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Le ciel à découvert

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Jean Audouze

Quatrième partie. L’Univers dans son ensemble

20. Vous avez dit Big Bang ?

Jean-Philippe Uzan

Texte intégral

1La cosmologie est la discipline scientifique qui vise à construire une description cohérente de notre Univers. Pour cela, nous devons formuler un modèle cosmologique, c’est-à-dire une représentation idéalisée de l’univers qui se fonde sur nos connaissances des lois de la nature et les observations du ciel. Le modèle cosmologique contemporain est connu sous le nom très médiatique de Big Bang. Ce terme a été forgé lors d’une émission de la BBC le 28 mars 1949 par l’astronome Fred Hoyle, farouche opposant à ce modèle cosmologique, alors appelé modèle d’évolution dynamique.

2Le terme Big Bang laisse entrevoir l’idée d’une explosion primordiale qui a excité l’imagination populaire et qui nous renvoie à un mythe moderne des origines, qui dépasse le statut scientifique du modèle cosmologique. On assimile ainsi tout le modèle cosmologique à la naissance, commencement ou création, de l’univers, ce qui reflète nos espoirs et porte ainsi en germe nos déceptions.

3Le Big Bang n’est donc qu’un modèle, ou plus précisément une famille de modèles, qui décrit l’histoire de l’Univers et de sa structuration à partir d’un état chaud et dense. Comme tout modèle physique, il repose sur des hypothèses, a des limites et un domaine de validité. Pour comprendre le statut de ce modèle, nous nous proposons d’en rappeler les hypothèses, les succès mais aussi les ombres qui planent sur sa construction et l’image de la réalité qu’il suggère aujourd’hui.

Modèles cosmologiques

4Les télescopes et les satellites observent l’univers qui nous entoure. Ils ont permis de découvrir l’existence de planètes, d’étoiles, de la Voie lactée notre Galaxie, de galaxies extérieures, d’amas de galaxies… Cet Univers est au centre de nombreuses questions philosophiques qui préoccupent l’humanité depuis des millénaires, auxquelles la science peut aujourd’hui donner des réponses partielles : l’Univers est-il fini ou infini ? Est-il statique ou en évolution ? A-t-il eu un commencement ? Quelle est l’origine de la matière et des grandes structures de l’Univers (galaxies, amas de galaxies…) ?

5Pour cela, il faut commencer par définir ce qu’est l’Univers. Comme ensemble des choses qui existent, l’Univers est un concept englobant qui recouvre des réalités qui dépendent fortement de ce que nous sommes capables d’observer mais aussi de concevoir, si bien que ce que nous appelons « Univers » a évolué au gré des progrès des technologies, de la physique et de la pensée. Nous ne pouvons pas retracer ici l’histoire des cosmologies et des débats afférents. Évoquons en cependant les principales étapes. Depuis l’antiquité, l’Univers correspondait à ce que nous appellerions aujourd’hui le Système solaire dont on donna initialement une représentation géocentrique (la Terre occupait le centre du cosmos) puis une vision héliocentrique (le Soleil au centre du cosmos), sous l’impulsion de Copernic en 1542. L’univers était supposé fini et contenu à l’intérieur de la voûte céleste, une sphère sur laquelle auraient été déposées les étoiles fixes et à laquelle Pythagore donna le nom de Cosmos, soulignant ainsi l’idée d’un ordre universel où chaque chose a sa place selon sa fonction. Certains, tels Thomas Digges en 1576, imaginèrent cependant que les étoiles se dispersaient dans un univers illimité. Vers 1610, Galilée spécula dans le Messager céleste que la Voie lactée était constituée d’étoiles identiques au Soleil. La notion d’Univers évolua ainsi doucement pour décrire toute notre Galaxie, dont William Herschel tenta d’établir la première carte vers 1785, en supposant que notre Système solaire se trouvait au centre de la galaxie. De nouveau, on spécula que l’Univers est plus grand que notre Galaxie. Par exemple, Emmanuel Kant imagina en 1755 que les nébuleuses étaient d’autres galaxies en dehors de la Voie lactée, ce qui ne fut prouvé que vers 1924 par Edwin Hubble après un long débat.

6Ceci illustre la première difficulté de la cosmologie : définir avec précision son sujet d’étude, c.-à-d. ce que recouvre le terme Univers. Il y a deux autres limitations incontournables à notre connaissance de l’univers. Tout d’abord, même si nous étions capables d’observer tout l’univers, nous n’avons accès qu’à un seul Univers. Il s’agit donc d’un objet unique. Contrairement à tout autre système ou phénomène physique, on ne peut pas effectuer de multiples expériences et le comparer à des systèmes identiques. « Pourquoi l’Univers est-il tel que nous l’observons ? » est une question qui peut devenir très problématique, comme nous l’expliquerons par la suite. Ainsi, l’unicité de l’Univers force la cosmologie à s’atteler à la connaissance de l’unique.

7La seconde limitation provient du fait que nous ne sommes pas capables, même avec les télescopes les plus puissants ou tout autre technologie futuriste, d’observer l’univers dans son ensemble. Ceci est dû à une propriété fondamentale de la lumière. Elle se propage, dans le vide, à la vitesse de 299 792 458 mètres par seconde, ni plus ni moins. Cela implique que lorsque l’on observe un objet lointain, la lumière que nous recevons n’a pas été émise instantanément mais dans un passé d’autant plus reculé que cet objet est lointain : environ 8 minutes pour le Soleil, 28 000 ans pour le centre de notre Galaxie ou deux millions et demi d’années pour la galaxie d’Andromède. Ainsi, l’observation du ciel nous donne accès à une carte d’objets célestes ayant émis leur lumière à des époques différentes. Ceci a un avantage car cela nous offre la possibilité de reconstruire l’histoire de l’Univers. Mais cela a surtout un inconvénient. En effet, comme nous le verrons, l’Univers à un âge estimé aujourd’hui à 13,7 milliards d’années (à comparer à l’âge du Système solaire qui est de 4,6 milliards d’années) si bien que nous ne pouvons observer que les événements et les objets qui sont suffisamment proches pour que leur lumière ait eu le temps de nous parvenir.

8Nous devons donc distinguer l’Univers de l’Univers observable (ce que les penseurs antiques appelleraient le monde), qui est la zone de l’Univers qui est accessible à nos observations. Cet Univers observable est l’intérieur d’une sphère dont nous occupons le centre, qui a un diamètre d’environ 1027 cm et qui contient une centaine de milliards de galaxies (on estime la densité de la matière de l’univers aujourd’hui à 5.10-27 kg/m3 si bien que l’Univers observable contiendrait environ 1051 tonnes de matière, soit 5.1080 atomes d’hydrogène). Une question incontournable est de déterminer si cette partie de l’Univers est représentative de l’Univers dans son ensemble. Cette distinction souligne la difficulté de s’abstraire des observations pour construire une représentation de l’Univers dont l’Univers observable ne soit si le centre, ni le bord, mais un simple échantillon, dont la représentativité est à comprendre. Les scientifiques durent ainsi déjouer les apparences des observations naïves pour construire des modèles d’univers en se basant sur les lois de la physique et des principes qui dépassent le champ de l’expérience. On peut aussi déduire de cette constatation qu’il est impossible de démontrer observationnellement que l’univers est infini car nous n’en observons qu’une partie finie et que sa finitude ne peut être prouvée que si la taille de l’Univers est plus petite que celle de l’Univers observable. Ce qui est aujourd’hui exclu !

9L’objectif des cosmologistes est donc de construire un modèle de l’Univers qui repose sur les lois de la nature connues et validées expérimentalement afin d’obtenir une image de l’Univers compatible avec ce que l’Univers observable nous laisse percevoir. Cette construction théorique nécessite d’extrapoler les lois physiques connues, ce qui permet d’entrevoir la possibilité de les tester dans de nouveaux régimes, inaccessibles sur Terre, mais qui introduit une incertitude, d’autant plus grande que l’on remonte dans les ères primordiales. Cette démarche contraste avec celle visant à obtenir un modèle reproduisant les observations astronomiques, quitte à introduire des éléments nouveaux du point de vue des théories physiques. Ces deux approches sont évidemment complémentaires mais ne sont pas toujours compatibles.

10Soulignons que la compréhension de l’Univers est impossible sans modèle. En particulier, à part pour les objets suffisamment proches, il est impossible de déterminer leur distance sans avoir recours à un modèle global de l’Univers. Il est donc très important de quantifier précisément quand ce dernier est valide et les régimes dans lesquels il est moins fiable. Inévitablement, comme tout modèle, il y a des limitations dans ce qu’il peut expliquer et de nombreuses questions auxquelles il ne peut pas apporter de réponse. Ne pas répondre à certaines questions est, pour une théorie ou un modèle, très sain et ce n’est en aucun cas un motif de rejet. La cosmologie présente donc un aspect hautement spéculatif car, en particulier, elle postule l’intelligibilité du réel. Le modèle cosmologique permet d’ordonner l’ensemble des connaissances en en faisant ressortir leur insuffisance.

Les hypothèses du modèle du Big Bang

11Le point de départ de la cosmologie contemporaine est la théorie de la Relativité Générale. Cette théorie, développée par Albert Einstein en 1915, est une théorie de la gravitation qui représente ce phénomène d’une façon radicalement différente de la théorie newtonienne : alors que pour Newton, la gravitation est une force de portée infinie agissant instantanément entre les corps, Einstein la représente comme une propriété de notre espace-temps. Cette théorie est testée avec une extrême précision, mais seulement à des échelles de l’ordre de la taille du Système solaire. L’importance de la Relativité Générale réside dans le fait qu’elle nous révèle des aspects insoupçonnés de la réalité, comme l’existence d’une géométrie pour l’espace-temps. On peut donc essayer, dans ce cadre, de déterminer quelle est la géométrie de notre Univers, ou plus modestement quelles sont les géométries qui sont de bons modèles de notre univers si l’on connaît la répartition de la matière. La Relativité Générale assure aussi l’universalité des lois de la nature (même valeur des constantes en tout point de l’espace et à tout temps par exemple).

12On doit ensuite supposer que la matière présente dans l’Univers est identique à celle que nous connaissons sur Terre et qui a été étudiée principalement grâce aux grands accélérateurs. La physique des particules a réussi à construire de son côté un modèle standard de l’infiniment petit décrivant toutes les particules connues et leur diverses interactions, qui sont de trois types : électromagnétique, nucléaires faible et forte.

13La connaissance de ces lois physiques n’est pas suffisante car on ne peut pas résoudre leurs équations dans leur pleine généralité. En particulier, pour déterminer la distribution de la matière aujourd’hui (ce qui est l’ingrédient important pour résoudre les équations d’Einstein), il ne suffit pas de caractériser la nature la matière existante (comme nos théories le donnent) mais aussi connaître les conditions initiales, qui sont contingentes à la théorie. Ainsi, les théories seules ne sont pas suffisantes car on doit être capable de déterminer celles de leurs solutions qui sont aptes à décrire l’Univers. Pour cela, laissons nous guider par un constat observationnel : la distribution des galaxies semble être isotrope autour de nous, c.-à-d. la même (statistiquement) dans toutes les directions. Deux solutions semblent possibles : soit l’Univers est isotrope autour d’un seul point (il aurait donc un centre) et notre Galaxie se trouverait proche de ce centre soit l’espace est isotrope autour de chacun de ses points (l’espace est alors homogène car tous les points ont le même statut). Cette solution, qui ne présuppose pas que nous occupions une position particulière dans l’Univers, a été privilégiée, les scientifiques ayant probablement été échaudés par les tentatives passées visant à nous placer au centre de l’Univers. De nouveau, il a fallu pour cela s’abs traire des illusions géocentrique et anthropocentrique qui inclinèrent à l’assimilation de la portion visible de l’univers à la totalité ultime de l’univers. On suppose donc que nous n’occupons pas une place privilégiée dans l’espace. Ce principe est souvent appelé principe copernicien. Le nom de ce principe nous renvoie à Copernic qui proposa en 1542 dans son ouvrage de Revolutionis Orbis de ne pas positionner la Terre au centre du monde bien qu’une attitude similaire fût suggérée dès 1440 par Nicolas de Cues dans son ouvrage La Docte Ignorance qui défendait une thèse selon laquelle l’univers n’avait pas de centre et était partout identique (« La machine du monde a pour ainsi dire son centre partout et sa circonférence nulle part »).

14Ces trois hypothèses ne sont pas à considérer sur le même plan. Les deux premières concernent des théories fondamentales de la nature décrivant la gravitation, la matière et ses interactions alors que la troisième, le principe copernicien, ne concerne que les solutions de ces théories (nous supposons ainsi que l’Univers observable est représentatif de l’Univers dans son ensemble ; ce qui n’est pas vérifiable). Cette dernière hypothèse, incontournable et de nature strictement cosmologique, fixe une limite à notre connaissance de l’Univers : même une connaissance ultime des constituants et des lois fondamentales de la nature ne permettrait pas de s’affranchir d’une telle hypothèse. Ainsi, sans changer les lois de la nature, on peut concevoir qu’il soit possible de construire des modèles d’Univers très différents. Face à des anomalies du modèle, on peut avoir l’attitude de supposer que les lois physiques sont à remettre en cause (l’Univers nous offrirait alors l’indication excitante d’une « nouvelle physique »), ou bien remettre en cause le principe copernicien en décrétant que c’est l’extrapolation cosmologique (pour passer de l’univers observable à l’Univers global) et donc le choix des solutions cosmologiques de nos théories physiques qui est erroné.

Les Big Bangs

15Big Bang, plutôt Big Bangs, car le terme ne correspond pas à un seul modèle possible mais à une famille de modèles cosmologiques qui ont des points communs mais qui donnent des descriptions de l’Univers plus ou moins raffinées et ayant évolué au cours du temps.

Acte I : expansion de l’univers, une cosmologie relativiste

16Alexandre Friedmann et George Lemaître ont été les premiers à construire, de façon indépendante, des modèles d’Univers, respectivement en 1922 et 1927. Une première prédiction théorique en découle : l’espace doit être en expansion. Cette implication était révolutionnaire et allait à l’encontre de toutes les représentations de l’espace développées jusqu’alors. Même le père de la Relativité Générale, Albert Einstein, ne pouvait concevoir que l’espace ne soit pas statique. En 1917, alors qu’il travaillait à l’élaboration du premier modèle cosmologique dans le cadre de la Relativité Générale et essayait de déterminer la structure de l’espace-temps qui décrirait au mieux notre Univers, il supposa, comme la plupart de ses contemporains, que l’univers était statique. À l’époque, les vitesses observées des étoiles étaient faibles et l’identification des nébuleuses comme galaxies indépendantes, situées en dehors de la Voie lactée, ne se fit que dans le milieu des années 1920. Il n’y avait donc aucune raison de remettre en cause ce paradigme, fondement de la physique newtonienne.

17Cette propriété peut nous sembler contre-intuitive puisqu’elle ne se manifeste qu’aux échelles cosmologiques, sur des distances très grandes devant celles qui séparent deux galaxies. Ainsi, toutes les galaxies doivent s’éloigner les unes des autres avec une vitesse relative proportionnelle à leur éloignement. Il s’agit de la loi de Hubble, prédite par Lemaître en 1927 et vérifiée par l’observation en 1929, par Edwin Hubble à partir des mesures des vitesses d’une douzaine de galaxies proches. La constante de proportionnalité entre la vitesse et l’éloignement est la constante de Hubble qui représente le taux d’expansion de l’univers aujourd’hui.

18L’expansion de l’espace induit une dilatation de toutes les distances mais aussi des longueurs d’onde des spectres électromagnétiques, et ceci proportionnellement à la dilatation de l’espace, et d’une façon identique pour toutes les longueurs d’onde. Ainsi la longueur d’onde d’une transition atomique donnée sera observée avec une valeur double si elle émane d’un objet qui a émis la lumière que nous observons alors que l’Univers était deux fois moins dilaté qu’il ne l’est aujourd’hui. Ce décalage des spectres vers le rouge (redshift) permet ainsi de mesurer de combien l’Univers s’est dilaté entre l’émission de la lumière et sa réception, et donc de placer le phénomène ou l’objet observé dans l’histoire de l’univers.

Fig. 1 – Résumé des grandes phases du modèle du Big Bang dans ses diverses versions. Plus on remonte dans le passé moins la microphysique est contrôlée car nous devons considérer des extrapolations des lois de la nature connues à des échelles d’énergie non encore testées en accélérateurs de particules, comme ceux du CERN à Genève. Sont aussi indiqués les principales observations cosmologiques, l’âge de l’Univers (calculé) de ces événements et la température à ces époques

19Dans les modèles de Friedmann et Lemaître, l’expansion cosmologique permet de retrouver une notion d’espace. La géométrie de cet espace tridimensionnel ne peut être que de trois types : euclidien (on dit souvent « plat »), c.-à-d. la géométrie habituelle, sphérique ou hyperbolique. Cette géométrie est déterminée par la valeur moyenne de la densité de matière (i.e. du contenu matériel total de l’univers, quelle que soit la nature de cette matière : particule, rayonnement…) : au-dessus d’une certaine densité critique, l’espace a une géométrie sphérique, et en deçà une géométrie hyperbolique, la géométrie euclidienne étant la limite entre ces deux situations. Ceci illustre le lien entre le contenu en matière de l’Univers et sa géométrie.

Acte II : le Big Bang « chaud », vers une cosmologie physique

20Le modèle physique du Big Bang naît en 1948, suite aux développements apportés par George Gamow, Ralph Alpher et Robert Hermann aux solutions mathématiques de Friedmann et Lemaître, en tirant les conséquences de l’expansion cosmique sur les processus physiques. Le point central de ces constructions repose sur le fait que si l’on remonte dans le temps, la matière contenue dans l’Univers doit être de plus en plus concentrée et de plus en plus chaude. Si l’Univers est plus chaud dans le passé, alors il doit s’y produire des phénomènes physiques qui ne sont possibles qu’à haute énergie. L’Univers doit donc avoir une histoire thermique dont on doit pouvoir trouver des traces (voir figure 1). Deux de ces traces sont d’une grande importance : la nucléosynthèse primordiale et le fond diffus cosmologique.

21Le fond diffus cosmologique. Si l’Univers était plus chaud dans le passé, il doit exister un moment avant lequel la matière était sous la forme d’un plasma ionisé (constitué de protons, de noyaux d’hélium et d’électrons principalement). Dans un tel plasma, radiation et matière sont à l’équilibre si bien que la distribution en énergie de la radiation doit être celle d’un corps noir, son spectre étant caractérisé par un unique paramètre, la température. La température décroît au cours de l’expansion : si l’univers se dilate d’un facteur 10 alors la température décroît d’un facteur 10. Sous l’effet de l’expansion, le plasma se refroidit et sa température devient inférieure à la température d’ionisation de l’hydrogène, de l’ordre de 3 000 K, si bien que les électrons peuvent s’apparier avec les noyaux pour former des atomes (hydrogène et hélium) neutres (il s’agit de la recombinaison). La matière neutre interagissant avec la radiation beaucoup plus faiblement que la matière ionisée, l’Univers devient rapidement transparent et la radiation est libérée avec un spectre de corps noir à une température de l’ordre de 3 000 K, environ 380 000 ans après le Big Bang. Cette température continue de diminuer sous l’effet de l’expansion et est aujourd’hui observée avec une valeur de 2 725 K, ce qui correspond à un rayonnement micro-onde dont la densité est de 411 photons par cm3. Ce fond d’ondes électromagnétiques « fossile » a été détecté pour la première fois en 1964 par Arno Penzias et Robert Wilson, puis par de nombreuses autres expériences dont les satellites COBE et WMAP de la NASA et Planck Surveyor de l’ESA. L’existence de ce rayonnement prouve que l’Univers tel que nous le connaissons émerge d’un état chaud et dense à l’équilibre thermodynamique et l’uniformité de sa température dans toutes les directions du ciel consolide la validité du principe copernicien.

22La nucléosynthèse primordiale. L’étude des réactions nucléaires dans le contexte cosmologique permet aussi de comprendre l’origine des noyaux atomiques légers. À des températures supérieures à 1010 K, la matière est sous la forme d’un plasma de neutrons, protons, électrons et positrons maintenus à l’équilibre par l’interaction nucléaire faible. Vers 1010 K, le taux de réaction n’est plus suffisant car la matière s’est diluée sous l’effet de l’expansion cosmique. D’une part les neutrons libres se désintègrent en protons. D’autre part, dès que la densité de la radiation devient suffisamment faible pour ne plus dissocier les noyaux de deutérium qui se forment, les noyaux atomiques légers (deutérium, hélium, lithium) peuvent être synthétisés, environ 3 minutes après le Big Bang. Ce mécanisme prédit que l’abondance globale d’hélium est de l’ordre de 24 %, en accord avec les observations (voir chapitre 23).

23L’existence du fond diffus cosmologique et la nucléosynthèse primordiale sont considérées comme deux succès du modèle du Big Bang et permettent de relier la dynamique de l’univers depuis environ 10-3 s après le Big Bang à des observations. La physique et les énergies mises en jeu pour la compréhension de ces deux phénomènes sont très bien contrôlées en laboratoire. Ceci illustre le lien avec la physique des particules. Plus on remonte dans le temps, plus les énergies mises en jeu sont grandes et dépassent celles atteintes en accélérateur, comme au LHC (Large Hadron Collider) au CERN de Genève. La compréhension de l’Univers primordial repose donc sur des extrapolations des lois physiques connues à des énergies où elles n’ont pas encore été testées. Les prédictions deviennent ainsi naturellement plus spéculatives alors que l’on progresse vers les âges les plus reculés de l’Univers.

24Cette description résume la première forme que prit le modèle du Big Bang, ainsi que les trois piliers (la loi de Hubble, la nucléosynthèse primordiale et le fond diffus cosmologique), tous prédits avant d’être observés. Deux questions majeures illustrent qu’il n’est pas complet. Tout d’abord, si l’on continue à extrapoler dans le passé, la densité de la matière et la courbure de l’espace tendent vers l’infini. L’espace lui-même semble disparaître : il s’agit de la singularité initiale qui semble inévitable, tout comme si l’univers dans son ensemble apparaissait à un instant donné, arbitrairement choisi comme origine, et puis se dilatait de façon inexorable. Même si l’extrapolation des lois physiques à ces énergies semble osée, il faudra revenir sur cette question de l’origine que cette forme du modèle du Big Bang ne permet pas d’aborder. D’autre part, et de façon assez évidente, l’Univers n’est pas strictement homogène puisque nous observons des galaxies qui se regroupent en amas et en filaments ainsi que des grands vides. Ce modèle cosmologique ne s’applique donc que pour l’Univers moyenné sur de grandes distances.

Acte III : les grandes structures et la matière noire

25La gravitation est la force qui domine à grande échelle. Cette force est attractive si bien que toute surdensité de matière croit inexorablement en attirant la matière environnante. Ce processus permet en principe d’atteindre des surdensités suffisamment élevées pour mener à la formation de galaxies. Cependant, il est en compétition avec l’expansion de l’univers qui a tendance à diluer la matière et une question reste en suspens : d’où proviennent les perturbations de densité initiales qui mènent à ces grandes structures sous l’effet de la dynamique gravitationnelle ? L’idée de fluctuations thermiques, comme elles existent inévitablement dans tout gaz chaud, est attractive mais ne permet pas de résoudre le problème de façon satisfaisante, comme le prouva Lev Landau en 1946.

26Un élément de réponse a été obtenu à partir de l’observation du fond diffus cosmologique. Ce rayonnement est isotrope, mais à une certaine précision seulement. Comme les observations du satellite COBE, lancé en 1989, l’ont prouvé la température du fond diffus est de 2,725 K en moyenne mais il existe des petites fluctuations de température de l’ordre du microkelvin d’une direction à l’autre. Un gaz plus dense étant, d’après la loi de Stefan-Boltzmann, plus chaud, ces fluctuations de température indiquent l’existence de fluctuations de densité au moment de la recombinaison. On a progressivement compris que ces fluctuations de densité, observées alors que l’univers n’avait que 380 000 ans, permettaient de reproduire assez finement, à partir de la dynamique gravitationnelle seule, les propriétés de la distribution des grandes structures de l’Univers si on introduit un nouveau type de matière : la matière noire.

27La nécessité de cette nouvelle forme de matière n’était pas nouvelle puisque déjà, dans les années 1930, on avait remarqué que la masse visible des amas de galaxies était trop faible pour expliquer leur stabilité. Il en va de même pour les galaxies. À partir des années 1970, on réalisa que l’essentiel de la masse des galaxies ne se trouvait pas dans le disque galactique mais dans un halo sombre. On prouva que ce halo ne pouvait pas être constitué d’étoiles, de naines brunes, de planètes ou même de gaz froid (voir chapitre 16). En combinant ces observations avec les contraintes de la nucléosynthèse primordiale, on conclut que cette matière noire (Cold Dark Matter en anglais, d’où l’acronyme CDM) ne peut pas être constituée de matière ordinaire, c’est-à-dire de la matière qui est décrite par le modèle standard de la physique des particules. Ainsi nous devons introduire une composante matérielle non prédite par les théories actuelles afin de reproduire les phénomènes astronomiques. La plupart des extensions du modèle standard de la physique des particules contiennent des candidats pour cette matière. La matière noire est ainsi au centre de nombreuses recherches, aussi bien au niveau astrophysique qu’en accélérateur.

28Si on accepte cette hypothèse, on peut comprendre l’origine et la distribution des grandes structures de l’Univers et les relier aux fluctuations de densité qui existaient déjà 380 000 ans après le Big Bang.

Acte IV : le modèle « ΛCDM »

29Sous cette forme le modèle du Big Bang est à la base de la plupart des études cosmologiques contemporaines. D’une part, les observations permettent de reconstruire la dynamique de l’expansion cosmique et de l’évolution des grandes structures, et indirectement de déterminer le contenu matériel de l’Univers.

30L’analyse des grandes structures indique cependant, dès les années 1990, que l’Univers ne contient pas assez de matière noire pour être plat, comme le prédisent les modèles d’inflation (voir infra). Il faudrait que 70 % de la matière soit sous la forme d’un fluide de densité négative. De nouveau, l’astronomie nous pousse à introduire une composante de matière inconnue jusqu’alors : l’énergie sombre.

31Devant l’énormité de la proposition, la plupart des cosmologistes hésite à adopter ce modèle. Ils attendent en particulier les résultats des mesures des anisotropies du fond diffus cosmologique. Pourtant, c’est d’un autre type d’observations que viendront les données décisives : l’observation des supernovae de type Ia. Ces supernovae sont des phénomènes extrêmement lumineux, détectables aux échelles cosmologiques et dont on peut calibrer la luminosité, ce qui permet d’en déduire leur distance. Dès 1998, deux équipes indépendantes annoncent que ces supernovae semblent 25 % moins lumineuses qu’attendu dans un univers qui serait « plat » et qui contiendrait de la matière noire. En particulier, l’expansion récente devrait être en train de s’accélérer. Cette conclusion est surprenante car les équations dictant la dynamique de l’Univers, et issues de la théorie de la Relativité Générale, nous indiquent que ceci n’est possible que s’il existe une composante de matière ayant la propriété d’avoir une pression négative, ce qui n’a jamais été observé en laboratoire !

32Le candidat le plus naturel pour cette énergie sombre est la constante cosmologique, représentée par le symbole Λ dans les équations, qui correspond à un terme supplémentaire constant, compatible avec les principes de la Relativité Générale, dans la théorie de la gravitation. L’idée d’introduire cette constante n’est certes pas nouvelle puisqu’elle était au cœur du premier modèle cosmologique qu’Einstein proposa en 1917. En particulier, elle avait été évoquée à de nombreuses reprises car elle permettait de geler temporairement l’évolution de l’Univers et donc d’obtenir un âge de l’Univers plus grand. Soulignons ici que l’âge de l’Univers est une quantité calculée dans le cadre du modèle cosmologique et qui fait intervenir l’histoire de l’évolution cosmique, et donc le contenu matériel de l’Univers, dans sa globalité. Les mesures initiales de la constante de Hubble donnaient une estimation de l’âge de l’Univers de l’ordre de 2 milliards d’années, plus jeune même que la Terre. Les mesures les plus récentes, en particulier par le télescope spatial Hubble, mènent à un âge estimé de 13,7 milliards d’années.

33Aujourd’hui cette version du modèle, appelé ΛCDM pour rappeler la nécessité d’introduire de la matière noire (CDM) et une constante cosmologique (Λ), est magistralement confirmée par la quasi-totalité des observations cosmologiques. L’analyse des données observationnelles indique que 70 % du contenu matériel de l’Univers correspond à la constante cosmologique, la matière (constituée à 20 % de matière ordinaire et à 80 % de matière noire) représenterait 30 % du contenu matériel de l’Univers. La contribution de ces différentes composantes change au cours du temps si bien que le rayonnement électromagnétique, négligeable aujourd’hui, devient dominant dans le passé et que la constante cosmologique n’a un rôle significatif que dans les derniers milliards d’années.

Épilogue : acquis et problèmes

34Succès relatif cependant. Le contenu en matière de l’Univers est caractérisé avec une grande précision mais 95 % de cette matière doit être sous une forme inconnue de nos théories physiques actuelles. Le modèle donne une excellente description de l’Univers observable mais, en tant que physicien, on peut rester sur sa faim, voire le trouver douteux !

35L’introduction de la constante cosmologique à côté de la constante de Newton ne pose, du point de vue de la Relativité Générale, aucun problème, si ce n’est que ces deux constantes sont très disproportionnées. Cependant, et comme le remarqua Wolfgang Pauli dès les années 1930, la valeur de cette constante est problématique. En effet, la mécanique quantique prédit que le vide se comporte comme une constante cosmologique et que la valeur prédite dans le cadre de nos théories actuelles est d’au moins 1060 fois trop grande par rapport à sa valeur mesurée ! L’existence de l’énergie sombre souligne ainsi un problème de compatibilité du modèle cosmologique ce qui pousse les cosmologistes à revenir sur les hypothèses du modèle en cherchant à tester de façon fine la Relativité Générale aux échelles cosmologiques et le principe copernicien.

36Il n’en reste pas moins que d’autres problèmes persistent. Le premier est l’existence même de ce « moment » de Big Bang. Il s’agit d’une singularité, un point impossible à atteindre, où toutes les quantités physiques deviennent infinies. En acceptant que l’Univers ait une histoire, on soulève ainsi automatiquement des problèmes eschatologiques concernant le commencement. Ces questions suscitent inévitablement des paradoxes et des apories dans les cadres théoriques où elles apparaissent et nécessitent de les élargir. Une autre difficulté est liée à la géométrie de l’Univers : l’espace semble avoir une géométrie euclidienne, à une précision meilleure que le pourcent. Il est donc extrêmement plat. Or cet état est instable au cours de l’évolution cosmologique si bien que l’Univers devait être « plat » à mieux de 10-60 juste après le Big Bang, ce qui semble peu naturel. Il s’agit du problème de la platitude. D’autre part, pourquoi les différentes parties de l’Univers se sont-elles « mises en expansion » au même moment ? Comment ont-elles « communiqué » si elles étaient séparées de distances supérieures à celle que la lumière avait pu parcourir ? Ainsi, contrairement à ce que les observations prouvent, l’Univers ne devrait pas être si homogène. Pour finir, l’origine des fluctuations primordiales de densité reste inexpliquée dans ce modèle. Tous ces points soulignent que les conditions initiales de notre Univers semblent très particulières et fort peu probables.

37Ainsi, même si le fait que l’Univers émerge d’une phase chaude et dense à l’équilibre thermodynamique et si l’évolution de ses grandes structures se comprend à l’aide de la dynamique gravitationnelle, le modèle cosmologique soulève deux grandes questions, d’une part, aux époques les plus primordiales, sur les conditions initiales particulières qui semblent nécessaires et d’autre part, aux temps plus récents, sur la nature de l’énergie sombre, et dans une mesure moindre, de la matière noire. Dans ce cadre, tout progrès de la physique des hautes énergies pourrait nous amener à modifier le modèle dans ses phases primordiales, ce qui n’affecterait pas, ou peu, la description de ces phases ultérieures.

Vers une physique de l’Univers primordial

38Une piste fructueuse sera ouverte au cours de l’année 1981, sous l’influence d’Alan Guth, même si quelques travaux précurseurs auraient pu laisser entrevoir la révolution dès la fin des années 1970. Celle-ci trouve son origine dans les conditions initiales très particulières que notre univers devait avoir : l’espace devait être homogène et isotrope et avoir une géométrie euclidienne avec un degré de précision plus que raisonnable.

39On réalisa que si l’expansion de l’Univers était exponentiellement accélérée dans sa phase la plus primordiale, on appelle une telle phase une phase d’inflation, alors le problème de l’homogénéité et de la platitude seraient résolus. En effet, l’Univers est dilaté dans des proportions gigantesques si bien que tout l’Univers observable correspond à une toute petite zone initiale, et peut donc être homogène si la phase d’inflation est suffisamment longue. D’autre part, notre Univers observable est minuscule comparé au rayon de courbure de l’Univers si bien que notre vision, limitée par un horizon, ne peut percevoir que l’espace est courbé.

  • 1 Un champ scalaire est une quantité physique qui prend une valeur bien déterminée en chaque point d (...)

40Il y a aujourd’hui de nombreuses versions de ces modèles d’inflation. Elles reposent presque toutes sur un type de matière appelé champ scalaire1. Bien que de tels champs scalaires ne soient pas rares dans les modèles de physique des particules, nous n’en avons encore jamais observés un en accélérateur. Tous les modèles situent la phase d’inflation vers 10-35 s après le Big Bang. Ce champ scalaire a une énergie qui est la source de l’expansion cosmique accélérée. Pendant cette phase, la matière ordinaire est exponentiellement diluée et seule l’énergie du champ scalaire domine. La phase d’inflation ne peut cependant pas durer indéfiniment car la valeur du champ scalaire diminue. Dès qu’il atteint un minimum d’énergie, il se stabilise et se désintègre ensuite en particules et en rayonnement (il s’agit du phénomène de réchauffement de l’Univers, encore très mal compris) et l’expansion reprend ensuite son cours « normal » tel qu’il a été décrit précédemment. Ainsi, en invoquant un nouveau type de matière, on peut expliquer l’existence d’une phase primordiale d’expansion accélérée nécessaire pour comprendre pourquoi l’Univers observable est si plat et homogène, mais aussi l’origine de la matière.

41Ce n’est pas tout, on réalisa presque immédiatement que ce champ scalaire doit être traité de façon quantique si bien que sa valeur doit fluctuer selon les lois de la mécanique quantique. Les fluctuations quantiques du champ scalaire sont responsables de fluctuations de sa densité, qui sont amplifiées par l’expansion cosmologique et dont les propriétés sont compatibles avec les fluctuations de température observées dans le fond diffus cosmologique. Ainsi, et alors qu’ils n’avaient pas été construits pour cela, les modèles d’inflation fournissent de façon naturelle, et presque surprenante, une explication pour l’origine des grandes structures de l’Univers : elles seraient reliées aux fluctuations quantiques du champ scalaire responsable de la phase d’inflation. Ce n’est bien sûr pas une preuve de la validité de ce modèle mais c’est un fait remarquable qu’aucune autre théorie n’a réussi à égaler.

42Cette description de l’Univers primordial peut néanmoins ressembler à de la science-fiction puisqu’elle implique que toute la matière contenue dans notre univers observable, environ 1051 tonnes, aurait été produite à partir de moins de 10-5 g de matière concentrée dans une zone de rayon 10-33 cm, le tout sous l’effet de la gravitation seule. La durée de la phase d’inflation nécessaire pour rendre compte des propriétés de notre univers est d’environ 10-30 s. Cependant des champs scalaires capables d’être à l’origine d’une phase d’inflation apparaissent dans presque toutes les extensions du modèle standard de la physique des particules et ce modèle, très efficace et élégant, est aujourd’hui le seul capable de rendre compte, de façon causale, des propriétés de notre univers observable : grande homogénéité et existence des grandes structures.

43L’image à laquelle nous arrivons est celle d’une phase primordiale d’inflation suivie d’un réchauffement se raccordant ainsi sur le modèle du Big Bang, inchangé par ailleurs. L’inflation n’est donc qu’une extension permettant de résoudre, de façon unifiée, la plupart des problèmes préexistants du Big Bang.

Au-delà de l’Univers

44Les modèles d’inflation ont des implications très spéculatives et controversées que l’on ne peut pas passer sous silence. En particulier, le champ scalaire responsable de l’inflation n’a aucune raison d’être distribué de façon homogène. Aux très grandes échelles, les fluctuations quantiques sont telles qu’il existe encore, et existera toujours, des zones en inflation. L’univers peut alors être vu comme une structure très inhomogène de laquelle émergent perpétuellement des « universbulles ». Dans ce cadre, il ne faut plus considérer le début de notre univers au moment de la singularité du Big Bang mais au moment de l’apparition de la bulle d’Univers qui contient notre Univers observable. Dans cette vision d’inflation éternelle, l’Univers n’a pas de début ou de fin et sa taille est infinie. C’est une structure éternelle produisant des univers de façon continue et le problème de l’origine de NOTRE Univers est « résolu » (certains peuvent cependant penser « noyé ») en invoquant l’existence d’une multitude d’univers, tout comme l’origine d’un individu n’est comprise qu’en le replaçant au sein d’une espèce, collection d’individus ! (Comparez les théories qui pourraient être développées par une cellule essayant de comprendre l’origine du corps où elle se trouve selon qu’elle suppose qu’il est unique, ou un simple élément d’une espèce…)

45Cette vision est sans aucun doute très spéculative mais fait écho à des prédictions en physique des hautes énergies, comme la théorie des cordes. Dans ce cadre, le nombre de minima d’énergie du champ scalaire est énorme, plus de 101000 et chaque minimum correspond à des lois physiques et à des valeurs des constantes physiques différentes. Ainsi, chaque bulle d’Univers pourrait avoir des lois spécifiques différentes mais toutes issues d’une théorie plus fondamentale ; le nombre de dimensions d’espace est aussi différent d’un univers à l’autre.

46À l’échelle de cet ensemble d’univers, que l’on qualifie de multivers (d’après la définition de l’introduction il faudrait appeler cette structure univers ! Mais cela serait une source de confusion), l’espace n’est pas homogène (voir figure 2). Il a une structure fractale et la vie (du moins sous la forme qu’on connaît) n’est pas possible dans n’importe quelle bulle d’univers car pour la plupart, les lois de la physique y sont telles que notre type de vie ne peut pas apparaître. Dans ce cadre, on « explique » la particularité des propriétés de notre Univers en n’en faisant qu’un univers parmi une multitude et en invoquant le principe anthropique qui stipule que seuls les univers permettant l’apparition de la vie sont potentiellement observés et étudiés par des astronomes. Ainsi, la raison justifiant la validité du principe copernicien à l’échelle de notre univers, c.-à-d. l’inflation, impliquerait aussi que ce principe ne serait pas valable à l’échelle du multivers car seules certaines zones de ce multivers sont propices à l’apparition de la vie. Notre Univers observable serait seulement représentatif de notre bulle d’univers et le principe anthropique est par essence anti-copernicien.

Fig. 2 – La vision spéculative qui émerge de l’étude de l’inflation. Notre Univers n’est qu’une bulle d’espace-temps issue d’une structure éternelle produisant des univers de façon continue. À l’échelle de notre Univers l’inflation justifie le principe copernicien : nous n’habitons pas dans une région particulière de l’univers, i.e. de notre bulle d’univers. À l’échelle du multivers, le principe copernicien est remplacé par le principe anthropique qui stipule que seuls les univers dont les lois de la nature permettent l’apparition d’une vie sous une forme quelconque sont potentiellement observés. Cette vision repose sur une extrapolation des lois de la nature actuellement connues et sur les observations de notre Univers observable. La conjonction de ces observations locales et de la théorie nous incitent à imaginer une telle structure globale pour l’Univers

47L’existence d’une telle structure n’est pas testable expérimentalement mais est suggérée par divers pans de la physique : interprétation moderne de la mécanique quantique, théorie des cordes, inflation… En particulier, ce n’est pas une théorie mais une conséquence spéculative de l’extrapolation actuelle de nos théories physiques et du modèle cosmologique. Inutile de souligner que de nombreuses réalisations de cette idée coexistent. Aucune n’est actuellement assez bien définie pour s’imposer (en particulier postuler l’existence d’une multitude d’univers est une chose, prouver que cet ensemble contient un univers semblable au nôtre en est une autre.) Cette vision semble cependant aujourd’hui la seule capable d’aborder la question « Pourquoi notre Univers est-il comme il est ? » sans introduire de finalisme. Les lois physiques fondamentales ne suffisent pas à comprendre notre Univers car une contingence subsistera toujours (pourquoi les constantes ont les valeurs qu’elles ont ? pourquoi les symétries des théories sont celles observées et non d’autres ? Pourquoi a-t-on telle ou telle condition initiale ?…)

48Ainsi, le multivers est l’image de la réalité qui nous est fournie par l’extrapolation ultime des lois de la nature que nous connaissons et par notre volonté de faire disparaître la contingence. Comme telle, cette vision est importante car ce qui rend précieux une théorie, ou un modèle, c’est sa capacité à expliquer non pas ce dont nous avons l’expérience mais à révéler une réalité sous-jacente inaccessible par ailleurs. Elle remet en cause notre place dans l’Univers et les débats sur son origine et n’est, finalement, que la simple continuation des extrapolations de Digges et de Kant, ou de tout esprit qui utilise la théorie pour s’affranchir de la myopie inhérente à sa position d’observateur et qui se laisse à penser que pour donner un sens à l’univers que l’on observe, il faut l’imaginer plus grand qu’il ne semble l’être. Dans L’éternité par les astres, publié en 1872, Auguste Blanqui ne se permet-il pas une spéculation poétique dans laquelle il imagine, sur les bases de la connaissance des 64 corps simples (atomes dirions-nous aujourd’hui) connus à l’époque et sur leurs combinaisons possibles (mais par construction en nombre fini) dans un univers infini, la possibilité de l’éternité par la multiplication des mondes.

49La science apporterait ainsi de l’eau au moulin de la thèse philosophique du réalisme modal, qui suppose l’existence d’autres mondes et que toutes les manières dont un monde pourrait être est une manière dont un monde est. Dans ce cadre, la possibilité équivaut à une quantification existentielle (il existe des univers où…) alors que la nécessité prend la forme d’une quantification universelle (pour tous les univers…) si bien que ce qui est impossible n’est le cas dans aucun monde et que ce qui est contingent est le cas dans certains univers, mais non dans d’autres.

50Le jeu est actuellement similaire à la démarche d’Auguste Blanqui. Mais pour lui donner sens, il faut être capable de caractériser l’espace des possibles et les quantités qui sont contingentes et celles qui sont nécessaires. Ceci ne peut se déterminer seulement a priori dans un cadre théorique, comme aujourd’hui celui de la théorie des cordes malheureusement pas encore suffisamment bien défini. Dans ce cadre, on estime que le nombre d’univers différents est supérieur à 101000, mais est-il fini ? Est-ce qu’un univers semblable au nôtre existe dans cet ensemble ? Cet ensemble est-il actuel ou simplement potentiel ? Comment définir une mesure, sans laquelle la généricité de notre univers ne peut pas être discutée, sur cet ensemble ? Si la description de ce multivers dépend de notre connaissance des théories physiques, comment savoir si elle est une bonne image de cette structure (et même s’il est nécessaire de supposer son existence) ?

51Selon ses détracteurs, et ils n’ont pas tort, cette thèse dépasse les canons classiques de la recherche scientifique, mais n’en est-il pas de même de la question à laquelle nous tâchons de répondre (« Pourquoi notre univers est-il comme il est ? »). Il se peut en effet que d’accepter une ontologie controversée pour des bénéfices théoriques nous induise en erreur, et que ces bénéfices ne soient pas à la hauteur de leur prix et puissent être obtenus autrement. À n’en pas douter, cette vision de l’Univers primordial risque d’évoluer considérablement et de susciter des débats enflammés, et espérons-le non stériles, au cours des années à venir. Elle est non testable, certes, mais vertigineuse dans la nature de la réalité qu’elle révèle et qui ne pourra jamais être déduite par une simple description des objets de notre univers local. Voilà peut-être le moteur de ces recherches théoriques à la marge de la science considérée comme traditionnelle !

52À l’heure actuelle, l’attitude la plus raisonnable est probablement de ne pas rejeter cette possibilité du revers de la main tout en n’en faisant pas la direction principale de recherche en cosmologie car de nombreuses autres questions, plus concrètes et tout aussi importantes, restent à élucider. En particulier la connaissance de notre Univers local et son utilité pour tester les lois de la physique connue sont centrales car l’univers est le système le plus vaste où l’on peut tester l’universalité de ces lois. Ce débat délimite une ligne pour la cosmologie : doit-on essayer d’obtenir une image cohérente de l’univers global sachant que seuls les phénomènes ayant eu lieu dans notre univers observable peuvent être testés et que fort probablement ces constructions globales ne pourront ainsi jamais l’être.

Vous avez dit Big Bang ?

53Le concept de Big Bang recouvre donc des réalités multiples. Le modèle standard du Big Bang donne une image très fidèle de l’histoire de notre univers et de sa structuration, principalement entre une microseconde et aujourd’hui. Ceci est établi et des alternatives telles que celle de l’univers statique sont aujourd’hui définitivement exclues. Certains flous persistent aux instants les plus primordiaux (où l’on doit invoquer les modèles d’inflation, à des énergies où la physique est très spéculative), et aux instants les plus récents (où une forme exotique de matière fait jour, à tel point que 95 % de la matière est sous une forme encore inconnue). Rien ne prouve que nous pourrons répondre à ces questions mais le flot des données astronomiques laisse espérer que la nature de la matière noire sera élucidée, et peut-être celle de l’énergie sombre aussi à plus longue échéance. D’ailleurs il n’y a pas de preuves irréfutables de l’existence de ces formes de matière, seulement un faisceau d’arguments convergents. Il en est de même de l’inflation. Ces deux fils d’Ariane sont actuellement tirés de toute part afin d’obtenir une représentation encore plus satisfaisante de notre univers, dans sa globalité. Le modèle du Big Bang est bien ancré observationnellement et suffisamment flexible pour incorporer les images suggérées par les nouvelles théories physiques.

54La cosmologie est certes une science observationnelle, mais son sujet d’étude nous conduit à extrapoler continuellement afin de proposer des représentations de l’Univers toujours plus larges, qui peuvent sembler folles à une époque puis respectables (ou exclues) dès que notre connaissance des théories fondamentales et de notre univers local progresse. Il ne peut pas en être autrement si nous espérons construire un modèle qui ne soit pas une simple description de notre petit coin de l’Univers et les structures globales de l’univers invoquées sont nécessaires pour donner un sens à ce que l’on observe localement. Ceci illustre ce que nous avons souligné dès l’introduction : la difficulté de s’abstraire des observations (et donc des propriétés de notre Univers local, de notre bulle d’Univers) pour construire une représentation de l’univers dans sa globalité. Dans ce cadre, notre Univers n’est qu’un simple échantillon, dont la représentativité est quantifiée par le principe anthropique. Cet Univers se présente ainsi à nous plus comme une idée, au sens kantien, puisqu’il dépasse le champ de l’expérience.

55Le XXe siècle a vécu, grâce à la relativité générale et aux progrès observationnels, l’éclosion de la cosmologie scientifique qui a permis d’exclure de nombreux modèles. Ce début de XXIe siècle se profile riche en nouvelles observations, par exemple via les ondes gravitationnelles ou les neutrinos, incontournables pour que cette discipline continue à garder son statut scientifique, et en nouvelles théories qui, à n’en pas douter, offriront de nouveaux visages à notre Big Bang.

Bibliographie

Références bibliographiques

• Carr B., 2007, Universe or multiverse, Cambridge, Cambridge University Press.

• Green B., 2000, L’univers élégant, Paris, Laffont.

• Luminet J.-P., 2004, L’invention du Big Bang, Paris, Seuil.

• Peter P. et Uzan J.-P., 2005, Cosmologie Primordiale, Paris, Belin.

• Silk J., Une brève histoire de l’univers, Paris, Odile Jacob, 2003.

• Uzan J.-P., 2007, Ici l’univers !, Paris, Le Pommier.

Notes

1 Un champ scalaire est une quantité physique qui prend une valeur bien déterminée en chaque point de l’espace-temps. Cette valeur est un scalaire, par exemple une valeur réelle, contrairement, par exemple, au champ électromagnétique qui associe un vecteur à chaque point de l’espace. Un tel champ a une énergie qui dépend de sa valeur et de ses gradients en chaque point.

Table des illustrations

Légende Fig. 1 – Résumé des grandes phases du modèle du Big Bang dans ses diverses versions. Plus on remonte dans le passé moins la microphysique est contrôlée car nous devons considérer des extrapolations des lois de la nature connues à des échelles d’énergie non encore testées en accélérateurs de particules, comme ceux du CERN à Genève. Sont aussi indiqués les principales observations cosmologiques, l’âge de l’Univers (calculé) de ces événements et la température à ces époques
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Légende Fig. 2 – La vision spéculative qui émerge de l’étude de l’inflation. Notre Univers n’est qu’une bulle d’espace-temps issue d’une structure éternelle produisant des univers de façon continue. À l’échelle de notre Univers l’inflation justifie le principe copernicien : nous n’habitons pas dans une région particulière de l’univers, i.e. de notre bulle d’univers. À l’échelle du multivers, le principe copernicien est remplacé par le principe anthropique qui stipule que seuls les univers dont les lois de la nature permettent l’apparition d’une vie sous une forme quelconque sont potentiellement observés. Cette vision repose sur une extrapolation des lois de la nature actuellement connues et sur les observations de notre Univers observable. La conjonction de ces observations locales et de la théorie nous incitent à imaginer une telle structure globale pour l’Univers
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Auteur

Directeur de recherche au CNRS à l’Institut d’Astrophysique de Paris et à l’université Pierre et Marie Curie. Il enseigne la cosmologie au M2 de Physique théorique à l’École normale supérieure de Paris et la physique à l’École Nationale supérieure des Mines de Paris. Ses travaux portent principalement sur la cosmologie théorique et les théories de la gravitation. Il est l’auteur de plusieurs ouvrages (Cosmologie Primordiale, De l’importance d’être une constante, La gravitation et Ici l’Univers !)

© CNRS Éditions, 2010

Conditions d’utilisation : http://www.openedition.org/6540

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