Expansion de l'Univers

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L'expansion de l'Univers imagée par le gonflement d'un gâteau aux raisins.

En cosmologie, l'expansion de l'Univers est le nom du phénomène qui voit à grande échelle les objets composant l'univers (galaxies, amas, …) s'éloigner les uns 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 (voir plus bas). À plus petite échelle, l'expansion n'affecte pas la taille des galaxies elles-mêmes, la gravité « intérieure » ayant un effet prédominant.

L'expansion de l'univers est la solution théorique trouvée par Friedmann pour rendre compte du fait que l'univers ne se soit pas déjà effondré sous l'effet de la gravitation. Elle permet de faire l'économie de la constante cosmologique, artifice introduit par Einstein, fermement attaché à l'idée d'un univers statique.

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. Ce décalage n'est pas homologue à l'effet Doppler, qui est dû au déplacement à travers l'espace de l'objet observé ; il s'agit ici de l'expansion de l'espace lui-même. On parle de décalage spectral cosmologique.

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 pas adhéré initialement, 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[1]. 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.

Manifestation de l'expansion de l'Univers[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Loi de Hubble.

L'expansion de l'Univers se manifeste par l'observation d'une récession (éloignement) apparente des objets astrophysiques lointains. Si l'on ne peut pas détecter de déplacement de leur position ou leur taille apparente, car le phénomène d'éloignement est très lent à l'échelle humaine[2], on constate un décalage vers le rouge de leur spectre (c'est-à-dire de la lumière qu'ils émettent). Ce phénomène est mis en évidence par le fait que le spectre de ces objets possède des raies d'émission et d'absorption caractéristiques des éléments chimiques qui les composent, et dont la position dans le spectre est fixée. Il existe une relation de proportionnalité entre le taux d'augmentation de la distance des galaxies (ou pseudo-vitesse de récession) et cette distance elle-même, cette loi étant connue sous le nom de Loi de Hubble, du nom de son découvreur, Edwin Hubble, en 1929[3].

Mouvements dans l'espace ou expansion de l'espace ?[modifier | modifier le code]

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.

Expansion de l'Univers, mais pas des objets astrophysiques[modifier | modifier le code]

Contrairement à une idée parfois exprimée, l'expansion de l'Univers ne signifie pas que les objets astrophysiques voient leur taille varier : ce n'est que leur distance mutuelle qui varie au cours du temps, et ce uniquement pour des objets suffisamment éloignés. Si la dilatation de l'espace était identique à toute échelle, l'expansion de l'univers serait inobservable, puisque les instruments et moyens de mesure garderaient la même échelle relative aux distances mesurées.

Les forces nécessaires pour contrer le mouvement d'expansion à l'échelle d'un atome, d'une planète, d'une étoile, d'une galaxie, d'un amas de galaxies, sont suffisantes pour assurer la cohésion de ces objets. Il a été très facile à la force de gravitation, aux forces électromagnétiques ou à la force nucléaire forte de s'opposer à l'éloignement qui résultait de l'expansion de l'Univers.

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[4].

Historique de la découverte[modifier | modifier le code]

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[5]. 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 encore. 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 appelée 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 ne peuvent être statiques, 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 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[6].

Autres tentatives d'interprétation[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Lumière fatiguée.

La réalité de l'expansion de l'Univers n'a pas été acceptée d'emblée par tous les scientifiques. 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 avec dilatation du temps n'ayant jamais pu être construite dans ce sens, ces explications ont été abandonnées par la communauté scientifique.

En 2012, Un autre cosmos ?[7], sous la direction de Jean-Marc Bonnet-Bidaud et Thomas Lepeltier, propose un survol des autres scénarios de l'évolution du cosmos. Au sujet de la théorie de l'expansion de l'univers, Bonnet-Bidaud commente  : « nous observons un décalage vers le rouge de la lumière d'objets lointains et nous en déduisons que l'Univers se dilate. Mais cette interprétation n'est qu’une des hypothèses possibles et l'on n'a pas forcément besoin d'avoir un Univers en expansion pour obtenir ce décalage vers le rouge de la lumière »[8].

Accélération de l'expansion ?[modifier | modifier le code]

Article connexe : Équations de Friedmann.

L'expansion de l'Univers est modélisée par la théorie de la relativité générale. Celle-ci stipule en effet que l'Univers dans son ensemble est soumis à des forces imposées par les différentes formes de matière qui le composent, et qu'il ne peut demeurer statique : soit il est mû par une force centrifuge qui le fait s'étendre (expansion consécutive au Big Bang et qui pourrait aboutir au Big Rip), soit, dépourvu d'une telle force, ses forces centripètes de gravitation le font se ramasser (Big Crunch).

Réciproquement, l'expansion de l'Univers exerce une influence sur la densité et la pression de cette matière. Ainsi, c'est la connaissance des propriétés physiques de ces formes de matière (en particulier leur équation d'état) qui permet de prédire le comportement de l'expansion. Les équations qui la décrivent sont connues sous le nom d'équations de Friedmann. Les observations permettent non seulement de connaitre le taux d'expansion actuel de l'Univers (la constante de Hubble à l'instant présent), mais aussi celui de l'Univers par le passé, fournissant ainsi indirectement des informations sur les formes de matière qui emplissent l'Univers.

Dans le cadre des modèles d'univers les plus classiques, et notamment dans celui des univers de Friedmann, l'expansion ralentit au cours du temps. Dans certains cas, l'expansion finit même par s'arrêter et se muer en contraction, précipitant l'Univers dans le Big Crunch.

Cependant, en 1998, deux équipes d'astronomes, le Supernova Cosmology Project et le High-Z supernovae search team respectivement dirigés par Saul Perlmutter et Brian P. Schmidt sont parvenues au résultat inattendu que l'expansion de l'Univers semblait s'accélérer. Ce résultat est surprenant car il n'existe aucune théorie pour l'interpréter. Il implique en effet l'existence d'une forme inconnue de matière dont la pression serait négative, avec un comportement répulsif et non pas attractif vis-à-vis de la gravitation. Cette forme hypothétique et inhabituelle de matière, de nature inconnue, communément appelée énergie sombre ou parfois constante cosmologique[9], représente à l'heure actuelle un des problèmes non résolus de la cosmologie moderne. En 2011, le Prix Nobel de physique est attribué à S. Perlmutter, B. P. Schmidt et A. G. Riess[10] pour cette découverte.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. En réalité le tout premier modèle cosmologique à avoir été proposé, par Albert Einstein lui-même, ne contenait pas d'expansion de l'Univers. Ce modèle, désormais appelé Univers d'Einstein est statique, et avait été bati par Einstein de façon à ne pas comporte de phase d'expansion. Il regrettera plus tard cette construction, la qualifiant de « plus grande erreur de sa vie ».
  2. Le temps mis par deux galaxies pour doubler leur distance relative du fait de l'expansion est de l'ordre de 10 milliards d'années, voir ci-après.
  3. (en) Edwin Hubble, A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae, Proceedings of the National Academy of Sciences, 15, 168-173 (1929) Voir en ligne.
  4. Pour plus de détails, consulter Comment l’expansion augmente-t-elle les distances sans dilater les objets ?
  5. La majorité de ces objets nébuleux était rassemblée dans le catalogue Messier.
  6. Voir Jean-Pierre Luminet, L'Invention du Big Bang (2004) ISBN 2020611481, pages 108 et 109
  7. Thomas Lepeltier et Jean-Marc Bonnet-Bidaud (dir) avec T. Lepeltier, S. Fay, J. Narlikar, L. Celnikier, J.M. Bonnet-Bidaud, T. Buchert, R. Brandenberger. «  Un autre cosmos? » Édition Vuibert 2012, 160 pages.
  8. Pierre Barthélémy. « Le modèle du Big Bang est fragile » Un entretien avec Jean-Marc Bonnet-Bidaud. Le Monde Passeur de sciences - Blogs. 14 mai 2012
  9. La constante cosmologique représente un des candidats possibles à l'énergie sombre, et pour beaucoup le plus vraisemblable. Il existe cependant d'autres modèles d'énergie sombre, comme la quintessence.
  10. The Nobel Prize in Physics 2011 awarded to Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt, Adam G. Riess www.nobelprize.org

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]