Le Futur du cosmos

Matière noire et énergie sombre

Joseph Silk

• Éditeur: Odile Jacob
• Année: 2015
• ISBN:
  9782738166265
• Sujet: Sciences physiques
• Sous-sujet: Cosmologie

Joseph Silk est célèbre pour avoir fait le lien entre les minuscules fluctuations qui ont résulté du Big Bang et les majestueuses galaxies qui peuplent aujourd'hui notre ciel. Car, bien avant que les satellites COBE, Planck ou WMAP ne cartographient le fond de rayonnement cosmique et ne donnent un instantané de l'Univers juste après le Big Bang, la cosmologie théorique dut aller de spéculations hasardeuses en observations plus ou moins fiables pour construire le scénario aujourd'hui admis. Il est donc question ici de la naissance de l'Univers et de sa structure à grande échelle, mais aussi de la notion d'univers multiples, du principe anthropique, de l'apparition de la conscience et de la possibilité du voyage dans le temps. Plus crucialement encore, la cosmologie relie la question de l'avenir de l'Univers à celle de la quantité de matière qu'il contient. Les mystérieuses « matière noire » et « énergie sombre » décideront ainsi, entre effondrement et expansion éternelle, du destin de notre Univers. Joseph Silk est chercheur à l'Institut d'astrophysique de Paris et au CEA de Saclay. Il enseigne également à l'Université Johns-Hopkins et, en tant que professeur émérite, à l'Université d'Oxford. Prix Balzan international en 2011, il est l'auteur de nombreux livres de vulgarisation, dont Le Big Bang et L'Univers et l'Infini.

CHAPITRE 1

L’âge des ténèbres

La question de l’origine du monde a de très anciennes racines. Elle apparut certainement dès qu’Homo sapiens leva les yeux vers le ciel. Plus près de nous, le Livre de Job, écrit il y a quelque 2 500 ans, pose deux questions : « Où est le chemin qui conduit au séjour de la lumière ? Et les ténèbres, où ont-elles leur demeure ? »

Aujourd’hui, nous disposons de télescopes géants qui sont des machines à remonter le temps. Car voir dans le passé, c’est voir loin, très loin. Jusqu’où peut-on voir ? Le Soleil, tout près de nous, est à 9 minutes-lumière de distance. L’étoile la plus proche est à 4 années-lumière. Le centre de notre Galaxie est à 24 000 années-
lumière, et notre plus proche voisine, la galaxie d’Andromède, visible à l’œil nu, est à 2 millions d’années-lumière.

La galaxie la plus lointaine actuellement connue a été trouvée grâce à la conjonction des deux plus grands télescopes du monde, au Chili et à Hawaii. Elle est à 12 milliards d’années-lumière. Ces télescopes ont des miroirs de 8 à 10 mètres de diamètre. Ce sont des machines géantes et très sophistiquées, dont la dimension permet de collecter la faible lumière des objets les plus lointains.

En reculant les frontières de notre exploration de l’Univers, on peut replacer notre propre planète dans l’échelle des plus grands objets de l’Univers. On sait par exemple que la Terre s’est formée il y a 4,6 milliards d’années. On utilise les roches les plus anciennes pour dater la Terre, et les météorites pour dater le Système solaire. Notre Galaxie, la Voie lactée, s’est formée il y a 10 milliards d’années, ce qui correspond à l’âge des plus vieilles étoiles. Les abondances des éléments chimiques dans ces étoiles sont très primitives par rapport à celles de notre Soleil ; ce sont des fossiles qui nous permettent de dater la Voie lactée elle-même.

On peut remonter le temps bien plus loin encore. Nous avons découvert que l’Univers est en expansion. Les galaxies s’éloignent de nous, d’autant plus vite qu’elles sont plus loin. Nous savons aussi que notre étoile, le Soleil, et même notre Galaxie, la Voie lactée, ne sont pas au centre du monde. Imaginons un point quelconque à la surface d’un ballon qui se gonfle. Ce point, comme tous les autres, est au centre d’une surface courbe en expansion. Quand la Terre s’est formée, l’Univers avait les deux tiers de sa taille actuelle. Quand notre Galaxie s’est formée, elle avait environ le tiers de sa taille actuelle. Et la lumière des galaxies les plus lointaines a été émise quand l’Univers avait le dixième de sa taille actuelle. Les galaxies étaient alors 10 fois plus proches qu’elles ne le sont aujourd’hui. La nuit, le ciel était plein de galaxies.

Mais cette remontée dans le temps a des limites, que l’on a comprises bien avant l’époque des grands télescopes : on voit de moins en moins de galaxies brillantes quand on regarde de plus en plus loin. Et quand l’observation fait défaut, il reste à se tourner vers la théorie.

La théorie nous dit que les galaxies doivent nécessairement se raréfier à mesure que l’on remonte le temps. Sinon, le ciel nocturne serait aussi brillant que le ciel diurne. C’est le « paradoxe d’Olbers », attribué à l’astronome allemand Heinrich Wilhelm Olbers en 1823. Ce paradoxe était même connu dès 1610 de Johannes Kepler, et il fut décrit au XVIIIe siècle par deux astronomes, l’Anglais Edmond Halley et le Suisse Jean-Philippe Loys de Chéseaux.

L’écrivain et poète Edgar Allan Poe s’intéressa aussi au paradoxe d’Olbers, dont il donna la solution moderne :

Si la succession des étoiles était illimitée, l’arrière-plan du ciel nous offrirait une luminosité uniforme, comme celle déployée par la Galaxie, puisqu’il n’y aurait absolument aucun point, dans tout cet arrière-plan, où n’existât une étoile. Donc, dans de telles conditions, la seule manière de rendre compte des vides que trouvent nos télescopes dans d’innombrables directions est de supposer cet arrière-plan invisible placé à une distance si prodigieuse qu’aucun rayon n’ait jamais pu parvenir jusqu’à nous1.

Nous en déduisons que les galaxies, toutes les galaxies y compris celles que nous n’avons pas encore vues, ont un âge fini. Aussi, quand nous remontons le temps, nous devons parvenir aux âges obscurs, avant l’apparition des étoiles. Mais même les âges obscurs n’étaient pas des ténèbres absolues. Un faible rayonnement micro-onde émane de cette époque. Pour le voir, allumez votre télévision et réglez-la sur un canal inoccupé. 1 % du « bruit » désordonné que vous voyez sur l’écran est la lumière fossile du Big Bang. Et ce rayonnement datant de l’origine de l’Univers est une des plus grandes découvertes scientifiques qui soient.

Naissance de la cosmologie moderne

Dans le lointain passé, l’Univers était aussi dense que le Soleil. Avant la Seconde Guerre mondiale, la grande intuition du physicien russo-américain George Gamow fut de prédire que l’Univers a dû être aussi chaud que le Soleil pour que s’y produisent les réactions thermonucléaires qui ont engendré les éléments chimiques les plus légers : l’hélium, par exemple, qui constitue plus du tiers de la masse de la matière de l’Univers, et qui fut essentiellement produit lors du Big Bang. La lumière résiduelle du Big Bang fut découverte par hasard un an avant la mort de Gamow, alors que sa théorie était depuis longtemps oubliée. C’est souvent ainsi que la science avance – par interaction des faits et de la théorie, même quand la théorie est durablement mise de côté.

La théorie de Gamow fut confirmée par les Américains Arno Penzias et Robert Wilson, qui ignoraient tout de ses idées. Ces radioastronomes avaient décidé de cartographier la Voie lactée en utilisant un vieux radiotélescope autrefois employé pour les communications avec les satellites. Ils découvrirent un rayonnement micro-onde émanant de toutes les régions du ciel. Il n’était pas d’origine locale (ils soupçonnèrent un moment les pigeons qui avaient fait leur nid dans l’antenne), ni terrestre, ni solaire, ni galactique. En procédant par élimination, ils en déduisirent que ce rayonnement provenait des profondeurs de l’Univers.

On l’identifia vite comme la lumière fossile du fabuleux Big Bang. À l’époque, l’Univers avait le millième de sa taille actuelle. C’est à ce moment que le rayonnement devint visible, 300 000 ans après le début de l’expansion. L’Univers devint transparent. Avant cela, il était obscurci par un dense brouillard de rayonnement.

Une fois établie la réalité du « fond diffus cosmologique », ou « rayonnement cosmique », par la découverte de Penzias et Wilson de 1964, une nouvelle quête commença afin de trouver et de mesurer d’éventuelles fluctuations dans ce rayonnement. Il devait nécessairement y en avoir pour rendre compte de la grande inhomogénéité de notre Univers actuel. Les scientifiques voulaient utiliser le fond diffus de rayonnement pour développer et préciser la théorie de la formation des galaxies. C’est alors que commence ma propre histoire, un mélange de débats, de théories et de tests observationnels. La théorisation avait commencé en 1946, mais elle fut complètement abandonnée jusqu’aux années 1960. Elle impliqua ensuite trois décennies d’un pénible travail de détective qui se traduisit finalement par l’une des plus grandes découvertes du XXe siècle.

Le principal obstacle à notre compréhension de la formation des galaxies était le manque de données sur les conditions initiales de l’Univers primordial. Sans cela, les astronomes en étaient réduits à tâtonner dans le noir. Comme le Big Bang à ses débuts était une intense époque radiative, la gravité avait beaucoup de mal à amplifier d’éventuels grumeaux de matière. Le rayonnement supplantait la gravité. Or il est intrinsèquement expansif alors que la gravité a tendance à contracter les amas de matière les plus denses.

Le phénomène qui permet à la gravité d’engendrer des inhomogénéités de matière est appelé instabilité gravitationnelle. Cette tendance à concentrer la matière fut totalement contrariée pendant les premiers 10 000 ans du Big Bang. Le rayonnement dominait alors la matière.

Des structures ne purent apparaître que lorsque l’Univers se refroidit. Avec le temps, la matière finit par dominer à son tour le rayonnement. Les fluctuations de densité, qui étaient présentes dès le début, purent enfin, sous l’effet des forces gravitationnelles, s’amplifier et constituer les germes des futures structures de l’Univers. Une question cependant : en avaient-elles la force ?

Depuis 1967, une théorie s’intéresse à ce problème. Elle affirme que le fond diffus de rayonnement doit présenter la même granularité que la matière car c’est la gravité qui a couplé le rayonnement à la matière. De fait, on observe depuis longtemps cette inhomogénéité dans l’Univers, mais hors de toute base théorique.

D’abord, rien n’impliquait l’existence de structures, du moins aux échelles supérieures à celles des amas de galaxies. La présence de structures à grande échelle, cependant, impliquait à son tour celle de fluctuations de grande ampleur dans le fond diffus cosmologique. Une première estimation des années 1970 donnait 10 %, mais cela fut vite considéré comme exagéré ; le fond diffus était beaucoup plus lisse que cela. Mais en quoi cette question concernait-elle les théoriciens ? À l’époque, les cartes de distribution à grande échelle des galaxies étaient trop vagues pour que les cosmologistes en tirent des conclusions claires.

Les physiciens étudiaient le couplage et la croissance des irrégularités primordiales de densité, et commençaient à prédire des amplitudes de fluctuation. Mais le raisonnement qui consiste à imaginer des « bosses » dans la distribution à grande échelle des galaxies me paraissait bien vague. En 1967, alors que j’étudiais à Harvard, les rares observations à de telles distances, de l’ordre de la centaine de millions d’années-lumière, ne donnaient que des indications de structure purement qualitatives. On avait bien identifié les amas de galaxies mais au-delà, on était dans le domaine de la conjecture.

Il parut cette année-là un article pionnier, signé Arthur Wolfe et Rainer Sachs de l’Université du Texas à Austin, affirmant que rien ne s’opposait à l’existence, à très grande échelle, de fluctuations de densité. Cette échelle incluait la plus grande distance parcourue par la lumière depuis l’émergence du rayonnement cosmique. Sachs et Wolfe pensaient que les fluctuations de densité de 10 % des galaxies, à l’échelle de 1 000 mégaparsecs, devaient y laisser une empreinte, sous forme de petites fluctuations de température.

La course aux origines

Je ne pouvais tout simplement pas admettre ce raisonnement. Il n’y avait aucune preuve de telles fluctuations géantes. Tout jeune doctorant à l’époque, je fus encouragé par mon directeur de thèse. David Layzer, professeur d’astronomie à Harvard, était un des rares iconoclastes dans ce domaine. Il s’était forgé une grande réputation en cosmologie. Il était le héros scientifique que j’étais venu révérer à Harvard.

Les encouragements de Layzer m’aidèrent à ignorer le discours dominant en cosmologie et à suivre mon propre chemin. Comment pouvais-je démontrer que les fluctuations du rayonnement fossile n’étaient pas une hypothèse, mais tout simplement inévitables ? Si j’y parvenais, cela ouvrirait la voie à une nouvelle génération de télescopes micro-ondes capables d’explorer ces fluctuations.

En 1967, une question toute bête m’obsédait : nous sommes dans une galaxie, la Voie lactée, qui s’est formée au début de l’Univers. Mais à partir de quoi ? J’étais, moi aussi, persuadé que les galaxies s’étaient formées à partir d’infimes inhomogénéités de la densité de matière. Mais cela aurait-il des conséquences observables ?

La solution vint d’une direction complètement inattendue. Las de piétiner dans ma recherche, je m’inscrivis à une école d’été à Woods Hole, délicieux village du cap Cod dans le Massachusetts, et institut d’océanographie mondialement célèbre. L’usage y était d’organiser chaque été, pour les thésards des universités voisines, une série de conférences données par les meilleurs esprits. En 1967, le sujet était la dynamique des fluides en astrophysique. Cela concernait les mêmes équations que celles qui gouvernent les marées et le débit des rivières, mais appliquées à la vie et à la mort des étoiles et des galaxies. Après tout, une étoile n’est-elle pas une énorme boule fluide, et l’Univers un ensemble de milliards de milliards d’étoiles ?

Un des conférenciers était George Field, alors astronome à Princeton, qui devait peu après diriger le département d’astronomie de Berkeley. Je fus fasciné lorsqu’il présenta l’histoire de l’Univers comme la dynamique d’un fluide en expansion, et la formation des galaxies comme l’effondrement et la fragmentation en étoiles d’énormes nuages de gaz.

À chaque étudiant fut attribué un projet. Le mien consistait à trouver un lien entre la formation des galaxies et le rayonnement cosmique. Il devait y avoir une connexion, quelque part dans l’obscur passé du Big Bang. Sous la houlette de Field, je commençai mes calculs. Les galaxies étaient nées dans une mer de rayonnement. De fait, si l’on remonte très loin dans le temps, le rayonnement domine tout, et l’effondrement d’un nuage de gaz est inenvisageable. Cela imposait une limite, de quelques centaines de milliers d’années après le Big Bang, au-delà de laquelle les premières structures ont pu se former.

Cet été-là, j’ai travaillé très tard dans les nuits étoilées du cap Cod. J’étais passionné, travaillant toute la journée et une bonne partie de la nuit. Puis une inspiration m’est venue : il a dû se produire de petites rides dans le rayonnement cosmique, et ces rides doivent se manifester comme d’infimes fluctuations de température d’un point du ciel à l’autre. Si ce n’était pas le cas, les galaxies n’auraient pu se former. J’en déduisis que l’on devait observer des fluctuations de température de 0,03 % à des échelles allant jusqu’à quelques minutes d’arc (il y a 60 minutes d’arc dans un angle de 1 degré).

À plus petite échelle, on ne devait pas observer de fluctuations. La « viscosité » du rayon...

Table des matières

• Titre
• Copyright
• Préface
• CHAPITRE 1
• CHAPITRE 2
• CHAPITRE 3
• CHAPITRE 4
• CHAPITRE 5
• CHAPITRE 6
• CHAPITRE 7
• CHAPITRE 8
• CHAPITRE 9
• CHAPITRE 10
• CHAPITRE 11
• CHAPITRE 12
• CHAPITRE 13
• CHAPITRE 14
• Bibliographie
• Du même auteur