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Il y a environ 15 milliards d'années,
notre Univers était condensé en un point
minuscule (des millions de fois plus petit qu'un atome) issu
de l'antimatière. Le Big Bang transforma cet
état singulier en une entité dont
l'évolution obéit aux lois de la
relativité générale. Les récents
progrès de la physique des particules ont permis de
décrire l'histoire de l'Univers à partir de
l'instant t = 10-4³ s après le Big Bang. Son
diamètre n'est alors que de 10-²8 cm et sa
température de 10³² K, il est dans un
état de «vide quantique». Pendant la
période qui s'étend de t = 10-³5 s
à t = 10-³² s, l'Univers traverse une phase
d'expansion très rapide: les quarks, les
électrons, les neutrinos et leurs antiparticules vont
surgir du vide, avec un très léger
excédent de matière par rapport à
l'antimatière (un milliard de particules +1 sont
créées contre un milliard d'antiparticules).
Cette «soupe» de particules reste présente
jusqu'à t = 10-6 s, quand la température
devient suffisamment basse (10¹³ K) pour que les
associations de quarks restent stables sous forme de
protons, de neutrons et de leurs antiparticules.
Particules et antiparticules vont s'annihiler les unes les
autres, aboutissant à un Univers de rayonnement
(ère radiative) et où ne subsiste qu'un infime
résidu (un milliardième) de particules. La
nucléosynthèse primordiale se déroule
entre t = 3 min et t = 30 min: protons et neutrons peuvent
s'assembler en noyaux atomiques légers tels que
l'hélium, l'élément le plus abondant de
l'Univers avec l'hydrogène. À t = 500 000 ans,
l'Univers s'est assez refroidi (3000 K) pour que les atomes
deviennent stables, liés aux protons et noyaux
atomiques, les électrons ne s'opposent plus au
rayonnement, qui se dissocie de la matière: l'Univers
est devenu transparent. Ce rayonnement qui baigne tout
l'Univers est encore perceptible aujourd'hui, mais sa
température caractéristique n'est plus que de
2,7 K en raison de l'expansion de l'Univers; en effet,
celle-ci s'est poursuivie pendant les 15 milliards
d'années qui se sont écoulées depuis la
période de dissociation.
En 1965, la découverte de ce rayonnement
«fossile» (dit cosmologique) apporta une
confirmation décisive à la théorie du
Big Bang. L'évolution de l'Univers est
déterminée par la gravitation. Si sa
densité moyenne est supérieure à la
densité critique (environ 5×10-³0
g/cm³), les forces de liaison gravitationnelle
l'emporteront sur l'expansion, qui finira par s'inverser:
une phase de contraction ramènera l'Univers à
son point initial. Si sa densité moyenne est
inférieure à la densité critique, il
poursuivra son expansion. En 1912, l'astronome Vesto M.
Slipher qui étudie les spectres des galaxies,
remarque qu'à l'exception de quelques galaxies
proches, les lignes spectrales révélées
par le spectroscope se déplacent vers des longueurs
d'ondes plus longues (vers le rouge). Ce
phénomène (effet Doppler) démontre que
la majorité des galaxies s'éloigne de la Voie
Lactée à une vitesse de plusieurs centaines de
kilomètres par secondes. En 1929, Hubble compare la
distance de différentes galaxies ainsi que leur
déplacement. Il découvre que plus la galaxie
est lointaine, plus sa vitesse de déplacement est
grande. Puisque toutes les galaxies, quel que soit leur
emplacement, tendent à s'éloigner de la Voie
Lactée, il paraît raisonnable de penser que la
Voie Lactée occupe le centre de l'univers. Ce n'est
pourtant pas le cas. En 1917, Albert Einstein propose un
modèle de l'Univers qui est fondé sur sa
nouvelle théorie de la relativité
générale. Lorsque le temps est assimilé
à une quatrième dimension, la gravitation peut
être considérée comme une courbure de
cet espace à quatre dimensions. Cela suppose donc que
l'Univers n'est pas statique, mais qu'il s'agrandit ou se
rétracte. Einstein pense qu'il existe une force
répulsive entre les galaxies, qui contrebalance la
force d'attraction gravitationnelle, ce qui justifie
l'existence d'une "constante cosmologique" dans ses
équations: il conclut que l'Univers est statique.
Albert Einstein ne découvrira pas la théorie
de l'expansion de l'univers, il considérera que ce
fut "la plus grosse erreur de sa vie". Les premiers
modèles non statiques de l'Univers sont
présentés par le néerlandais Willem de
Sitter en 1917, par le mathématicien russe Alexandre
Friedmann en 1922 et par le belge Georges Lemaître en
1927. La description de l'Univers proposée par de
Willem de Sitter permet de résoudre les
équations d'Einstein. La solution d'Alexandre
Friedmann dépend directement de la densité de
la matière dans l'Univers. Georges Lemaître
travaille sur les équations d'Albert Einstein, mais
il est surtout connu pour sa théorie de l'atome
initial. Il pense que les galaxies sont des fragments qui
ont été éjectés à la
suite d'une explosion de cet atome et que ce
phénomène est à l'origine de
l'expansion de l'Univers.
L'avenir de l'Univers tel que Friedmann le définit
dépend de la densité moyenne de la
matière qu'il contient. S'il existe relativement peu
de matière dans l'Univers, l'attraction
gravitationnelle mutuelle entre les galaxies réduit
peu la vitesse de régression et l'Univers continue
à s'étendre. Cependant, si la densité
de matière est supérieure à une
certaine valeur critique, les forces d'attraction
l'emporteront sur la force d'expansion, si bien que
l'Univers ralentira sa croissance avant de se
rétracter. Cela engendrera un effondrement
gravitationnel de l'Univers, lequel doit alors être
considéré comme fermé et fini .
L'Univers, finalement réduit à un unique
point, pourrait exploser à nouveau et créer un
nouvel Univers en expansion, qui lui même se
désintégrerait. En 1948, le physicien Gamow
modifie la théorie de l'atome initial de
Lemaître. La très haute densité qui
permet l'expansion rapide de l'Univers. L'hélium et
l'hydrogène refroidissent et se condensent pour
former des nuages de gaz, lesquels donneront naissance aux
étoiles. La radiation résiduelle, dite
"rayonnement cosmologique" s'est refroidie
considérablement, entre le moment où elle a
été émise (soit un milliard
d'années environ après le Big Bang) et
aujourd'hui. Sa température actuelle est de 3 K
(à peu près -270 degrés Celsius). S'il
existe une infinité d'Univers, le nôtre est-il
ouvert ou fermé ? Des astronomes essayent de
déterminer si la densité moyenne de
matière dans l'univers est supérieure à
la valeur critique établie par Friedmann. On peut
mesurer la masse d'une galaxie en observant le
déplacement des étoiles qui la composent. Si
la masse de l'Univers est obtenue en additionnant la masse
de toutes les galaxies, elle n'atteint que 10% de cette
valeur critique. La masse d'un groupe de galaxies peut
être calculée en mesurant le déplacement
des galaxies qu'il contient. Si l'on multiplie cette masse
par le nombre de groupements de galaxies, on obtient une
masse beaucoup plus importante qui se rapproche de la limite
critique, dans ce cas, notre Univers serait clos et devrait
finir par se contracter et se désintégrer. La
différence des résultats obtenus en fonction
de la méthode retenue suggère la
présence d'une matière invisible (la
matière noire). Elle est située à
l'intérieur du regroupement, mais en dehors des
galaxies visibles. Comme la lumière émise par
les galaxies les plus lointaines voyage pendant des
milliards d'années avant d'être visible de la
Terre, la vision que nous avons de l'Univers est en
réalité une vision du passé. Des
chercheurs tentent maintenant de localiser la matière
noire et les "masses invisibles" de notre Univers. Dans les
années 1960, le radioastronome britannique Jocelyn
Bell découvre des signaux provenant d'astres
comparables aux étoiles. Les études
ultérieures réalisées par son
compatriote Antony Hewish prouvent que les sources ne sont
pas constantes, mais qu'elles pulsent (d'où leur nom
de pulsars), et qu'elles sont formées de
matière encore plus condensée que les naines
blanches. Les pulsars (également connus sous le nom
d'étoiles à neutrons) se forment lorsque la
masse de l'étoile dont ils sont issus est comprise
entre 1 et 3 fois la masse du Soleil.
Au-delà de 2,5 masses solaires, l'étoile
mourante s'effondre sur elle-même pour devenir un trou
noir, corps céleste si dense que même la
lumière s'y trouve piégée. On peut
toutefois repérer un trou noir car, lorsque la
matière y tombe, sa vitesse augmente, et elle
émet des radiations. En 1994, des chercheurs ont
apporté des preuves convaincantes de l'existence d'un
trou noir au milieu d'une des galaxies (M87) de la
constellation de la Vierge (voir pages sur les collapsars).
C'est l'astronome persan Al-Sufi (903-936) qui décrit
la première galaxie, dans la constellation
d'Andromède. Au milieu du XVIIIème
siècle, on n'a encore identifié que trois
galaxies. L'astronome français Charles Messier publie
une liste de 32 galaxies en 1780. Elles sont aujourd'hui
repérées par le code M (pour Messier):
Andromède, par exemple, est repérée par
le sigle M31. Les astronomes britanniques Caroline et John
Herschel ont, au début du XIXème
siècle, identifié et catalogué des
milliers de galaxies. La plus grande galaxie connue comprend
13 fois plus d'étoiles que la Voie Lactée. Les
quasars sont des objets qui semblent stellaires, ou presque,
et qui se trouvent à des distances
considérables. On pense que ce sont des galaxies
actives dont le noyau contient d'énormes trous noirs.
Ils sont probablement apparentés aux radiogalaxies
(galaxies connues par les ondes radioélectriques
qu'elle émettent). Les galaxies ne sont
généralement pas isolées dans l'espace
mais font partie d'un groupe qui forment ensuite des amas.
La Voie Lactée fait partie d'un groupe d'environ 20
galaxies. C'est avec Andromède la plus importante du
groupe, elles comptent chacune un billion (1 million de
millions) d'étoiles. Les Nuages de Magellan sont des
galaxies satellites voisine, plus petites, avec 100 millions
d'étoiles chacune. L'amas le plus proche de notre
galaxie est celui de la Vierge. Le groupe auquel appartient
la Voie Lactée n'est qu'un membre de l'amas, qui
contient lui-même des milliers de galaxies de types
différents. Ces amas ont tous un mouvement qui va
dans la même direction, peut-être à cause
de l'existence d'un superamas (1). On connaît des
superamas d'un diamètre de 300 millions
d'années-lumière (distance en km: 300 000
000×300 000×31 557 600) et La Grande Muraille,
filament galactique découvert en 1989, s'étend
sur plus d'un demi-milliard d'années-lumière.
Les galaxies les plus éloignées, à la
limite de l'univers visible, s'éloignent de la Terre
à une vitesse égale à 88% de celle de
la lumière et se seraient formées environ 2
milliards d'années après la naissance de
l'univers.
(1) Nous sommes peut-être ici devant
l'explication la plus rationnelle de "Dieu" ou de "dieux"
(El, utilisé au pluriel, Elohim, dans les textes
anciens de la Genèse). Et s'il y avait encore quelque
chose de plus vaste ? Une dimension d'où tout serait
issu ? Notre cerveau pourrait-il l'imaginer
?
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