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A. Histoire de l'Univers.
La connaissance et la compréhension de l'homme ne peuvent pas se faire si on l'isole mentalement de son contexte. Nous avons tous fait l'expérience du bien fondé de cette affirmation chaque fois que le ciel nocturne a exercé sur nous cet attrait proche de la fascination par sa grandeur et son mystère. Il est vrai qu'en se laissant aller à regarder le ciel étoilé, nous ne pouvons nous empêcher de nous poser la question de notre place, de notre importance, et du sens de notre existence dans ce système cosmique.
Mais, d'autre part, cela n'est pas seulement un constat d'expérience commune; c'est aussi une assertion épistémologique: pour savoir ce qu'est l'homme et ce qu'il représente, il faut réfléchir aussi sur l'Univers qui l'entoure, dont il est issu, et auquel il appartient.
Pour des penseurs comme Descartes ou Newton, ce détour par l'Univers pour penser l'homme n'était que de faible importance: pour eux, l'Univers était immuable, sans histoire ni changements, éternel, infini et sans particularité locale ou dimensionnelle. De cet univers, il n'y avait pas grand chose à dire, et en contrepartie, il ne nous apprenait rien sur nous-mêmes.
En 1924 a eu lieu une découverte qui a bouleversé toute l'astronomie, et va balayer enfin la vision statique de l'Univers dont nous avions hérité par Newton.
Deux physiciens: Hubble et Humasson observent que les galaxies présentent dans leur spectre d'émission un décalage vers le rouge, et cela d'autant plus qu'elles sont éloignées de la Terre. L'interprétation de ce phénomène est immédiat: les galaxies s'éloignent toutes les unes des autres à une vitesse proportionnelle à leur distance, donc l'Univers n'est pas statique ou figé, il est en expansion.
Cette découverte, qu'il devenait impossible d'ignorer, a contraint les astrophysiciens à se pencher de nouveau sur les différents modèles d'Univers qu'ils avaient proposés, et qui ne supposaient en général pas la fuite des galaxies.
Einstein lui-même aboutissait, à partir des équations tirées de sa théorie de la Relativité Générale, à un modèle évolutif; mais, ne pouvant admettre ce fait, il avait rajouté artificiellement une "constante cosmologique" (L) dans ses équations afin qu'elles donnent un système stationnaire. (Cette anecdote, montre d'ailleurs la valeur et la puissance extraordinaires de la théorie de la Relativité Générale qui dépasse même son inventeur).
La théorie d'Einstein va faire ses preuves une nouvelle fois avec la seconde découverte astronomique fondamentale de notre siècle: le "rayonnement fossile". En la prenant pour base et en l'appliquant à l'Univers, Gamov a déduit qu'il devait exister dans l'Univers un rayonnement à 3 degrés absolus ou Kelvin (3K) existant uniformément dans tout l'Univers comme vestige, après refroidissement de l'ensemble, d'un état particulier de l'Univers permettant l'apparition de noyaux légers, avec une grande densité et june haute température. Or, qui dit température dit rayonnement thermique. Il a alors prédit que celui-ci devait être encore présent à basse température (du fait de l'expansion).
Cet éventuel rayonnement, prédit d'une façon théorique à partir d'hypothèses, n'avait cependant jamais pu être observé. Or, en 1964, deux physiciens de la compagnie de télécommunications américaine (Bell Company): Penzias et Wilson, cherchant à capter des communications par satellite, remarquèrent qu'elles étaient perturbées par un très léger bruit de fond continu. Après s'être assurés qu'il ne s'agissait pas d'une défaillance de l'un de leurs appareils, ils cherchèrent à déterminer d'où provenait ce bruit, et ils eurent la surprise de constater que ce faible rayonnement électromagnétique était le même dans toutes les directions du ciel; que donc il ne venait d'aucun endroit particulier du ciel, mais de tout l'Univers.
Penzias et Wilson en parlèrent autour d'eux, et c'est le physicien Dicke qui comprit qu'il s'agissait précisément du "rayonnement de fond" du ciel dont Gamov avait annoncé l'existence à partir de la théorie du "big bang".
Cette dernière découverte (qui valut aux deux physiciens le prix Nobel), a contribué à augmenter considérablement le crédit donné à la théorie d'Einstein appliquée à l'Univers dans son ensemble, ainsi qu'aux modèles qui en dépendent avec une expansion à partir d'un événement initial extrêmement difficile à décrire et à comprendre que l'on résume sous le nom de "big bang". Les théories de l'"état stationnaire" (qui supposent au contraire une absence d'évolution ou d'expansion de l'Univers), alors qu'elles étaient les plus nombreuses dans les débuts du siècle, ne devaient quasiment plus trouver personne pour les défendre.
Cependant, la Relativité Générale et le fait de l'expansion de l'Univers ne suffisent pas à déterminer théoriquement un modèle d'Univers; pour pouvoir résoudre les équations, il faut ajouter quelques hypothèses simplificatrices.
Celle qui est la plus communément admise est connue sous le nom de "principe cosmologique" dont nous avons déja fait mention. Ce principe suppose que l'Univers est réparti d'une façon régulière, homogène et isotrope, c'est à dire semblablement dans toutes les directions. On peut dire cela différemment en affirmant que la densité de matière (donc le nombre de galaxies) est le même dans toutes les directions, ou encore que tout observateur de l'Univers le verrait d'une manière semblable à la nôtre.
Ce principe, issu en grande partie de l'observation, continue d'être confirmé par celle-ci, et en particulier par la mesure du rayonnement fossile qui, à une très légère correction près due à la vitesse propre de notre galaxie, nous arrive absolument semblable dans toutes les directions.
Cela combiné avec l'hypothèse plus que vraisemblable d'un Univers non stationnaire (L=0) aboutit aux célèbres modèles de Friedmann qui sont de nos jours généralement adoptés comme modèles représentatifs de l'Univers.
De ces modèles, on peut donner une représentation graphique, donnant le rayon R d'une portion spatiale déterminée de l'Univers en fonction du temps t: la solution dépendant de la densité r de matière de l'Univers.
Pour une densité critique rc de matière, on a une solution parabolique dans laquelle l'espace total est infini et euclidien.
Pour r < rc on a une solution hyperbolique. L'espace est toujours infini, mais cesse d'être euclidien. Il est courbe. on remarque que dans ce cas, comme dans le précédent, le rayon de notre portion d'Univers croit continûment à partir d'un temps to qui est une singularité de la courbe (on ne peut pas remonter au delà de ce point). En ce point, la densité d'énergie et la courbure de l'Univers sont infinis.
Dans le cas enfin où r > rc , l'Univers se referme sur lui-même par l'effet de la gravitation. C'est un Univers elliptique fini qui évolue entre deux singularités R = 0 consécutives et séparées par un temps fini.
Il apparaît donc que la résolution des Equations d'Einstein par Friedmann donne trois solutions possibles qui sont loin d'être équivalentes. Or l'Univers est sans doute dans l'un des trois cas, et comme c'est la masse, ou plutôt la densité de l'Univers qui fait qu'il se trouve dans un cas ou dans un autre, on comprend pourquoi la mesure de la masse de l'Univers est une préoccupation de première importance pour les astrophysiciens d'aujourd'hui.
La mesure de cette masse est extrêmement difficile à effectuer, ne serait-ce que par la découverte que plus de 99,9 % de la masse de l'Univers pourrait être le fait de particules très petites: les neutrinos, qui sont impossibles à voir.
Les mesures actuelles, qui sont d'une précision croissante, donnent des résultats de plus en plus proches de la valeur critique rc ce qui ne fait que conserver l'incertitude, puisque une valeur proche de rc peut aussi bien être rc + e que rc - e .
La question n'est donc pas encore résolue, même si une majorité de chercheurs penchent pour un système ouvert; mais si c'est le cas, nous ne pourrons jamais en avoir vraiment la certitude, d'abord à cause de l'imprécision des mesures quand on est si proche de la valeur critique, ensuite puisqu'il est impossible de prouver qu'on n'a pas oublié de prendre en compte quelque masse. (En revanche, si l'Univers était fermé, il serait théoriquement plus facile de le montrer).
Cependant, ce qui semble acquis, est que notre Univers se trouve dans un état proche de la densité critique, et peut-être même précisément dans cet état critique. On a par ailleurs d'autres raisons de penser cela, comme la question de la régularité de l'Univers que l'on essaye actuellement d'expliquer à partir des différentes théories. Or il semble que le fait que l'Univers soit proche de l'état critique soit corrélé avec sa régularité, et qu'il y ait là une condition pour que la vie ait pu y apparaître.
En ce qui concerne l'évolution-même de l'Univers, les trois cas de figure exposés ne diffèrent vraiment que pour ce qui est de l'avenir, c'est à dire sur la question de savoir si l'Univers continuera de s'étendre, ou si au contraire il se contractera de nouveau sous l'effet de la gravitation. Mais pour ce qui est du passé, de la singularité to jusqu'à maintenant, on a, dans tous les cas une expansion strictement croissante. Par conséquent, pour ce qui est de l'histoire de l'Univers jusqu'à maintenant, nous avons affaire à une hypothèse unique qui semble bien fondée, et à partir de laquelle on peut réfléchir.
Quant à ce qui pouvait se passer "avant" cette singularité to, les équations ne permettent pas de le savoir. Nous avons affaire à une limite que notre connaissance ne peut franchir, en tout cas par cette méthode.
Ce qu'il est possible de dire, tout de même, c'est que l'Univers ne peut passer d'un cas à l'autre, par exemple être dans le cas de r > rc avec un rayon cyclique, puis passer au cas r < rc avec une croissance infinie.
Dans le cas où r > rc on peut supposer que l'explosion initiale a succédé à un effondrement de l'Univers. Le rayon de celui-ci pourrait alors être cyclique ou pseudo-cyclique, mais dans aucun cas ce qui se passe dans l'Univers ne pourrait se répéter, étant donné le nombre d'indéterminations et de choix que comporte l'évolution. On sait maintenant que le déterminisme absolu n'a plus de place en physique et que, par conséquent, "l'éternel retour" est condamné à rester un mythe. En revanche, dans le cas où r < rc on ne peut rien dire de ce qui précède to, c'est l'inconnu total.
