Sommaire

La cosmologie d'Einstein

La fin de l'absolutisme

La relativité restreinte avait mis fin aux mythes de l'espace et du temps absolus, pour les remplacer par une sorte d'autre "absolu", l'espace-temps de Minkowski. Selon cette théorie, l'espace-temps est le même pour tous les observateurs inertiels, auxquels il est "donné une fois pour toutes". Ce point de vue était cependant moins "absolutiste" que l'hypothèse newtonienne, puisque le découpage de l'espace-temps en "tranches d'espace", correspondant à différentes valeurs du temps, ne peut être fait que de manière relative dépendant de l'observateur.

En ce sens, la relativité générale est toutefois bien plus révolutionnaire, puisqu'elle postule que non-seulement le temps et l'espace sont relatifs, mais qu'en plus l'espace-temps n'est pas réellement un cadre absolu immuable. Etant modifié par la présence de matière ou d'énergie, il est plutôt un objet physique presque comme un autre, dont les propriétés ne peuvent se déduire que d'un recours simultané à la théorie et à l'expérience.

D'ailleurs, la gravitation étant l'expression de la courbure de cet espace-temps, Einstein apporte au passage une réponse à la question que Newton se posa toute sa vie. La gravitation a bien une explication "mécaniste" locale et il n'est nul besoin d'avoir recours à une hypothèse "occulte", telle l'intervention de forces agissant à distance de manière instantanée "par dessus le néant".

L'Univers statique

D'autre part, la théorie d'Einstein étant de son point de vue plus un cadre de pensée qu'autre chose, il n'hésita pas à faire ce que certains auraient peut-être considéré comme une hérésie. Dès 1917, il décida que traitant du comportement de l'espace-temps, sa théorie devait pouvoir s'appliquer à "l'objet physique constitué de l'ensemble de l'espace-temps", l'Univers.

Toutefois, Einstein n'était pas dénué d'a priori, et la croyance en un univers statique (indépendant du temps) étant profondément enracinée dans la culture d'alors, le premier modèle cosmologique qu'il considéra était statique. Il est cependant important de souligner que les raisons pour lesquelles Einstein suppose un Univers statique ne sont pas uniquement culturelles (toute sa vie il semble être resté opposé à l'idée d'un Univers dynamique), mais également scientifiques.

Il faut se rappeler qu'à cette époque, on savait déjà que les étoiles ont des mouvements propres faibles, néanmoins, c'était sans connaître ni leur répartition, ni leurs éventuels mouvements à grandes échelles. L'existence d'autres galaxies était également encore ignorée et il était donc légitime de supposer que l'Univers n'était qu'une sorte de gaz géant homogène d'étoiles, ce que fit Einstein.

Se reposant sur ces hypothèses et sur le principe de Mach, Einstein fut conduit à renoncer à l'hypothèse d'un Univers infini dans l'espace et le temps. Il supposa alors que l'Univers avait une étendue spatiale finie, et découvrit une solution de ses équations qui décrit un espace-temps dont la partie spatiale est finie (mais sans limite, comme une sphère) et possède une courbure positive. C'était la première fois depuis Newton que l'on osait supposer que l'Univers n'était pas infini.

Néanmoins, avant d'arriver à cette solution, Einstein fut confronté à un problème lié au fait qu'il souhaitait trouver une solution statique décrivant un Univers fini et homogène. En effet, on peut montrer qu'une telle solution cosmologique est instable, que ce soit dans le cas de la gravitation newtonienne ou en relativité générale.

Ainsi, Einstein aurait pu dès cette époque être amené à une conclusion naturelle de sa théorie : si l'espace-temps est une sorte d'objet physique dont la physique est décrite par les équations de la relativité générale qui, en toute généralité, dépendent du temps, il est tout à fait possible, voire inévitable, que l'Univers soit dynamique, c'est-à-dire qu'il ait des propriétés qui changent avec le temps.

Cette idée l'effleura, mais puisque les observations semblaient impliquer un état stationnaire de l'Univers, il préféra modifier légérement sa théorie par l'introduction d'un terme supplémentaire dans les équations, une constante cosmologique, dont les effets ne se feraient sentir qu'aux très grandes distances. Grâce à cette constante (qu'Einstein décrira plus tard comme la plus grande erreur de sa vie), le modèle cosmologique d'Einstein devenait statique, mais à cause d'elle, il passait à côté d'une grande prédiction : l'expansion de l'Univers.

L'expansion de l'Univers

L'Univers dynamique

Alexander Friedmann

C'est avec le mathématicien russe Alexander Friedmann que, vers 1922, l'Univers commença à être réellement envisagé comme un objet physique dynamique. Il fut le premier à trouver des solutions cosmologiques dynamiques, qui décrivaient un Univers homogène et isotrope, pouvant tout aussi bien être spatialement fini ou infini, et dont le rayon de courbure change avec le temps.

Friedmann démontrait de plus au passage que la constante introduite par Einstein pouvait être gardée dans chacun de ces modèles, mais qu'elle n'était en rien nécessaire, ce qui signa le début de la disparition de cette constante.

Par ailleurs, Friedmann constata que curieusement, les solutions mathématiques qu'il avait découvertes comportaient, dans le passé ou l'avenir, un (ou des) moments où l'Univers se réduit à un point géométrique, ce que l'on traduit en langage moderne et rigoureux par l'existence d'une singularité dans les équations (apparition de termes infinis).

Ce résultat l'entraina dans de longues réflexions philosophiques : la "création de l'Univers" était un résultat naturel des équations, des solutions périodiques dans le temps pouvant même décrire un Univers cyclique qu'il rapprocha de la mythologie indienne. Mais Friedmann prit bien soin d'éviter de mélanger ses travaux scientifiques et ses réflexions plus spéculatives, et toute discussion sur ce sujet est absente de ses écrits techniques, qui se résumèrent "uniquement" à poser les fondations de la cosmologie en démontrant que l'Univers pouvait être dynamique. Toutefois, Friedmann mourut assez tôt (1925), et il n'eut que très peu de temps pour s'intéresser à l'astronomie qu'il ignorait précédemment.

L'éloignement des galaxies

Georges Lemaitre

C'est un autre mathématicien et physicien, le Belge Georges Lemaître, qui fut le premier à faire le lien entre les modèles de Friedmann (qu'il redécouvrit partiellement seul) et certaines observations qui soutenaient l'hypothèse de l'expansion de l'Univers.

Attiré très tôt par la théorie d'Einstein, mais aussi par l'astronomie, Lemaître obtint une bourse d'étude pour aller aux Etats-Unis où il travailla avec l'astronome américain Harlow Shapley sur les nébuleuses et rencontra notamment Edwin Hubble, qui cherchait à mesurer la distance entre la Terre et ces nébuleuses.

En 1925, Hubble apporta un élément très important pour leur étude, en démontrant que certaines de ces nébuleuses sont d'autres galaxies identiques à la nôtre et constituées d'un très grand nombre d'étoiles. Si elles semblent si peu lumineuses et fixes, c'est uniquement car elles sont très éloignées de nous.

Par ailleurs, l'un des grands problèmes astronomiques de cette époque était que la lumière émise par ces galaxies semblait systématiquement décalée vers le rouge, ce qu'avait récemment découvert un autre astronome américain, Vesto Slipher, que Lemaître rencontra quand il rendit visite à Hubble. L'interprétation usuelle, par l'effet Doppler classique, était que ces galaxies s'éloignaient à de très grandes vitesses radiales (de l'ordre de 600 km/s) de la Terre.

De retour en Belgique, Lemaître commença à rédiger sa thèse de Doctorat qu'il dédia à la cosmologie relativiste. Il s'attaqua ainsi aux équations d'Einstein et trouva une solution cosmologique dynamique, qu'il développa en un modèle cosmologique d'Univers en expansion. Ce modèle était très similaire à l'un des modèles de Friedmann, mais plus réaliste pour la description de la matière.

Edwin Hubble

Cependant, la grande différence entre Friedmann et Lemaître est que ce dernier avait eu connaissance des travaux observationnels de Hubble et Slipher. Anticipant les conclusions de Hubble, Lemaître publia en 1927 son modèle cosmologique par lequel il montrait qu'il existait des solutions cosmologiques dynamiques des équations d'Einstein, et également que cette hypothèse expliquait naturellement les observations faites : le décalage vers le rouge des fréquences qui augmente avec la distance entre la source et la Terre.

Selon Lemaître, le décalage vers le rouge observé n'est donc pas un effet Doppler (même si ce terme reste parfois maladroitement utilisé dans ce contexte), mais un effet gravitationnel similaire à l'effet Einstein : la lumière qui nous parvient a été émise à une époque où la courbure de l'Univers (et donc le champ gravitationnel) était plus importante qu'aujourd'hui. De fait, Lemaître va même jusqu'à trouver la relation linéaire entre la vitesse apparente d'éloignement et la distance, découvrant deux ans avant Hubble la loi et la constante qui portent néanmoins le nom de ce dernier.

L'Univers primordial

Le début de l'Univers

Bien qu'ils soient la première explication des observations de Hubble, les travaux de Lemaître eurent beaucoup de mal à être acceptés, et il fallut même pour cela le soutien tardif de son ancien mentor Eddington. Toutefois, lorsque l'expansion de l'Univers commençait tout juste à être acceptée, Lemaître avait déjà eu une idée encore plus révolutionnaire.

Extrapolant vers le passé le principe selon lequel l'Univers est en expansion, Lemaître en vint à conclure qu'il avait probablement été dans le passé beaucoup plus dense, formant ce qu'il appela un "atome primitif". Cependant, ce terme ne devrait pas laisser croire que Lemaître avait eu une réflexion naïve sur ce sujet.

Georges Gamow

Dans un de ses premiers articles, il parle de quantum primitif, soulignant le fait que si l'Univers n'a fait que s'étendre depuis une époque lointaine, alors il existe un moment dans le passé où nos conceptions d'espace et de temps ne peuvent plus tenir. Il s'agit de ce que l'on nomme désormais l'échelle de Planck, et qui correspond a priori aux échelles d'espace et de temps pour lesquelles l'espace-temps lui-même ne peut plus être décrit sans l'intervention de phénomènes quantiques.

Toutefois, Lemaître ne réussit jamais réellement à faire complètement admettre son idée, et il fallut pour cela attendre que le modèle soit perfectionné par un ancien étudiant de Friedmann, Georges Gamow. Celui-ci étant spécialisé en physique quantique plutôt qu'en relativité, il vint assez tardivement à la cosmologie, même s'il était l'un des défenseurs de la théorie de Lemaître. Cependant, la formation de Gamow allait justement lui permettre de perfectionner le modèle de l'atome primitif en y introduisant deux éléments-clés : la thermodynamique et la physique nucléaire.

Le rayonnement thermique

Gamow prédit l'existence d'un rayonnement thermique omniprésent dans l'Univers. Ce rayonnement devait résulter du fait que l'Univers était autrefois composé d'une "soupe" dense et chaude, laquelle refroidit au fur et à mesure de l'expansion pour atteindre atuellement 5 Kelvins (soit -268°C). Ce calcul de Gamow passa cependant inaperçu.

Arno Penzias et Robert Wilson

C'est accidentellement que les ingénieurs américains Arno Penzias et Robert Wilson détectèrent en 1964 ce rayonnement dont il ne comprirent pas l'origine. Ils cherchaient simplement à éliminer tous les bruits parasites de leur nouvelle antenne radio dédiée à l'astronomie, et leur travail était si soigneux qu'ils finirent par réaliser que l'un de ses bruits, dont ils ne pouvaient se débarrasser, était isotrope, ce qui fut rapidement interprété comme une preuve de son origine cosmologique.

Ce rayonnement (dont la température est de 2,7 Kelvins soit -270°C) a été depuis mesuré très précisément par divers satellites (COBE, WMAP, Planck), qui ont ainsi vérifié son isotropie, les légères anisotropies (une partie pour 100 000) étant des traces des germes des grandes structures actuelles (amas de galaxies), et donc un outil très important à la fois pour la physique des hautes énergies et l'astrophysique.

La soupe primordiale

Gamow prédit également l'abondance des éléments primordiaux. Selon la théorie développée par Lemaître et Gamow, il n'y avait autrefois pas d'atomes, mais uniquement des particules, majoritairement des neutrons, des protons, des électrons, des neutrinos et des photons.

Les atomes légers rencontrés autour de nous ayant dû être formés à partir de ces particules, Gamow fut capable en 1948 de prédire, avec son étudiant Ralph Alpher, les différentes abondances des éléments légers tels que l'hélium 4, l'hélium 3, le deutérium et le lithium 7. Or, on peut montrer que, dans ce modèle, les valeurs de toutes ces abondances ne doivent dépendre que d'un seul paramètre, le rapport initial entre le nombre de photons et le nombre de baryons (neutrons + protons).

Ainsi, le fait que les mesures de l'abondance primordiale de ces éléments soient compatibles avec une valeur unique de ce rapport photons/baryons est considéré comme un autre test crucial du modèle de Lemaître-Gamow, puisque d'autres théories concurrentes ne sont pas capables de rendre compte de ces abondances de manière aussi concordante.

La découverte fortuite, en 1964, de Penzias et Wilson fut une véritable révolution pour la théorie de Gamow-Lemaître qui obtint ainsi ses lettres de noblesse, seule une minorité de scientifiques continuant à croire en des modèles statiques ou stationnaires de l'Univers. Parmi ces derniers, il est important de citer l'astrophysicien britannique Fred Hoyle (celui qui démontra que les atomes les plus lourds sont produits au coeur des étoiles les plus massives), qui lors d'une émission radio de la BBC, au cours de laquelle il souhaitait se moquer de Lemaître et de son modèle, parla du Big Bang, nom qui est resté pour désigner le modèle. Cependant, le modèle du Big Bang a continué son évolution depuis cette époque, les divers progrès réalisés en physique des hautes énergies ayant encouragé les cosmologistes à continuer l'étude d'instants de plus en plus reculés.

Les trompe-l'oeil cosmologiques

Les lentilles gravitationnelles

Principe des lentilles gravitationnelles

Les lentilles gravitationnelles furent l'une des premières prédictions (indirectes) d'Einstein. Le principe est très simple : la lumière est déviée par des objets astrophysiques massifs, menant à la possible observation d'images multiples éventuellement déformées d'un même objet.

Si une source lumineuse ponctuelle, un objet astrophysique massif et un observateur sont rigoureusement alignés, ce dernier devrait observer un anneau de lumière autour du corps massif, cette lumière provenant de la source située derrière celui-ci.

Cette situation exige une telle précision qu'elle n'est que rarement observée, mais la déviation lumineuse par la gravitation n'ayant rien à voir avec celle que subit la lumière à l'interface entre deux milieux transparents, il existe cependant beaucoup de situations astrophysiques dans lesquelles on observe des images multiples d'un objet lointain. Toutefois, cela nécessite des instruments capables d'observer des sources très éloignées (et donc peu visibles), et c'est pour cela que le premier mirage gravitationnel ne fut observé qu'en 1979.

Les mirages gravitationnels

La Croix d'Einstein

Parmi les nombreux mirages gravitationnels connus à ce jour, quelques très célèbres exemples sont la Croix d'Einstein, où l'on observe plusieurs images du même quasar Q2237+030, ou bien encore les déformations multiples provoquées par l'amas de galaxies Abell 1689.

Grâce au télescope spatial Hubble, il existe désormais une multitude de photos de mirages gravitationnels, et certains astrophysiciens en sont naturellement arrivés à songer à une façon fort subtile d'utiliser ce phénomène prédit par la relativité générale. Ainsi, on peut montrer que l'une des conséquences de la présence d'une lentille gravitationnelle (c'est-à-dire un objet massif situé entre la source et l'observateur) est une amplification de l'intensité du signal lumineux reçu.

Pour cette raison diverses expériences furent lancées dans le but d'observer des étoiles situées dans notre Galaxie, avec l'espoir d'observer un effet de "micro-lentille gravitationnelle" provoqué par le passage, entre l'étoile et nous, de corps massifs non-lumineux, ces corps pouvant être des explications au moins partielles de la masse manquante de l'Univers.

Parmi ces expériences, EROS et MACHO ont ainsi annoncé en 1993 la découverte des premiers effets de microlentille gravitationnelle. Toutefois, même si les observations furent nombreuses, l'analyse finale des données de l'expérience EROS semble indiquer que peu d'objets astrophysiques obscurs, de masses non-négligeables mais inférieures à 0,02 masses solaires, existent dans la Galaxie, et ils ne peuvent donc tout au plus rendre compte que d'une faible partie de la masse manquante de la Galaxie.