Les astronomes de l’époque restent cependant incertains quant à la nature des nébuleuses. Ces objets célestes diffèrent des étoiles par le fait qu’elles n’apparaissent pas ponctuelles, mais diffuses comme des nuages (d’où leur appellation). Elles ne sont (faiblement) visibles qu’au télescope. Parmi elles, les nébuleuses spirales montrent des dessins remarquables, dont les astronomes cherchent à déterminer l’origine.

L’astronome américain Vesto Slipher mesure les vitesses de ces nébuleuses spirales, par des observations spectroscopiques. Il est étonné, et la communauté astronomique encore davantage, par les valeurs élevées qu’il obtient, des centaines de km/sec : comment des objets qui se déplacent aussi rapidement peuvent-ils rester confinés à l’intérieur de notre galaxie aux dimensions limitées ? Il conclut que les spirales sont extérieures à la Voie lactée, et que l’univers matériel doit donc s’étendre bien au-delà. La communauté reste difficile à convaincre. Un « grand débat » s’instaure, qui mêle cette question à celle des caractéristiques de notre galaxie.

L’idée que d’autres systèmes stellaires puissent exister en dehors de notre propre galaxie n’est pas nouvelle. Elle fut évoquée au XVIII^e siècle, notamment par Thomas Wright (1711-1786) et Emmanuel Kant (1724-1804) [1]. Vesto Slipher aurait-il découvert que les nébuleuses spirales sont des « univers-îles » ? Pour en avoir le cÅ“ur net, il faut mesurer leurs distances, une tâche extrêmement difficile qu’entreprend l’astronome américain Edwin Hubble. Ses observations extrêmement minutieuses lui permettent de mesurer la distance de la plus brillante des spirales, la nébuleuse d’Andromède : environ 300 000 pc (la valeur estimée aujourd’hui est de 1 000 000 pc), ce qui la situe bien au-delà des limites de la Voie lactée. Cette nébuleuse est en fait une autre galaxie, relativement semblable à la nôtre, et bien extérieure à elle. Ce résultat, publié en 1924, marque une révolution dans la conception du monde : ce dernier ne se réduit plus à notre galaxie. Il est au contraire rempli d’un véritable « gaz cosmique »; des myriades de galaxies (dont la nôtre) en constituent les molécules.

Ce changement d’échelle n’est pas tout. Les vitesses très élevées mesurées par Slipher restent une énigme : ce sont (presque) toutes des vitesses d’éloignement, et pas de rapprochement. En outre, plus les galaxies sont lointaines (et donc peu lumineuses), plus leurs vitesses sont élevées. Ces régularités laissent soupçonner un phénomène d’ampleur cosmique, une loi dont l’échelle d’application dépasse celle des galaxies. Mais comment l’interpréter ? L’idée d’une expansion de l’univers, timidement évoquée par Slipher dès le début du XX^e siècle, était restée sans suite, faute de cadre théorique adéquat. En 1929, Hubble publie la loi empirique qui porte son nom : la « vitesse d’expansion » (mais seul Slipher et quelques très rares astronomes parlent déjà d’expansion) d’une galaxie est proportionnelle à son éloignement. La portée de cette loi est visiblement cosmologique, mais nul ne sait comment l’interpréter. La situation sera débloquée par les travaux du physicien belge Georges Lemaître, à partir de la relativité générale.

L’énoncé essentiel des deux théories, c’est que temps et espace n’existent pas séparément, mais que le cadre de la physique se constitue d’un espace-temps. La relativité générale assimile ce dernier à un objet géométrique (une variété riemannienne à quatre dimensions), dont les caractéristiques sont exprimées par un tenseur de courbure R. En même temps, ce dernier représente très exactement cette propriété physique que l’on appelle la gravitation. Ainsi, la théorie réduit cette interaction, dont Newton exprimait l’effet par des forces, à un simple aspect de la géométrie de l’espace-temps.

Un corps en mouvement se déplace en suivant la courbure R de l’espacetemps. Ainsi s’expliquent aussi bien la chute des corps que les orbites des astres. Un rayon lumineux (trajet de la lumière) s’infléchit en épousant cette courbure. Par ailleurs, R est lui-même déterminé (au moins en partie) par le contenu énergétique de l’univers : toute forme d’énergie ou de masse (matière, rayonnements...) est source de gravitation et « déforme » ainsi l’espace-temps. Ceci est exprimé par l’équation d’Einstein que l’on notera schématiquement

On notera dans cette équation la présence d’un terme supplémentaire appelé constante cosmologique. Cette constante, si elle existe bien (ce que contestent certains physiciens), influe aussi sur les caractéristiques de l’espace-temps. En particulier (et contrairement aux contributions de la matière ou du rayonnement), elle peut causer une accélération de l’expansion. Or, précisément, des observations récentes (voir plus bas) suggèrent une telle accélération, ce qui s’interprète naturellement comme l’effet de cette constante. Mais certains préfèrent attribuer l’origine de cette accélération à une substance inconnue, aux propriétés « exotiques » (densité d’énergie et-ou pression négative). Cette substance hypothétique est parfois qualifiée d’énergie sombre (ou « exotique »).

L’espace-temps courbe de la relativité générale constitue, dans sa globalité, ce que l’on appelle l’Univers, du moins son aspect géométrique. Comme Einstein s’en rendit rapidement compte, la nouvelle théorie se révèle ainsi parfaitement apte à parler de la forme géométrique de l’univers. Pour déterminer la courbure spatio-temporelle, il suffit de résoudre l’équation d’Einstein. Cette dernière, lorsqu’on l’applique à l’univers dans son ensemble, c’est-à-dire à la cosmologie, prend une forme simplifiée que l’on qualifie aujourd’hui d’équation de Friedmann. Le physicien russe Alexandre Friedmann fut le premier à l’exprimer sous cette forme en 1922.

Einstein propose en 1917 une première solution cosmologique à sa théorie, que l’on peut considérer comme le premier modèle cosmologique véritablement scientifique. Comme la quasi-totalité des astronomes et physiciens de l’époque, Einstein ignorait les résultats de Slipher à propos de l’expansion, et son modèle décrit un univers statique. L’exploitation des caractéristiques de la nouvelle géométrie « riemannienne » (par opposition à « euclidienne »), sur laquelle est fondée la relativité générale, permet une innovation révolutionnaire : dans ce modèle, l’espace est « fini », bien que dépourvu de frontière ou de bord. Un tel espace – appelé trois-sphère S³, ou sphère à trois dimensions – généralise à trois dimensions les propriétés de la sphère ordinaire S² bidimensionnelle. Son volume est fini. Sa circonférence est finie; on peut (en principe) la mesurer en effectuant un tour de l’univers, ce qui nécessite une durée finie, bien que très longue. Jamais personne auparavant n’avait pu concevoir de solution de ce genre. Cela met fin à une difficulté plus que millénaire : l’impossibilité de concevoir un univers fini qui soit dépourvu de frontière, jointe à l’impossibilité de concevoir une frontière de l’espace [2]. De fait, Einstein a introduit la constante cosmologique dans sa théorie, dans le dessein explicite de trouver une solution de ce type.

Le modèle d’Einstein ne rend pas compte des observations de Slipher. Mais les astrophysiciens et les cosmologues ont compris qu’il faut faire appel à la relativité générale pour aborder scientifiquement la cosmologie. Informée des résultats de Slipher et Hubble, la communauté cherche à les expliquer dans le cadre relativiste. Lorsque, en janvier 1930, les résultats de Hubble sont présentés au congrès de la Royal Astronomical Society, les participants constatent leur impuissance et se séparent sur un constat d’échec.

Ce sera le physicien britannique Arthur Eddington, directeur de l’observatoire de Cambridge, qui permettra la diffusion du travail de Lemaître : il fait republier son article dans les Comptes rendus de la Royal Astronomical Society. Les travaux de Lemaître sont découverts et complétés, deviennent la nouvelle orthodoxie. En 1931, l’univers est en expansion. Ceci est conforme à la relativité générale, et aux lois physiques connues. L’essentiel de la nouvelle révolution cosmologique est accompli.

L’objet de la cosmologie, en tant que discipline scientifique, est maintenant bien spécifié : l’univers dans sa globalité. Il est avéré qu’il possède au moins une propriété physique propre : l’expansion cosmique. Et on peut lui associer au moins une grandeur mesurable : son taux d’expansion, la constante de Hubble H₀. La cosmologie est devenue quantitative. D’autres grandeurs physiques caractérisent l’univers : l’accélération de l’expansion, la courbure de l’espace... Leurs valeurs distinguent les différents membres de la famille des modèles d’univers en expansion. Les déterminer constitue la première tâche de la cosmologie. Les cosmologues établissent très rapidement des « tests cosmologiques » dans ce but. Tout ceci concerne l’univers en tant qu’objet physique.

Toute description de l’univers autre que les modèles de big bang impliquerait d’autres lois physiques fondamentales que celles que nous connaissons et que nous avons testées par l’expérience et l’observation.

Les physiciens ne sont pas tous prêts à admettre l’idée révolutionnaire d’un univers qui évolue : le dogme plus que millénaire d’un univers toujours identique à lui-même est difficile à remettre en question. Si une majeure partie de la communauté scientifique reçoit les résultats de Lemaître avec indifférence, une opposition virulente se met également en place. Plusieurs travaux tentent de réhabiliter l’idée d’un univers toujours égal à lui-même.

Pour le faire, il faut imaginer de nouvelles lois physiques. Ainsi seront construits les modèles « stationnaires »; bien qu’en expansion (les observations le montrent directement), l’univers y reste toujours identique à lui-même. Le prix à payer pour construire de tels modèles est qu’il faut « inventer » une nouvelle loi physique : une création spontanée et permanente de matière à partir de rien. À part cette idée qui n’est guère naturelle, ces modèles sont élégants et bien construits. Ils deviennent rapidement très populaires. En effet, des erreurs fondamentales dans l’interprétation des observations avaient conduit à de mauvaises estimations des distances stellaires et, par voie de conséquence, à une surestimation de la constante de Hubble d’un facteur 10 par rapport à sa valeur admise aujourd’hui. Il en découle une évaluation dix fois trop faible de la durée de la phase d’expansion cosmique, ce que l’on appelle âge de l’univers : il apparaissait beaucoup plus jeune que la Terre, une contradiction difficile à accepter qui empêcha la communauté d’adhérer au big bang.

Mais à ces arguments pertinents s’en mêlaient d’autres, qui contestaient le caractère scientifique des modèles de big bang. Lemaître, chanoine de l’Église catholique, était accusé de « concordisme » : il aurait construit son modèle, non pas selon des critères scientifiques, mais pour pouvoir fournir un récit qui s’accorde au fiat lux des Écritures. Lemaître s’en défendit à juste titre, et dut même rappeler à l’ordre le pape Pie XII, qui avait fait des déclarations malencontreuses à ce sujet. La suite de l’histoire a montré que c’étaient en fait plutôt les adversaires du big bang qui étaient victimes de la vision mythique du monde, en se cramponnant aux modèles stationnaires pourtant démentis par les observations : démarche peu conforme aux critères de la science.

C’est d’ailleurs le champion de cette résistance, le physicien britannique Fred Hoyle (qui pourtant apporta des contributions fondamentales aux modèles de big bang), qui forgea le terme « big bang », bien malheureux car chargé de contresens. Maladresse ou mauvaise intention, l’idée était de ridiculiser Lemaître. Mais ce fut bientôt le soutien inconditionnel au modèle stationnaire, contre l’accumulation des évidences, qui devint ridicule.

Entre-temps, un groupe d’astrophysiciens de Princeton, sous la direction de Robert Dicke, s’étaient intéressés à une version légèrement modifiée de la théorie de Lemaître : l’univers serait bien passé par un état dense et chaud; mais il serait appelé à revenir à un état similaire dans le futur; puis de nouveau à se mettre en expansion, etc. Leurs calculs avaient montré la présence, dans le cadre de cet « univers oscillant », d’un fond diffus de rayonnement, une redécouverte des travaux antérieurs de Gamow et de ses collaborateurs. Dicke, au courant des techniques récentes de radioastronomie, mit sur pied une expérience afin de le détecter. Ce ne sera pas lui qui réussira le premier, mais les radioastronomes Arno Penzias et Robert Wilson, en 1964. L’importance de la découverte est rapidement reconnue (ses auteurs reçoivent le prix Nobel en 1978). Les mesures seront répétées, confirmées et affinées. Les modèles de big bang, seuls capables de l’expliquer (et encore a fortiori aujourd’hui) sont reconnus comme les seuls capables de décrire notre univers.

Rappelons les trois piliers sur lesquels reposent, encore aujourd’hui, ces modèles.

Depuis 1965, l’histoire de la cosmologie est donc écrite dans le cadre général des modèles de big bang. Ils sont fondés en premier lieu sur le Principe cosmologique qui énonce l’homogénéité (tous les points sont équivalents : pas de centre, pas de bords) et l’isotropie (pas de direction privilégiée : pas d’axe de rotation, pas de direction préférentielle pour l’expansion) de l’espace. Cette seule hypothèse est suffisamment forte pour circonscrire une famille de solutions de la relativité générale susceptibles de décrire l’univers dans son ensemble. Elles sont dites solutions de Friedmann-Lemaître. Elles se différencient les unes des autres de deux manières : par la forme de l’espace qui, sous l’hypothèse du principe cosmologique, se réduit à sa courbure C, négative, nulle ou positive (à ne pas confondre avec la courbure de l’espace-temps) ; et par la manière dont les dimensions spatiales varient avec le temps, représenté par une fonction R(t) appelée facteur d’échelle (ou rayon d’échelle). L’expansion cosmique implique que R(t) augmente avec le temps t. Au sein de la famille des modèles FriedmannLemaître, ceux de big bang sont ceux pour lesquels l’expansion se déroule depuis une durée finie, que l’on appelle âge de l’univers t_u.

Le problème cosmologique essentiel devient la détermination de C et de R(t), autrement dit l’exploration de la (chrono-)géométrie de l’espace-temps : parmi les modèles de Friedmann-Lemaître, quel est celui qui décrit le mieux notre univers ?

Il faut comprendre que, dans un univers décrit par un modèle de Friedmann-Lemaître, il est possible de spécifier, au sein de l’espace-temps, la géométrie de l’espace (ce qui n’est pas toujours possible en relativité générale) : l’espace à trois dimensions est en effet plongé dans l’espace-temps à quatre dimensions, comme une surface à deux dimensions peut être plongée dans l’espace. Cette possibilité de scinder l’espace-temps en espace + temps légitime la possibilité de parler de la géométrie de l’espace, caractérisée par la courbure spatiale C (constante d’un point à l’autre en vertu du principe cosmologique). Quant à la fonction R(t), elle exprime l’évolution (ici, l’expansion) de l’espace en fonction du temps. Le formalisme relativiste considère C et R(t) comme deux aspects de la géométrie de l’espace-temps.

Reconnaître le bon modèle cosmologique, c’est essentiellement déterminer C et R(t), à l’aide d’observations adéquates, que l’on qualifie de « tests cosmologiques ». La détermination complète de la fonction R(t) est hors de portée; dans un premier temps, les cosmologues se sont intéressés à ses deux premières dérivées : le taux actuel de l’expansion cosmique, représenté par H₀, et le paramètre de décélération q₀. Ce n’est que récemment que la communauté s’est mise d’accord sur une valeur de H₀, à 10 % près environ. Un ensemble de résultats d’observations récentes (supernovae, fond diffus cosmologique, distribution des galaxies dans l’espace) suggère une valeur q₀ = – 0.55 (le signe moins indiquant une accélération), encore contestée cependant. Ces mesures permettent également d’évaluer la courbure spatiale de l’univers. Comme celle-ci semble relativement faible, on parle d’« univers plat ». Il faut bien comprendre que ce qualificatif « plat », qui veut dire « sans courbure », ne s’applique pas à l’espace-temps mais à l’espace (on sait de manière certaine que la courbure de l’espace-temps n’est pas nulle). Il est à noter que, outre sa courbure, la géométrie de l’espace se caractérise aussi par ses propriétés topologiques [4].

L’instabilité gravitationnelle est un processus extrêmement complexe, dont nous ne comprenons pas de façon définitive tous les aspects. De nombreux détails nous échappent sans doute, car ils sont gouvernés par des équations très compliquées, que nous ne savons pas résoudre. Les cosmologues ont obtenu de nombreux résultats grâce aux calculateurs (notamment par des simulations numériques), mais cela ne répond pas à toutes les questions. Nous pensons maîtriser suffisamment les grandes lignes du phénomène pour affirmer que l’apparition des galaxies aurait été impossible si, par exemple, l’univers avait été trop peu dense, ou sa courbure trop élevée. Ainsi, ces calculs apportent des contraintes indirectes sur la forme de l’univers qui, heureusement, s’accordent avec les résultats des tests cosmologiques. Donnons un exemple : l’efficacité du processus nécessite une action suffisamment intense de la gravitation. Cela implique que la source de cette gravitation (la quantité de masse-énergie présente dans l’univers) soit suffisamment abondante ; autrement dit, que la densité globale de l’univers dépasse une certaine valeur, et qu’elle se présente sous certaines formes particulières. Cela renforce l’idée de la présence de grandes quantités de « masse cachée », très probablement sous une forme encore inconnue, non baryonique (à l’opposé de la matière ordinaire composée de protons et de neutrons, collectivement appelés baryons). Cette conclusion rejoint les implications des tests cosmologiques, qui impliquent également de la masse cachée, en grande part sous une forme non baryonique ; et, aussi, celles des analyses dynamiques des galaxies et des amas de galaxies, qui abritent, pensent les astrophysiciens, de grandes quantités de masse cachée.

L’univers contiendrait donc, en plus de la matière visible, de grandes quantités de masse cachée, responsable essentielle de la courbure de l’univers : à la fois de C (courbure spatiale), et H₀ et q₀ (loi d’expansion). La nature et l’origine de cette composante nous restent inconnues. Cela constitue l’un des problèmes les plus aigus de la physique d’aujourd’hui.

Pourtant, ni la relativité générale ni aucune théorie physique ne permettent d’aborder une situation où densité et température seraient infinies. On ne peut donc considérer qu’un tel « événement » appartienne à une description scientifique du monde, big bang ou autre. L’événement n’en est pas un : il constitue une « singularité » exclue de la description ; non pas un événement initial de l’univers, mais une limite de la description que nous en donnons. Les modèles de big bang décrivent l’histoire du monde « après cette singularité », mais pas la singularité elle-même. En particulier, il est tout à fait abusif de l’assimiler à la « création » de l’univers.

À vrai dire, les astrophysiciens se sont rendu compte que notre physique actuelle ne permettait même pas d’approcher cette singularité : non seulement elle ne permet pas de décrire une situation de densité et température infinies, mais sa validité s’amenuise, dès que ces quantités atteignent certaines valeurs élevées, finies, appelées densité et température de Planck. De telles conditions impliquent, en effet, des phénomènes quantiques et gravitationnels tout à la fois, que notre physique ne permet pas d’aborder, faute d’une théorie quantique de la gravitation. La validité des modèles de big bang s’étend donc, dans le passé, jusqu’au temps de Planck t_P (ou plutôt depuis t_P ), mais pas au-delà. Nul ne peut décrire ce qui s’est déroulé à ce moment, et encore moins auparavant. D’un côté, cela tranquillise les physiciens, car on peut espérer que, le jour où l’on réussira à comprendre les effets aujourd’hui inconnus de gravité quantique, on s’apercevra qu’il n’y a pas de singularité. De l’autre, ils sont frustrés de ne pouvoir prolonger leur description. C’est une insuffisance non pas des modèles – big bang ou autres –, mais de la physique actuelle.

Toutefois, comme le montre une abondante littérature, notre ignorance n’empêche pas les spéculations sur les phases très primordiales de l’univers. Une première catégorie de travaux cherchent à « deviner » ce qui s’est passé, mais sans s’appuyer sur des théories physiques bien fondées : il s’agit d’une sorte de vision phénoménologique, dont les modèles d’inflation cosmique constituent le prototype. D’autres recherches, mieux fondées, tentent d’étendre la validité de notre physique, en recherchant une théorie plus complète, qui permettrait d’aborder les phénomènes de l’univers primordial. Ces théories mettent l’accent sur l’unité des forces (cordes), sur des symétries de la nature (supersymétrie), sur la quantification de la gravitation (gravité quantique)... Mais tous ces travaux, souvent très prometteurs, n’ont pas (encore ?) abouti. Leurs applications à la cosmologie primordiale – modèles cosmologiques supersymétriques, impliquant des cordes ou des branes, cosmologie quantique... – ont donné quelques résultats remarquables mais encore très fragiles, car reposant sur des hypothèses arbitraires, et difficiles à interpréter. Malheureusement, les aspects originaux de cette nouvelle physique ne se manifestent qu’à des températures ou des énergies inaccessibles, ce qui empêche toute expérimentation. Le plus grand espoir réside dans la possibilité que certains phénomènes de ce genre aient laissé des traces dans le fond diffus cosmologique (rappelons qu’il a été engendré très tôt dans l’histoire cosmique) : des observations futures pourraient nous dévoiler certains aspects de cette nouvelle physique inconnue.

La cosmologie offre ainsi un véritable laboratoire, et sans doute le seul disponible, pour tester la future physique théorique du XXI^e siècle.