dans l’espace « ancien », les galaxies lointaines dans l’espace « récent ». Une distinction qui s’impose dès que l’on admet que l’espace puisse évoluer.

Tu ne devras donc plus parler non plus de points de l’espace, ami passionné, mais d’événements de l’espace-temps : une galaxie là-bas et autrefois ; une autre ici et maintenant. C’est encore une raison pour laquelle, en cosmologie, plutôt que de caractériser un objet observé par sa distance spatiale ou par sa distance temporelle (le temps mis par la lumière pour nous parvenir), il est beaucoup plus satisfaisant d’utiliser le décalage spectral z, grandeur « mixte » idéale pour les cosmologues.

L’UNIVERS DE LA RELATIVITÉ GÉNÉRALE

La relativité générale joue un rôle encore plus fondamental que la relativité restreinte, car elle permet de concevoir une géométrie propre de l’Univers. Dans la physique non relativiste, la géométrie est très simple, comme tu le sais, mon ami, (elle est dite euclidienne : c’est celle que nous apprenons à l’école, où les parallèles existent et ne se rencontrent jamais, où l’on ne revient jamais à son point de départ en allant toujours tout droit, etc. tu te souviens ?) et l’Univers ne peut qu’être muni de cette géométrie ordinaire qui, unique, ne saurait évoluer au cours du temps.

Le discours sur l’Univers est alors rapidement limité, faute d’objet. Au contraire, la relativité générale offre une riche diversité de géométries possibles, dont la géométrie euclidienne n’est qu’un cas bien particulier. Ces géométries définissent par exemple (bien que non totalement) l’extension spatiale de l’Univers, finie ou infinie, les lois de propagation de la lumière et bien d’autres propriétés qui sont triviales dans la géométrie ordinaire. Cette géométrie n’est pas statique, mais peut évoluer au cours du temps.

Une première difficulté de la théorie relativiste du cosmos provient du fait que nous avons l’habitude de la géométrie à trois et non pas à quatre dimensions. De la droite au plan, puis à l’espace « ordinaire », on évolue d’une à deux et à trois dimensions, mais il nous est impossible de nous représenter ce que serait le pas suivant pour arriver à un espace, même euclidien, à quatre dimensions. Vrai, hein ?

Une seconde difficulté provient des propriétés structurales inhabituelles de cette géométrie. Les mathématiciens appellent variété, et plus particulièrement, dans le cas qui nous occupe, ami passionné, variété différentiable ou riemannienne, un tel espace généralisé. On peut dire que la variété espace-temps est aussi complexe (et donc riche en structures), par rapport à un espace euclidien à quatre dimensions, qu’une surface arbitraire peut l’être par rapport au plan.

Les mathématiques permettent heureusement de décrire de telles structures en s’intéressant, en chaque point, aux propriétés dites métriques, permettant de calculer des longueurs et des durées, en fait des « intervalles » combinant les deux puisque les propriétés temporelles doivent être adjointes aux propriétés spatiales.

QUEL EST LE PREMIER MODÈLE D’UN UNIVERS EN EXPANSION PROPOSÉ ?

• Présentation

Le Soviétique Alexandre Alexandrovitch Friedmann (1888-1925), physicien et professeur à l’université de Petrograd, publie en 1922 un article fondateur de la cosmologie moderne. Il est le premier à montrer, à partir de la relativité générale – publiée en 1915 par Albert Einstein (1879-1955) – qu’un univers possédant un début suivi d’une expansion est en accord avec celle-ci, ce qu’Einstein admettra difficilement. L’expansion de l’Univers sera confirmée par des observations astronomiques dès 1929, et sa phase initiale ne cessera depuis lors d’être une des questions centrales de la cosmologie et de la physique.

• Décrire l’Univers à partir des équations d’Einstein

La relativité générale décrit la structure (ou la géométrie si tu préfères) d’un espace-temps, généralement courbe (c’est-à-dire non euclidien), comme étant déterminée par la répartition et le mouvement de la matière que cet espace contient, qu’elle soit présente sous forme de masse ou d’énergie.

Réciproquement, le mouvement de la matière est déterminé par la géométrie. Les équations d’Einstein explicitent cela sous la forme d’une relation entre deux objets mathématiques appelés tenseurs, dont les propriétés généralisent celles d’objets plus familiers tels que les nombres (scalaires) ou les vecteurs.

Dans ces équations, l’un des tenseurs décrit la géométrie de l’espace-temps, l’autre représente son contenu en masse-énergie. Deux constantes fondamentales bien connues de la physique, et deux seulement, interviennent dans ces équations qui fondent la relativité générale :

> la vitesse de la lumière c.

> la constante de gravitation de Newton G.

En outre, les équations comprennent un nombre, dont la valeur n’est pas fixée (c’est donc une inconnue), appelé « constante cosmologique », dont seule l’observation de l’Univers réel pourra déterminer la valeur.

Capables de décrire une évolution au cours du temps à partir de conditions initiales, ces équations peuvent être appliquées aussi bien à un objet particulier (étoile ou trou noir, par exemple) qu’à l’Univers dans son ensemble dont traite la cosmologie.

En 1917, Albert Einstein puis le Néerlandais Willem De Sitter (1872-1934), en partant d’hypothèses différentes sur le contenu de l’Univers, calculent deux solutions possibles des équations. Ces solutions sont telles que les univers proposés demeurent semblables à eux-mêmes au cours du temps, appelé « temps cosmique ». Einstein, sans doute convaincu que le cosmos ne peut être qu’immuable 😊, estime que ce postulat d’un univers statique, qui requiert une valeur non nulle de Ʌ, se justifie par les rares observations astronomiques alors disponibles, telles les faibles vitesses mesurées de mouvements d’étoiles.

• L’article fondateur

Ce chapitre sur l’article fondateur de l’expansion de l’Univers est passionnant, mais peut être susceptible de ne pas intéresser tous les lecteurs. Il est donc mis en marron italique. Si tu souhaites passer à la suite de l’article, reprend la lecture de couleur noire qui suit.

Alexandre Friedmann s’attache à chercher des solutions à ces mêmes équations, sans toutefois s’imposer ce postulat. En 1922, il publie en allemand, dans la revue Zeitschrift für Physik, son article fondateur de la cosmologie actuelle, intitulé « Über die Krümmung des Raumes » (ce qui signifie « Sur la courbure de l’espace »). En effet, il a découvert, parmi d’autres également compatibles avec les équations, une famille de solutions qui implique « l’existence possible d’univers dont la courbure spatiale est constante par rapport aux trois coordonnées spatiales (celles de l’espace à trois dimensions), mais dépend du temps, c’est-à-dire de la quatrième coordonnée (temporelle) ».

Il suppose donc un univers homogène à grande échelle, c’est-à-dire renfermant de la matière-énergie uniformément répartie dans l’espace avec une densité constante. La nouveauté radicale des modèles d’univers appartenant à cette famille est que la courbure de l’espace-temps, désignée par R(t), dépend du temps cosmique t. La grandeur R(t) peut évoluer au cours du temps de diverses façons, la valeur de la constante inconnue Ʌ fixant alors un modèle particulier : un univers en expansion, un univers en contraction, éventuellement un univers cyclique. Posant Ʌ = 0 pour simplifier, Friedmann recherche, au sein de cette famille de solutions possibles, celle qui pourrait représenter l’univers réel. Il utilise donc les indications que peuvent donner les mesures astronomiques disponibles, à savoir une estimation du nombre total d’étoiles et du volume occupé par celles-ci, ce qui permet de déduire un contenu de masse-énergie. Il suggère alors avec prudence une contraction puis une expansion de l’Univers réel, ayant débuté il y a dix milliards d’années et qui serait suivie d’une nouvelle contraction à l’avenir. Ces dix milliards d’années sont dix fois supérieurs à l’estimation, faite à cette époque, de l’âge des objets célestes supposés les plus anciens, telle la Terre. Ils sont remarquablement du même ordre de grandeur que l’âge de l’Univers retenu désormais par la cosmologie moderne (13,8 milliards d’années).

Einstein publie aussitôt, dans cette même revue allemande, une critique qui relève une erreur de calcul qu’aurait commise Friedmann. Il faut attendre mai 1923 pour qu’Einstein reconnaisse que l’erreur est de son fait et qu’il accepte le résultat de Friedmann.

En 1924, Friedmann publie, dans cette même revue allemande, un second article, dans lequel il complète par d’autres modèles d’univers les solutions possibles des équations d’Einstein. La brève et remarquable carrière de ce scientifique se termine prématurément par son décès en 1925, de la fièvre typhoïde, à l’âge de trente-sept ans.

• Vers le big bang

L’existence et la signification physique d’un « point » de l’espace-temps, situé au début de l’expansion, singulier parce qu’impliquant des valeurs infinies pour la densité, ne vont que très lentement s’imposer. Georges Lemaître (1894-1966), jeune mathématicien, astronome et physicien belge, prêtre catholique et professeur, n’a pas connaissance des travaux de Friedmann.

En 1927, à son tour, il publie les solutions cosmologiques non statiques qu’il a calculées et qui portent désormais le nom d’Univers de Friedmann-Lemaître. En outre, ici, il les confronte à des observations de galaxies en mouvement très rapide, réalisées aux États-Unis et disponibles depuis peu.

Il confirme le modèle d’un univers en expansion, établit le taux de cette expansion en formulant la loi qui est désormais appelée «loi de Hubble-Lemaître», et discute l’état physique de l’Univers lors de sa phase primordiale, en la qualifiant « d’atome primitif ». Le débat autour de l’existence de cette phase primordiale se poursuivra après la Seconde Guerre mondiale.

Dans les années 1950, il conduira l’astronome britannique Fred Hoyle (1915-2001), qui en dénie la réalité, à la qualifier, par dérision, de « big bang » et à privilégier un univers dit stationnaire, où de la matière nouvelle apparaîtrait continûment au cours du temps cosmique et que les observations n’ont pas confirmé.

C’EST L’UNIVERS DE FRIEDMANN-LEMAÎTRE, AVEC SA LOI D’EXPANSION DE HUBBLE-LEMAÎTRE,

QUI EST CELUI DE LA COSMOLOGIE MODERNE, TOUTE ENTIÈRE FONDÉE SUR LA RELATIVITÉ

GÉNÉRALE D’EINSTEIN.

CONCLUSION

Voilà, chers amis passionnés, quelques notions sur l’expansion de l’univers expliquées bien modestement ici. Ton serviteur a essayé de faire le tour en essayant d’être le plus complet sur l’essentiel. De nombreux astrophysiciens ont étudié, et étudient encore, cet extraordinaire phénomène de l’expansion de l’univers.

On sait que cet univers est en expansion permanente, mais comment le réaliser alors qu’on le décrit comme étant infini, voire composé de plusieurs univers. Oui, on sait qu’il est en expansion permanente, mais comment quelque chose qui est infini, donc qui n’a aucune limite, peut-elle être en expansion ?

L’astronomie, surtout la cosmologie pour l’expansion de l’univers, découvre et explique beaucoup de choses. C’est d’ailleurs le rôle de la science d’une façon générale que d’expliquer ce qui existe de façon sûre et indiscutable par des preuves.

La science remplit bien son rôle de découvrir et d’expliquer, mais constater et expliquer, constater et expliquer encore, et constater et expliquer toujours laisse un peu ton serviteur sur sa faim.

Il arrive un moment où on se demande si toutes ces choses prodigieuses que l’on découvre et que l’on explique, ne sont-elles pas venues tout seules et n’ont-elles pas été créés ? Oui, je sais, vaste débat.

Il est de tradition depuis toujours dans le monde scientifique d’exclure ipso facto comment toutes ces magnifiques choses ont été créées. Ton serviteur pense que le scientifique le plus rigoureux qui puisse exister sur Terre, peut, et doit, se poser la question de l’existence de tout ce que la Science constate et explique. Ces deux notions ne sont pas incompatibles.

Et puisque l’on est dans les confidences, ton serviteur avec ses très minces connaissances et ses efforts de rigueurs scientifiques, est persuadé que toutes ces existences naturelles et magnifiques de toutes ces choses, ont été créées par une puissance supérieure, dont on pourra lui donner le nom que l’on souhaitera.

Bien entendu, ton serviteur a une idée très précise de cette puissance supérieure. Mais le débat tombe ici dans le mystique, et ce n’est pas l’objet d’un tel article.