UNIVERS GÉNÉRALITÉS DÉFINITION L'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe. L'homme s'est occupé de cosmologie (du grec kosmos, Univers, et logos, discours, et donc « discours sur l'Univers ») dès l'aube de la civilisation. À la différence des cosmologies anciennes, fondées sur le mythe, la cosmologie moderne s'appuie sur des observations astronomiques très précises et sur les lois de la physique pour élaborer des théories de l'Univers, vérifiables par des observations toujours plus approfondies. Cette façon de procéder, caractéristique de la méthode scientifique moderne, permet de comprendre de façon de plus en plus détaillée l'Univers dans lequel nous vivons et son évolution. CARACTÉRISTIQUES La cosmologie moderne répond à des questions telles que : Quelles sont les dimensions de l'Univers ? Quel âge a-t-il ? Est-il statique ou évolue-t-il ? S'étendrat-il à l'infini ou s'effondrera-t-il sur lui-même ? Quelle est sa densité moyenne ? De quelle matière est-il constitué ? De quelle façon et à quel moment se sont formés les objets que nous observons aujourd'hui ? Les galaxies, des agglomérats de dizaines ou de centaines de milliards d'étoiles semblables à notre Soleil, sont les constituants les plus visibles de notre Univers. La cosmologie étudie l'Univers « à grande échelle », c'est-à-dire la distribution et l'évolution des objets constituant l'Univers, c'est-à-dire les galaxies et les amas de galaxies. En revanche, l'étude du fonctionnement de chaque objet (galaxie), et des étoiles qui les constituent, est du ressort de l'astrophysique. Les dimensions typiques des galaxies et des amas de galaxies sont respectivement de centaines de milliers d'années-lumière et de plusieurs millions d'années-lumière (une annéelumière = la distance parcourue par la lumière en une année = 9 460 milliards de km). Par Univers à grande échelle, on entend donc l'Univers étudié en négligeant les « détails » dont la taille est inférieure au million d'années-lumière. La théorie actuellement la plus accréditée en ce qui concerne la description de l'Univers est la théorie du big bang, grande explosion initiale ayant eu lieu il y a environ 15 milliards d'années. Selon cette théorie, l'Univers a connu un état initial extrêmement dense et chaud. À partir de cet état, il aurait connu un mouvement d'expansion, qui aurait eu pour effet un refroidissement progressif. Au cours des premiers instants, les photons ainsi que toutes les particules élémentaires que nous connaissons peuplaient le milieu, puis, à travers une série de réactions nucléaires, les premiers noyaux, hydrogène, hélium et autres éléments légers présents aujourd'hui dans l'Univers se seraient synthétisés. Pendant un million d'années, l'Univers a été tellement chaud que les atomes (noyaux d'atomes accompagnés de leur cortège d'électrons) ne pouvaient pas se former. Il a fallu attendre un million d'années après le big bang pour que, l'Univers s'étant suffisamment refroidi, les 1 premiers atomes (les atomes d'hydrogène et d'hélium principalement) se forment, et que la matière ordinaire commence à s'agréger sous l'effet de la force d'attraction gravitationnelle. Au bout d'un milliard d'années environ, les premiers objets isolés, les quasars, puis les galaxies, se sont formés. Cette théorie a deux grands mérites. Elle ne nécessite pas l'introduction de lois nouvelles, en plus des lois connues de la physique vérifiables en laboratoire, et elle rend compte des trois observations cosmologiques les plus importantes, c'est-à-dire la récession des galaxies (qui est due à l'expansion de l'Univers), la présence du rayonnement de fond cosmologique fossile (dû aux photons qui se sont formés aux premiers instants) et l'abondance d'hélium dans l'Univers (qui correspond assez fidèlement à l'abondance calculée au cours de la synthèse des premiers noyaux, dans les trois premières minutes). Puisque la lumière a une vitesse finie, de 300 000 km/s, il est possible d'utiliser les télescopes comme des « machines à remonter le temps ». Par exemple, nous observons aujourd'hui la galaxie d'Andromède telle qu'elle était il y a deux millions et demi d'années, quand l'Homo sapiens n'existait pas encore sur la Terre. En effet, c'est le temps que la lumière a mis pour arriver jusqu'à nous, en parcourant la distance de 2 millions et demi de kilomètres qui nous séparent de cette galaxie. Des galaxies encore plus éloignées sont observées telles qu'elles étaient à des époques plus reculées encore. Si l'Univers est né à un certain moment (15 milliards d'années selon la théorie du big bang), il s'ensuit que nous ne pouvons en observer qu'une partie seulement. En effet, les régions de l'Univers éloignées de plus de 15 milliards d'années-lumière de nous, ne sont pas observables, simplement parce que la lumière qu'elles produisent mettrait un temps plus grand que l'âge de l'Univers pour arriver jusqu'à nous. Il existe donc un « horizon », de 15 milliards d'années-lumière de dimension, qui sépare l'Univers observable du reste de l'Univers qui, en réalité, pourrait être infiniment étendu. En outre, il est évident que, en utilisant le télescope comme une « machine à remonter le temps », on peut observer les galaxies au moment de leur formation, et, plus loin encore (lorsque l'Univers n'était âgé que d'un million d'années), par l'étude du rayonnement cosmologique fossile. Ce sont là les thèmes de recherche sur lesquels travaillent actuellement les cosmologistes, qui tentent de donner une réponse au problème de l'évolution de l'Univers et au problème de la naissance et de l'évolution des galaxies. STRUCTURE ET COMPOSITION DISTRIBUTION DES GALAXIES ET STRUCTURE À GRANDE ÉCHELLE Amas et superamas Les galaxies sont regroupées en amas de galaxies, groupes contenant des centaines de milliers de galaxies. Dès les années 50, Fritz Zwicky et George Abell avaient catalogué une dizaine de milliers d'amas de galaxies, répartis en groupes (contenant quelques dizaines de membres), en amas et en amas riches (contenant des milliers de membres). Jusqu'à la fin des années 70, on pensait que les amas de galaxies étaient distribués au hasard dans l'espace. En effet, on ne mesurait que les positions des galaxies projetées sur la sphère céleste, qui peuvent être tirées de 2 la simple observation de photographies effectuées au moyen de grands télescopes. Néanmoins on ne mesurait pas la troisième coordonnée, c'est-à-dire la distance nous séparant de ces galaxies. À partir des années 80, les cosmologistes se sont concentrés sur cet aspect, et les surprises ont été nombreuses. Dès 1956, Gérard de Vaucouleurs avait émis l'hypothèse de l'existence d'un superamas local, comprenant l'amas de Virgo (ou de la Vierge) et un grand nombre de groupes de galaxies. C'est de l'un de ces groupes (celui que l'on appelle le Groupe Local), situé à la périphérie du superamas local, que fait partie notre Galaxie. Il existe 10 % de galaxies dans les amas riches, 30 à 40 % dans les amas pauvres et les groupes et 50 % dispersés à travers le milieu intergalactique. Les dimensions du superamas local sont d'environ 150 millions d'années-lumière. Il s'agit donc d'une structure 2 000 fois plus grande que notre Galaxie. Les mesures systématiques effectuées par les savants du Center for Astrophysics de Cambridge (États-Unis) ont permis de déterminer les distances de plusieurs dizaines de milliers de galaxies, et d'établir que les galaxies et les amas de galaxies sont effectivement organisés en superamas de galaxies, qui apparaissent sous la forme d'énormes filaments. Ces structures mesurent des centaines de millions d'années-lumière de longueur et « seulement » quelques dizaines de milliers d'années-lumière d'épaisseur. Les filaments sont séparés les uns des autres par de grands « vides » de plusieurs centaines de millions d'années-lumière, dans lesquels le nombre de galaxies est très réduit. Aux intersections des filaments, on trouve les superamas de galaxies, grandes condensations d'amas de galaxies. Le superamas de Coma, situé dans la constellation de la Chevelure de Bérénice, est particulièrement bien étudié. Il se trouve à une distance d'environ 450 millions d'années-lumière, et occupe dans le ciel une aire de 10° x 30°. Il mesure environ 80 x 200 millions d'années-lumière. Le superamas de Perseus-Pegasus-Pisces est formé de nombreux amas qui se distribuent sur une ligne courbe s'étendant dans le ciel sur plus de 60°. Sa distance est de 320 millions d'années-lumière. Beaucoup plus loin (environ 700 millions d'années-lumière), on trouve l'amas d'Hercule, qui fait lui aussi l'objet de nombreuses études. Mouvements des superamas L'étude du mouvement des amas de galaxies et des superamas est particulièrement intéressante. Ce mouvement est déterminé par l'attraction gravitationnelle réciproque. Par exemple, tout notre Groupe Local (y compris notre Galaxie) se meut approximativement vers l'amas le plus proche, celui de Virgo, à une vitesse de 280 km/s. Il s'agit de vitesses énormes (un million de kilomètres à l'heure !), mais plutôt communes dans le cosmos. On ne doit pas trop s'étonner, car ces structures se déplacent dans un vide presque absolu. Le mouvement de notre Galaxie par rapport aux masses les plus éloignées est dirigé vers une région située à environ 30° de l'amas de Virgo, et s'effectue à une vitesse d'environ 560 km/s. Cela s'explique si l'on considère que tout le superamas local, comprenant tant notre groupe de galaxies que l'amas de Virgo, se déplace collectivement vers une grande concentration de matière plus éloignée. En réalité, le mouvement de notre superamas est généré par la combinaison de l'attraction d'une grande masse (de l'ordre de 5 x 1016 masses solaires, soit 50 millions de milliards de fois plus massive que le Soleil), appelée Grand Attracteur, et située en direction de l'amas du Centaure qui se dirige lui-même vers ce Grand Attracteur. 3 L'exploration des superamas de galaxies et des grands vides ne fait que commencer. Il est clair, de toute façon, que les observations confirment l'intuition du grand cosmologiste russe Yakob Zeldovitch. La matière lumineuse est organisée à grande échelle selon une structure spongieuse ou cellulaire, présentant des cellules vides entourées de parois irrégulières constituées d'amas et de superamas de galaxies. La structure esquissée jusqu'ici décrit la distribution des galaxies jusqu'à des distances de l'ordre de 500 millions d'années-lumière. Tous les superamas étudiés dans le détail se trouvent à l'intérieur de cette distance. Les observations non systématiques de la distribution des galaxies jusqu'à des distances environ 20 fois plus grandes indiquent que les structures y sont semblables aux structures décrites plus haut : grands vides et filaments ou feuillets de galaxies et amas. Galaxies lointaines À des distances de plus de 1 500 millions d'années-lumière, il est difficile d'étudier la structure de l'Univers à partir des observations des galaxies. En effet, à de telles distances, les galaxies qui se projettent sur la sphère céleste sont trop nombreuses, et il est difficile de distinguer les galaxies éloignées des galaxies plus proches mais intrinsèquement moins lumineuses. Les cosmologistes tirent leurs renseignements de l'observation des radiosources. Il s'agit de galaxies particulières, que les chercheurs observent en mesurant leur émission très élevée d'ondes radio. Le mécanisme qui produit des ondes radio dans les radio galaxies est l'effet synchrotron. Ce phénomène se manifeste sous l'apparence de lobes et témoignent de la coexistence d'électrons de haute énergie et de champ magnétique. Les électrons sont forcés de parcourir des trajectoires en spirale, perdant constamment un peu d'énergie sous la forme d'ondes radio. Le « champion » de cette catégorie de galaxies est Cygnus-A, l'une des sources d'ondes radio les plus brillantes de tout le ciel. Elle se trouve à environ un milliard d'années-lumière de nous, et, malgré la distance, émet tant d'ondes radio qu'elle peut être observée au moyen d'instruments très simples, par des amateurs radio. En effet, Cygnus-A est l'une des trois sources d'ondes radio que, dans les années 40, l'astronome amateur Grote Reber parvint à observer au moyen d'une antenne rudimentaire montée dans son jardin, dans l'Illinois. L'émission radio de Cygnus-A est environ dix millions de fois plus grande que celle des galaxies « normales », comme par exemple celle d'Andromède. Dans le visible, en revanche, Cygnus-A est une galaxie très faible, à peine observable au moyen des plus grands télescopes dont disposent les astronomes. Cygnus-A présente un noyau relativement petit, les dimensions d'une galaxie normale, mais émet deux jets de matière qui s'étendent dans le ciel dans des directions opposées sur environ 160 000 années-lumière. Il est clair que des processus dégageant une énergie formidable sont en cours au sein de son noyau, et qu'ils ont pour effet d'expulser des électrons et de produire un champ magnétique fort dans des directions privilégiées. Après avoir parcouru de nombreux milliers d'années-lumière à une vitesse proche de celle de la lumière, les électrons du jet ralentissent et commencent à accomplir un mouvement en spirale dans le champ magnétique, produisant la gigantesque émission radio que nous observons. Cygnus-A n'est pas un cas isolé. Les radioastronomes ont observé des milliers de radiosources présentant une morphologie semblable. 4 Catalogues de radiosources Le catalogue de radiosources établi par P.C. Gregory et J.J. Condon en 1991 est important. Ils ont effectué leurs observations à une longueur d'onde de 6 cm. Les 32 000 radiosources les plus intenses sont distribuées dans le ciel de façon beaucoup plus aléatoire que les galaxies. La distribution ne fait ressortir ni structures allongées ni vides significatifs. Par la suite, Martin Ryle et de nombreux autres chercheurs ont effectué d'importants décomptes de radiosources. En pratique, on sélectionne une zone de ciel non occupée par des sources locales ou proches, et l'on établit une liste de toutes les radiosources éloignées, même très faibles, observées dans cette zone. Elles sont ensuite subdivisées sur la base de leur luminosité, et l'on construit des graphiques dans lesquels on indique le nombre de radiosources, en fonction de leur luminosité. Ces graphiques sont appelés diagrammes log n - log S. Or, quelle que soit la direction du ciel que l'on étudie, les diagrammes log n - log S sont presque identiques. Cela est une première indication de l'isotropie de l'Univers à grande échelle. En moyenne, l'Univers présente le même aspect, quelle que soit la direction du ciel que l'on observe. On verra que ce résultat est confirmé par les observations du rayonnement de fond du ciel (ou rayonnement cosmologique fossile), et constitue l'un des principes de base de la cosmologie moderne. Les diagrammes log n - log S montrent en outre que les sondages les plus « profonds » concernent des galaxies à des stades évolutifs, différents, présentant donc des luminosités et des dimensions intrinsèques différentes. On ne doit pas oublier que nous observons aussi bien des radiosources relativement proches que des radiosources très éloignées, dont nous recevons aujourd'hui la lumière qu'elles ont émise il y a plus de dix milliards d'années. À l'époque, elles devaient être encore dans les premières phases de leur évolution. En observant des radiogalaxies à différentes distances, et donc à différents âges, on peut restituer la séquence évolutive de ces objets très intéressants. Quasars Les objets les plus éloignés que nous connaissions sont les quasars ou QSO (acronyme de Quasi Stellar Objects, objets presque stellaires). Ils se trouvent jusqu'à dix milliards d'années-lumière de notre Galaxie ; leur luminosité est extrêmement élevée et ils apparaissent au télescope comme des étoiles. Le Quasar 3C48 a la luminosité de mille milliards de soleils ! En outre, certains QSO présentent d'importantes fluctuations de leur luminosité, sur des temps courts, qui vont d'un jour à quelques mois. Cela signifie que la dimension de la zone émissive est extrêmement petite, de l'ordre du jour lumière (25 milliards de km « seulement » : rappelons, en revanche, que la luminosité d'une galaxie provient d'une région 30 millions de fois plus grande !). Dans le cas contraire, en effet, ils ne pourraient pas fluctuer si rapidement. Si nous supposons par exemple qu'un quasar mesure 10 années-lumière et que, pendant un court instant, tout le quasar redouble de brillance, ce que nous observerons sera une légère augmentation de la luminosité d'une dizaine d'années de durée. En effet, la lumière qui provient des zones du quasar les plus éloignées de nous a dix années-lumière de distance à 5 parcourir en plus par rapport à la lumière qui provient des zones du quasar les plus proches de nous. Le fait que l'on observe des fluctuations d'intensité plus rapides, de l'ordre du jour de lumière, signifie que le quasar ne peut pas être beaucoup plus grand qu'une journée de lumière, c'est-à-dire de l'ordre de grandeur du Système solaire. Comment une luminosité égale à celle de cent galaxies peut-elle se concentrer dans une région d'espace si petite, c'est là un défi qui s'est posé aux cosmologistes pendant des années, au point que certains d'entre eux, surtout Halton Arp, critiquent la façon dont est mesurée la distance des quasars, et considèrent qu'ils sont infiniment plus proches. Dans ce cas, la luminosité nécessaire serait comparable à celle des étoiles, et leur explication ne poserait plus aucun problème. Pourtant, l'interprétation courante des énormes distances des QSO est confirmée par de très nombreux faits, et il est donc important de trouver une explication physique à leur énorme luminosité. Ceci ne peut certainement pas être dû aux processus nucléaires normaux qui ont lieu dans les étoiles. L'idée communément admise est que le « moteur » qui produit l'énorme énergie nécessaire dans le QSO serait un trou noir de grande masse, d'un million à un milliard de masses solaires. Si cette théorie est exacte, la matière capturée sous l'effet de la gravité de cet objet suit des orbites en spirale à des vitesses de plus en plus grandes, au fur et à mesure qu'elle s'approche du trou noir. On dit que la matière forme un disque d'accrétion autour du trou noir. Le frottement de la matière plus rapide contre la matière plus lente qui se trouve sur l'orbite immédiatement périphérique, produit un réchauffement énorme. Il se crée à proximité du trou noir une zone dans laquelle le gaz est très chaud et exerce une énorme pression, émettant en outre des quantités considérables de rayonnement électromagnétique. La pression du gaz interne, jointe à la force centrifuge, fera que la plupart du disque d'accrétion ne parviendra même pas à tomber dans le trou noir. On calcule que, pour émettre la quantité d'énergie observée dans les quasars, il faut un trou noir d'un milliard de masses solaires, ayant un taux d'accrétion d'environ 10 masses solaires par an. La matière se concentre de plus en plus vers les orbites internes, et elle est en partie éjectée, à des vitesses proches de celle de la lumière, dans la direction perpendiculaire au disque d'accrétion, où elle rencontre moins de résistance. Le modèle explique ainsi l'existence de jets de matière aussi bien dans ses sources que dans les radiosources à lobes. Dans de nombreux QSO, on peut voir des « forêts de raies d'absorption Lyman-### ». En pratique, on observe que de très nombreuses longueurs d'onde émises par les QSO sont absorbées par l'hydrogène qui se trouve à différentes distances sur la très longue ligne de visée qui nous sépare des QSO. L'analyse des « forêts Lyman### » peut nous donner des informations sur la distribution de matière dans l'Univers aux distances plus grandes. L'indication qu'on en tire est que l'Univers présente une structure caractérisée par des amas de galaxies et de grands vides, même jusqu'à la distance des QSO. DENSITÉ MOYENNE DE LA MATIÈRE LUMINEUSE : LE PROBLÈME DE LA MATIÈRE OBSCURE OU SOMBRE En comptabilisant les galaxies ainsi que leur matière lumineuse, les cosmologistes ont pu estimer la masse lumineuse totale présente dans l'Univers, ou mieux la densité moyenne de matière. Ils ont ainsi estimé la densité de la matière lumineuse dans l'Univers. Cette donnée est très importante pour la cosmologie. Pour évaluer 6 cette densité de matière lumineuse, on s'efforce de comptabiliser tous les rayonnements électromagnétiques, des ondes radio aux ondes X, cela à l'échelle de l'Univers la plus grande possible. Par ailleurs, il est possible de comptabiliser la masse contenue dans une galaxie par une autre méthode, d'ordre dynamique cette fois. Pour ce faire, on doit tout d'abord mesurer la masse contenue dans une galaxie typique. Celle-ci peut varier de dizaines de milliers de masses solaires (pour les galaxies naines) à des dizaines de milliers de milliards de masses solaires (pour les galaxies elliptiques géantes). La masse est déterminée en étudiant ce que l'on appelle la « courbe de rotation » de la galaxie. Autrement dit, on étudie la vitesse des étoiles, ou du gaz présent entre les étoiles, à différentes distances par rapport au centre de la galaxie. Cette matière décrit de grandes orbites circulaires autour du centre de la galaxie, comme les planètes autour du Soleil. La vitesse de rotation est d'autant plus grande que la masse présente à l'intérieur de l'orbite est plus importante. En mesurant la vitesse, on peut donc obtenir la masse. Avant les années 70, ces techniques avaient permis de calculer les masses présentes à l'intérieur du diamètre apparent des galaxies (c'est-à-dire la zone occupée par les étoiles). Grâce au travail de Vera Rubin, dans les années 70, il fut démontré qu'en réalité, il existe une grande quantité de masse même en dehors des régions visibles des galaxies, c'est-à-dire émettrices de rayonnement électromagnétique. Cette masse est par conséquent non lumineuse, et occupe une région environ 10 fois plus grande que celle qu'occupent les étoiles, le gaz et la poussière, c'est-à-dire les constituants visibles de la galaxie. En pratique, la distribution de cette masse obscure est presque continue sur de grandes distances. En quoi consiste cette mystérieuse matière « obscure », qui est liée gravitationnellement aux étoiles mais ne génère pas de lumière ? C'est là l'un des grands problèmes cosmologiques actuellement encore non résolus. La densité de matière lumineuse est environ 10 fois plus petite que la densité de matière déduite à partir des courbes de rotation. Il est évident que nous parlons de densités très petites. La Terre présente une densité de 5,5 grammes par centimètre cube. Le Soleil, qui est une étoile typique, présente une densité de 1,4 g/cm3. La densité moyenne de l'Univers est très basse parce que, bien que des objets comme les galaxies ou les étoiles existent, il existe aussi d'énormes espaces vides entre deux étoiles ou deux galaxies, ce qui fait une moyenne très faible. La matière obscure se manifeste aussi au niveau des amas de galaxies. Zwicky, dès les années 50, avait remarqué que les mouvements des galaxies dans un amas typique présentent des vitesses trop élevées. Considérons une galaxie donnée de l'amas. Sa vitesse typique est de l'ordre de 100 km/s. Il s'agit là d'une vitesse trop élevée pour que l'attraction gravitationnelle due à la somme de toutes les masses des autres galaxies puisse la maintenir liée à l'amas. La galaxie devrait s'échapper de l'amas, et ce dernier devrait se disperser en un temps très court. L'espace entre un amas et l'autre devrait être parsemé de galaxies en fuite, à des vitesses élevées. Au contraire, les amas de galaxies sont là, évidents, et les galaxies solitaires ont habituellement des vitesses plutôt basses, comparées à celles des amas. Il doit exister par conséquent de la matière obscure à l'intérieur des amas, capable de maintenir les galaxies liées à l'amas en dépit de leurs vitesses élevées. En pratique, la force de gravité exercée par la matière obscure fait ralentir la course de la galaxie jusqu'à l'arrêter et à la ramener en arrière, vers le centre de l'amas. Les galaxies parcourent donc des orbites fermées, et on dit qu'elles sont « liées gravitationnellement » aux amas. Pour cette matière obscure également, les natures les plus diverses ont été envisagées : gaz, comètes, 7 astéroïdes, planètes, étoiles de petite masse (naines noires ou brunes), trous noirs ou bien particules faiblement interagissantes avec la matière ordinaire (neutrinos, photinos, axions...), mais on ne dispose pour l'instant d'aucune preuve expérimentale propre à en déterminer la véritable nature. EXPANSION ET ÂGE DE L'UNIVERS La cosmologie moderne se fonde sur le fait que l'Univers est en expansion. La distance entre les galaxies et entre les amas de galaxies augmente, avec une vitesse d'autant plus élevée que leur distance relative est plus grande (loi de Hubble). Pour établir cette loi, il a fallu mesurer aussi bien les vitesses que les distances des galaxies éloignées. MESURES DE VITESSE ET DÉCALAGE VERS LE ROUGE<...
