Univers (suite)

On dispose aussi du diagramme de Hubble, obtenu par Sandage en portant le décalage spectral z en fonction de la magnitude bolométrique m₀ des galaxies observées. Des modèles d’univers ont été calculés sur ordinateurs dans des cas plus complexes que ceux qui ont été considérés par Friedmann, qui prenait la valeur zéro pour la constante Λ des équations d’Einstein, dite constante cosmologique. Ils ont été testés par le diagramme de Hubble, et les résultats actuels conduisent à un Univers hyperbolique. La constante cosmologique Λ a une valeur comprise entre – 1,5 et + 0,5, non nécessairement nulle, et, par suite, il y a deux possibilités entre lesquelles on ne peut pas encore choisir : une croissance monotone ou bien une variation cycloïdale du rayon de l’Univers. Les conséquences pour l’avenir sont opposées, puisqu’on irait dans le premier cas vers un froid absolu et dans le second vers une chaleur extrême, lorsque la contraction suivant l’expansion nous ramènerait à un état extrêmement condensé. Mais cet avenir est très lointain !

Histoire de l’Univers

Les astrophysiciens ont également essayé de remonter le cours du temps cosmique en s’approchant le plus possible de l’instant de l’explosion initiale. Actuellement, la densité de matière ρ_m est bien supérieure à la densité du rayonnement ρ_r, et l’on peut négliger les pressions de matière P_m et de radiation P_r. Mais, quand l’Univers est très condensé, donc très chaud, la densité de rayonnement ρ_r devient supérieure à la densité de matière ρ_m et l’on ne peut plus négliger la pression de radiation P_r. Les solutions aux équations d’Einstein sont alors un peu différentes. Dans le cas euclidien, par exemple, le paramètre d’échelle est proportionnel à t^1/2, au lieu de l’être à t^2/3. Le calcul de la géométrie [représentée par le rayon R(t)] en fonction du contenu (représenté par pression, densité et température) montre que plus on remonte dans le temps, plus la température T est grande, et, quand R tend vers zéro au temps t = 0, la température T tend vers l’infini. Au temps cosmique t = 1/100 de seconde, T = 10¹¹K, ρ_r = 10⁹ g/cm³, l’Univers est rempli d’un gaz opaque de photons, d’électrons et de neutrinos en équilibre thermodynamique entre eux. Les électrons sont créés par paires (1 électron, 1 positron) à partir des photons et s’annihilent par collision en formant de nouveau des photons. La matière existe sous forme de nucléons de densité peu élevée (10 g/cm³) et de vitesses non relativistes. Au temps t = 1 s, la température T a baissé, et, par suite, l’énergie moyenne des photons est trop faible pour que des électrons soient créés. Au temps t = 10 s, la température T est inférieure à 10¹⁰ K, et les protons et les neutrons forment du deutérium. Il se forme aussi des éléments légers He³, Li⁷ et d’autres moins abondants. Au temps t = 15 mn, la température T ayant continué à baisser et l’Univers en expansion à se diluer, les réactions s’arrêtent. Le calcul montre que le quart de la masse de matière est constitué d’hélium, le reste étant presque entièrement constitué d’hydrogène. Ce sont justement les abondances que l’on trouve aujourd’hui dans les étoiles les plus anciennes. Au temps t = 10 000 ans, la température est inférieure à 10 000 K, et la matière jusque-là ionisée devient neutre. Vers t =100 à 200 millions d’années, les galaxies se condensent à partir de nuages gazeux protogalactiques. Si l’on essaie de remonter le temps vers t = 0 s à partir de t = 1/100 de seconde, on trouve la création et l’annihilation, par paires, de particules de plus en plus lourdes, correspondant à une plus grande énergie moyenne des photons ; au temps t ~ 10^–4 s se matérialisent et s’annihilent des mésons μ et π, puis des mésons K, des nucléons et des antinucléons, des hypérons et des antihypérons, etc. Au temps t = 10^–43 s, on arrive à une sorte de limite au-delà de laquelle les phénomènes quantiques interviennent, entraînant une telle incertitude dans la géométrie de l’Univers qu’il est impossible, dans l’état actuel de la science, de déterminer son état. Peut-être existe-t-il alors dans l’état hyperdense de l’Univers une particule appelée parton, véritable quantum de trou noir ; son rayon r = h/2πmc (h = constante de Planck) est égal à son rayon de Schwarzschild ce qui donne m = 10^–5 g et r = 10^–33 cm.

Il faut trois partons pour former un proton (par l’intermédiaire de quarks) ; donc 3 × 10^–5 g donnent une particule de 1,67 × 10^–24 g. Le défaut de masse est considérable. Ce serait lui qui, toujours selon l’équation d’Einstein E = mc², reliant la masse et l’énergie, fournirait l’énergie énorme de l’explosion primordiale. Dans ce schéma rapide, la proportion initiale de matière et d’énergie diffère selon deux théories : d’une part, celle d’un Univers symétrique, pour laquelle il n’y a, à l’origine, que de l’énergie, les particules et les antiparticules étant créées en quantités égales dans l’Univers pour aboutir finalement à des galaxies faites de matière et à d’autres faites d’antimatière ; d’autre part, celle d’un Univers non symétrique, supposant l’existence, a priori, d’un petit excès de matière sur l’énergie, excès qui subsiste à l’annihilation, par paires, des particules au cours des phases condensées. Actuellement, cette dernière théorie semble préférable, mais les théories n’ont pas fini d’évoluer. Ainsi la théorie de Newton a été inclue dans la théorie plus générale d’Einstein. Le besoin actuel d’introduire les phénomènes quantiques conduira sans doute à de nouveaux progrès. Récemment, des observations de grande précision et de grande sensibilité ont montré des « décalages spectraux anormaux » dans des groupes de galaxies ou au voisinage d’objets massifs. Cette constatation peut remettre en question une partie de l’interprétation cosmologique de la récession des galaxies et des quasars. Le rayonnement thermique cosmologique isotrope de 2,7 K est même interprété par certains comme un effet local dû aux photons émis par les astres proches qui nous entourent. Il reste encore beaucoup d’hypothèses à vérifier, mais la cosmologie est entrée dans le domaine de la science, et l’on peut espérer qu’un jour elle apportera des réponses scientifiques bien étayées aux questions essentielles que les hommes se posent sur l’Univers.

N. H.