Les civilisations ancestrales ont recherché des causes premières au monde qui nous entoure et ont développé des mythes et croyances associées. Semblait-il inatteignable pour les terriens que nous sommes, le ciel est rapidement devenu le royaume des dieux. Si bien que certains Hommes ont imaginés qu’un simple rideau séparait ce royaume de notre quotidien et que les étoiles n’étaient que des trous dans ce morceau de tissu. Ces civilisations ancestrales se sont alors faites à l’idée que la création du monde était intimement liée à l’histoire divine voire que ce monde fut créé par un ou quelques dieux tout-puissants. Ces excès d’imagination reflètent le manque de contraintes observationnelles qui n’a permis une étude plus rationnelle de l’histoire de l’univers qu’à partir du XXe siècle.

Il parait bien prétentieux de comprendre l’origine de l’univers au vu des difficultés de faire quelconques expériences sur celui-ci. Aussi, par définition, un seul univers nous est connu, ce qui complique la compréhension des mécanismes fondamentaux. Cependant, les astronomes ont réussi à proposer une histoire de l’univers retraçant les principales étapes à partir du début de son expansion.

Pourquoi le ciel est-il noir dans la nuit ?

Cette question a été formulée en 1823 par Olbers, mais a en réalité été discutée depuis plus de quatre siècles. En première approximation, le fait que le ciel soit noir la nuit semble incompatible avec un univers infini composé d’un nombre interminable d’étoiles (fig. 1). S’il existait une infinité d’étoiles, toutes uniformément réparties dans le ciel, celui-ci devrait nous paraitre complétement brillant. En effet, il est possible de faire l’analogie avec une forêt en hiver montrant seulement des troncs d’arbres. Le regard, quel que soit la direction, rencontre toujours un arbre si la forêt est assez dense. Néanmoins, un regard dans le ciel nocturne ne rencontre pas toujours une étoile… Olbers postula alors que les poussières interstellaires absorbaient la totalité du rayonnement des étoiles. Cette hypothèse ne peut résoudre le problème : l’absorption des rayonnements provoquerait un échauffement des poussières, qui en retour, emmétraient de la lumière dans le ciel le rendant toujours aussi brillant.

Ce n’est qu’au XXe siècle qu’une première réponse satisfaisante à ce paradoxe a été apportée. Le ciel est noir la nuit du fait de la vitesse finie de la lumière, de l’expansion de l’univers ainsi que de l’âge fini de l’univers et des étoiles le constituant. La lumière se déplace à une vitesse finie de 3,0.10⁸ m/s. Ainsi, notre regard est porté dans le passé quand nous admirons les photons des étoiles qui nous viennent de très loin. Si nous avions la possibilité de projeter notre regard encore plus loin, nous pourrions apprécier un temps si éloigné de notre ère qu’il correspondrait à une époque où la première étoile ne serait pas encore née ! En ce sens, si nous représentons la lumière libérée par chaque étoile comme un train d’ondes dont le premier photon est émis le jour de sa naissance et le dernier le jour de sa mort, il est assez compréhensible que la densité de trains d’ondes dans l’univers ne puisse être suffisante pour que le ciel soit en totalité brillant. En quelque sorte, pour revenir sur l’analogie de la forêt, nous vivons dans une clairière.

L’expansion de l’univers joue également un rôle dans la noirceur du ciel nocturne. Avant de nous atteindre sur Terre, chaque photon émis par une étoile assez lointaine voit sa longueur d’onde décalée dans le rouge, soit dans les hautes longueurs d’onde du visible. L’énergie du photon émis est alors abaissée. Un tel effet a pour conséquence de diminuer le rayonnement qui nous atteint.

L’univers en pleine expansion

La contemplation du ciel nocturne donne l’impression que l’univers est immobile. En réalité, les étoiles se déplacent à des vitesses atteignant pour certaines des centaines de kilomètres par seconde. Autrement dit, une étoile se déplaçant rapidement parcours 10 milliards de kilomètres en une année. Toutefois, cette distance ne représente que le millième de la distance nous séparant des étoiles les plus proches, et leur position dans le ciel nocturne ne varie que très lentement. Ce mouvement apparent des étoiles proches est nommé mouvement propre.

La connaissance des déplacements des astres est basée sur une propriété commune à tous les mouvements ondulatoires : il s’agit de l’effet Doppler.

Une démonstration triviale de l’effet Doppler est permise par l’étude des ondes sonores (fig. 2). Lorsqu’un véhicule circule à régime constant, le bruit produit par le moteur paraît plus aigu quand ce dernier se rapproche de l’observateur. En détails, la période de l’onde sonore est diminuée quand la fréquence est augmentée. À l’opposé, le son émis par le véhicule parait plus grave quand celui-ci s’éloigne de l’observateur (la période est augmentée, la fréquence est diminuée).

Si Doppler pensait que ce phénomène pouvait expliquer les différences de couleurs des étoiles, cette dernière dépend surtout de leur température de surface. En effet, comme l’ensemble des raies du spectre d’émission de l’astre est décalé, la couleur qui en résulte ne subit pas ou peu de modifications. Toutefois, l’observation faite par Doppler s’applique aux ensembles d’étoiles : les galaxies (fig. 3).

En 1924, Hubble s’est intéressé aux déplacements de 41 galaxies. Il observa que 36 d’entre elles s’éloignaient de la Terre quand 5 autres s’en reprochaient. De ces observations, Hubble pensait qu’il était question de vitesses relatives dues au mouvement propre du système solaire. Cependant, après moultes observations, il en conclu que la grande majorité des galaxies s’éloignait de la voie Lactée, galaxie comprenant la Terre. Bien que toutes les galaxies semblent s’éloigner de la voie Lactée, cette dernière n’est pas pour autant au centre de l’univers. En effet, un observateur placé sur une autre galaxie observerait également un éloignement des galaxies qui l’entourent.

En 1929, Hubble montra que le décalage spectral des galaxies vers les hautes longueurs d’onde, soit la vitesse de récession, était proportionnel à leur distance à la Terre (fig. 4). Cette vitesse d’éloignement se formule ainsi : V = Hd, où d est la distance et H la constante de Hubble. De plus, la vitesse V s’exprime en km/s et d en mégaparsecs (Mpc).

Une première valeur de la constante H a été trouvée par Hubble. Elle était égale à 600 km/s/Mpc. Après quelques ajustements, cette valeur fut réduite à 200 puis 100 km/s/Mpc. Aujourd’hui la valeur de cette constante est très discutée : il semblerait qu’elle soit égale à 87 ± 7 km/s/Mpc.

Malgré le débat autour de la constante d’Hubble, il semble bien établi qu’à partir d’une certaine distance, les galaxies s’éloignent toutes et ce d’autant plus rapidement qu’elles se trouvent distantes de la Terre (fig. 4). Ceci apporte une vision d’un univers en expansion. Qu’elle est l’origine de cette expansion ? Une explosion initiale, appelée Big Bang, serait la cause de l’expansion de l’univers. Par ailleurs, cette expansion ne présente pas de centre : quel que soit l’endroit où l’on se trouve, l’expansion est perçue de la même manière.

À partir de ces découvertes, Newton proposa une explication aux dimensions de l’univers. Si la matière était également répartie dans une région finie, celle-ci tendrait à s’accumuler au centre. À l’opposé, si la matière était répartie au sein d’un espace infini n’ayant pas de centre, elle serait amenée à se condenser en un nombre indéterminé d’agrégats, tous dispersés dans l’univers.

Ce modèle d’expansion de l’univers peut être assimilé à une compétition entre l’expansion dispersant la matière et la gravité s’y opposant et la rassemblant. Une densité critique a été calculée, elle est comprise entre 10^-29 g/cm³ et 5.10^-30 g/cm³. Cela équivaut à 3 atomes d’hydrogènes pour un volume de 1 000 litres ! En effet, selon que l’univers possède une densité supérieure ou non à cette densité critique, ce dernier sera amené à s’effondrer sur lui-même ou bout d’une certaine durée : on parle de Big Crunch ; ou bien, il continuera son expansion indéfiniment.

Pour déterminer la densité de l’univers, une approche consiste à évaluer la densité cosmique. Il est extrêmement difficile d’estimer la matière dans l’univers. Une partie considérable est invisible et ne peut être observée qu’à partir de perturbations gravitationnelles qu’elle provoque. Au vu des observations actuelles, la densité moyenne de l’univers serait de l’ordre de 5.10^-32 g/cm³, soit un centième de la densité critique. L’univers est donc ouvert.

Néanmoins, il n’est pas improbable que la plus grande partie de la matière de l’univers soit confinée dans des trous noirs, ou alors existe-il un gaz extragalactique très dense ? Cette notion de matière noire, particules invisibles de nature indéterminée, a fait apparition pour la première fois à la fin des années 1970 pour expliquer la rotation des galaxies spirales. D’ailleurs, si nous considérons seulement la matière visible, les forces de gravité ne sont pas suffisantes pour s’opposer à la force centrifuge remarquée dans ces galaxies spirales. Les étoiles devraient donc être expulsées de ces amas stellaires. C’est alors que la matière noire viendrait compenser la force centrifuge. Celle matière noire serait constituée de particules appelées WIMP (Weakly Interaction Massive Particles). Ces dernières n’émettent pas de lumière et n’interagissent peu avec la matière visible.

Plus récemment, une autre question reste encore sans réponse : l’expansion de l’univers s’accélère-t-elle ? Cette interrogation suscita beaucoup de débats. Des données obtenues par le télescope spatial Hubble ont mené deux équipes à proposer une accélération de l’expansion de l’univers. Entre 2001 et 2003, 11 supernovæ, toutes très éloignées, ont été observées par le télescope Hubble : leur luminosité était si intense qu’elles ont été utilisées pour mesurer les distances au sein de l’univers. Mais la luminosité mesurée par le télescope Hubble est apparue plus faible que celle attendue dans le cas d’un univers sans accélération. Cependant, ceci était cohérent pour un univers avec une expansion en accélération.

L’accélération de l’expansion serait due à la présence d’une force répulsive à grande échelle. Cette force serait capable de surpasser l’attraction gravitationnelle qui existe entre les différents constituants de l’univers (fig. 5A). De plus, la nature de la force en question repoussant la matière est encore inconnue. Elle porte aujourd’hui le nom d’énergie noire.

À l’heure actuelle, l’univers semble donc être composé de seulement 4% de matière visible, de 23% de matière noire et de 72% d’énergie noire (fig. 5B).

En somme, l’univers serait né dans un Big Bang suivi d’une expansion ralentie par la gravité. Néanmoins, la force de répulsion à grande échelle aurait pris progressivement le dessus faisant entrer l’univers dans une phase d’expansion accélérée éternelle.

Si la théorie de l’expansion de l’univers est admise, il serait possible de remonter le temps et d’en déduire qu’il a existé dans le passé une singularité à partir de laquelle l’univers est entré en expansion.

Le rayonnement fossile et le fond diffus cosmologique

En 1964, deux radioastronomes Penzias et Wilson cherchaient à mesurer l’intensité des ondes radio émises par la Voie lactée hors du plan de celle-ci à l’aide d’une antenne assurant les télécommunications par satellites. Des mesures pareilles étaient très délicates : l’émission radio était en effet peu différente du bruit de fond électronique de l’antenne. Il fallait donc identifier le bruit électronique généré par le système récepteur. Pour ce faire, les deux radioastronomes ont développé une série d’expériences en réglant la réception sur une longueur d’onde courte de 7,35 cm, où le bruit radio produit par la Voie lactée devait être négligeable. Il était attendu une légère perturbation par l’atmosphère facilement identifiable du fait de sa dépendance à la direction d’observation : cette perturbation devait être proportionnelle à l’épaisseur de l’atmosphère de la direction privilégiée, soit moins intense dans la direction du zénith que dans celle de l’horizon. Mais, étonnamment, Penzias et Wilson ont détecté un bruit significatif à la longueur d’onde de 7,35 cm. Ce bruit était beaucoup plus fort qu’attendu et indépendant de la direction d’observation. Cette antenne ne serait-elle pas le siège d’un bruit propre insoupçonné ?

Dès lors, Penzias et Wilson ont décris leur enregistrement. Pour cela, ils ont traduit l’intensité du bruit radio en température équivalente. Après conversion, le bruit radio perçus avait une température de l’ordre de 3 K. Ils venaient de découvrir le rayonnement fossile, ce qui leur a valu un prix Nobel en 1978.

À cette même époque, les théoriciens du Big Bang redécouvrirent les travaux de Gamow en 1948 qui suspectaient l’existence d’un vestige de l’univers, un fond de rayonnement, que l’expansion aurait réduit à une température de 3 K. Cette découverte par Penzias et Wilson est capitale. En effet, elle met en évidence un phénomène prévu par la théorie et montre que l’univers est passé d’un état initial à dominance radiative, au sein duquel une grande partie de l’énergie est sous forme de rayonnement, à un état à dominance matérielle dans lequel la majeure partie de l’énergie est contenue dans la masse des particules nucléaires.

Les images obtenues à l’aide du satellite COBE ont permis d’appuyer la validation de la théorie du Big Bang. Dès la mise en service de ce satellite en 1989, a été acquis un spectre de la lumière fossile correspondant point par point à celui d’un corps noir (fig. 6A).

Par ailleurs, comment expliquer le passage d’un état homogène à un état hétérogène actuel de l’univers ? Autrement dit comment rendre compte de la naissance des étoiles et des galaxies ? Le satellite COBE a permis de répondre à ces interrogations. En effet, après 300 milliards d’observations, une carte du fond diffus cosmologique a été établie en 1992 (fig. 6C). De minimes fluctuations de températures ont été mises en évidence. Ces dernières peuvent expliquer la genèse des galaxies et des étoiles : la gravité serait la seule force permettant la formation des galaxies et étoiles. Cette coïncidence entre les prédictions et les observations a suscité un sursaut d’intérêt pour la théorie du Big Bang et notamment dans sa variante dite théorie de l’inflation. Alors qu’après l’instant initial l’expansion de l’univers se déroule tranquillement, se produit un super Big Bang entre 10^-35 et 10^-32 s : on parle de phase de super-expansion. Celle-ci entraîne une grande homogénéité de l’ensemble. L’expansion se poursuit et vers 300 000 ans le rayonnement fossile est émis. À cet instant se forment des hétérogénéités dans l’univers avec des zones de concentration de matière séparées par des zones de moindre densité. Depuis 1992, des missions satellitaires et autres observations radiotélescopiques (WMAP et Planck) ont permis de préciser la carte du fond diffus cosmologique (fig. 6B & 6C).

Si les premiers instants de l’univers semblent être cohérents avec les observations et théories établies, qu’en est-il de l’âge de l’univers ?

Une estimation de l’âge de l’univers

Estimer l’âge de l’univers peut se faire selon plusieurs approches indépendantes comme l’étude du mouvement des galaxies, le fonctionnement stellaire ou encore les radio-isotopes. Cette dernière approche sera détaillée dans cette article.

La radiochronologie est couramment utilisée pour dater des objets géologiques et biologiques terrestres. Ici, il s’agit d’une extension des techniques appliquées aux roches terrestres, lunaires et météorites. Des datations sur de tels objets ont conduit à un âge de 4,55 milliards d’années pour la formation du système solaire. De ces données, il est possible de les reprendre et chercher à les extrapoler encore plus loin dans le passé. Deux radio-isotopes sont pris comme exemple. L’uranium ²³⁵U et ²³⁸U présentent chacun une période longue mais notablement différente (1 Ga et 6,5 Ga). Sachant que leur taux de désintégration est différent, ces deux isotopes radioactifs de l’uranium montrent une variation de leur rapport isotopique au cours des temps : actuellement, le rapport ²³⁸U/²³⁵U est de 137,8 alors qu’il était proche de 10 au début du Tertiaire (65 Ma) et de 3 à la naissance de la Terre (4,55 Ga). Si une extrapolation est effectuée jusqu’à un rapport de 1, un âge de 15 Ga est obtenu. Il est en de même pour l’isotope 187 de l’osmium (¹⁸⁷Os), plus abondant que le ¹⁸⁶Os. Cet excès de ¹⁸⁷Os est dû à la désintégration du rhénium (¹⁸⁷Re). De plus, l’abondance cosmique et la période du ¹⁸⁷Re sont connues. Ceci permet alors de calculer le temps nécessaire pour former l’excès de ¹⁸⁷Os : un âge de 17 ± 4 Ga est obtenu. Aujourd’hui, l’âge moyen de l’univers communément admis à partir de ces techniques de radiochronologie est de 15 ± 5 Ga.

D’autres méthodes conduisent également à des âges proches de ceux acquis par radiochronologie. Cette concordance est en faveur de la théorie du Big Bang. Une valeur moyenne de 15 milliards d’années pour l’âge de l’univers est alors admise. Par ailleurs, une estimation plus précise a été obtenue en 2015 à partir des données du satellite Planck combinées avec celles plus anciennes des satellites WMAP et COBE. En ressort un âge de 13,798 ± 0,037 milliards d’années.

Ce qui rend la cosmologie encore si vivante est l’espoir de mesurer les principales constantes l’univers et de connaitre enfin dans quel monde nous vivons. À l’heure actuelle, les principaux faits d’observation peuvent être ramenés à quelques propositions dont :

• L’univers présente une structure hiérarchisée : les galaxies, amas et super-amas. Il est une structure en expansion paraissant formée de seulement 4% de matière visible, de 23% de matière noire et de 73% d’énergie noire.
• L’univers serait né d’une explosion initial appelée Big Bang. S’ensuit une expansion ralentie par la gravité. La force de répulsion à grande échelle aurait ensuite pris progressivement le dessus : l’univers entre dans une phase d’expansion accélérée éternelle.
• La découverte du rayonnement fossile, du fond diffus cosmologique et de la concordance des âges à 15 Ga environ obtenus à partir des radio-isotopes et autres méthodes sont des arguments forts en faveur de la théorie du Big Bang.

Ce modèle de l’histoire de l’univers a soulevé un enthousiasme à l’étude de cet objet (fig. 7). Il n’existe actuellement aucune autre théorie alternative crédible. Toutefois, les problèmes posés par un tel modèle sont loin d’être tous résolus comme l’origine des fluctuations de densité qui ont formé les galaxies et les amas de galaxies. Aussi, des questions se posent et demeurent du domaine de la spéculation dans la mesure où aucune contrainte observationnelle ne peut être apportée. Y a-t-il d’autres univers au-delà de ce que nous observons ? Quel est le futur de l’univers ?

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