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Création et salut

 | 
Adolphe Gesché
, 
Jacques Demaret
, 
Pierre Gibert
, 
et al.

Chapitre II. L’univers, la physique et l’homme

Jacques Demaret

Texte intégral

  • 1 Cl. TRESMONTANT, Sciences de l’Univers et problèmes métaphysiques, Paris, Seuil, 1976, p. 215.

« Le point de départ de l’analyse métaphysique, ce ne sont pas des textes, mais la réalité elle-même, dans sa splendeur »1.

1Jusqu’à l’avènement de la cosmologie relativiste en 1917, la réponse aux grandes interrogations de nature métaphysique sur la place de l’homme dans l’Univers, sur la structure globale de l’Univers, son origine, son évolution et son destin, relevait exclusivement de la philosophie, voire de la théologie.

2Aujourd’hui, la cosmologie relativiste, basée sur la théorie de la relativité générale, développée par Einstein, a acquis une maturité certaine et un statut scientifique que plus personne ne songe à lui contester, ceci, grâce aux progrès fulgurants des techniques d’observation astronomique, d’une part, et des recherches théoriques, d’autre part. C’est dans le cadre de cette nouvelle discipline que les scientifiques ambitionnent d’apporter une solution, qu’ils espèrent objective et définitive, aux problèmes essentiels de portée métaphysique concernant l’Univers.

3Cet exposé se veut, à la fois une description de découvertes observationnelles importantes de portée cosmologique faites au cours de ce siècle, une description des modèles d’Univers fondamentaux et une discussion critique des hypothèses les plus audacieuses avancées récemment en cosmologie. Parmi celles-ci, une des plus intéressantes, mais aussi des plus controversées, est, sans conteste, le « Principe Anthropique », qui établit des liens privilégiés entre les caractéristiques physiques et l’architecture de notre Univers, voire même le fait de son existence, et notre présence dans l’Univers, en tant qu’êtres vivants et pensants.

4Il me paraît opportun de rappeler tout d’abord, brièvement, les conceptions essentielles de l’Univers qui ont jalonné l’histoire de l’humanité.

I. Cosmologie pré-relativiste

5En fait, l’interrogation de l’homme sur le cosmos qui l’entoure est aussi vieille que l’humanité elle-même, mais, au cours des siècles passés, cette interrogation était plus philosophique que scientifique : en effet, depuis que l’homme pense, il s’est forgé une idée de l’Univers, à l’intérieur d’un ensemble de mythes et de doctrines philosophiques et religieuses. Chaque civilisation a ainsi essayé d’apporter une réponse à ces quelques grandes questions : l’Univers est-il fini ou infini ? A-t-il été créé ex nihilo ou a-t-il été constitué à partir d’une matière première préexistante ? A-t-il existé de tout temps ou naquit-il un jour sous l’impulsion d’un Etre supérieur ? Aura-t-il éventuellement une fin ?

6Ce sont les philosophes grecs puis, plus tard, les philosophes et les théologiens chrétiens qui ont porté les problèmes touchant l’Univers dans son ensemble, sur le plan de la discussion rationnelle. L’image du cosmos qui a prévalu jusqu’à l’avènement de la science moderne est essentiellement celle qu’avait déjà Aristote au 4ème siècle avant Jésus-Christ : elle s’est perpétuée durant toute la période médiévale et c’est elle qui est adoptée, par exemple, au 13ème siècle, par Saint Thomas d’Aquin, dans ses travaux de théologie : le Monde, qui est unique, est conçu comme une immense sphère de dimensions finies ; il est constitué par des sphères solides concentriques, centrées sur la terre et se superposant autour d’elle comme les couches successives d’un oignon. On y distingue deux zones radicalement différentes : le monde sublunaire comprenant la terre qui est le centre immobile de l’Univers, ainsi que la région allant jusqu’à la lune, est soumis à la corruption ; le monde supralunaire, lui, est constitué de sphères s’emboîtant les unes dans les autres : il contient les planètes, le soleil et les étoiles et s’étend de la sphère de la lune jusqu’à la limite extérieure du cosmos ; il n’est pas soumis à la corruption et n’est susceptible que de mouvement local.

7Pour Aristote, la création de l’Univers est impensable ; la matière première de l’Univers est éternelle, nécessaire et incréée. L’Univers est éternel et n’a pas eu de commencement. C’est essentiellement la question de la création de l’Univers qui différencie Aristote et les théologiens catholiques. On sait, en effet, qu’une caractéristique essentielle de la cosmogonie biblique est la création du monde ex nihilo, c’est-à-dire de rien, par un Etre supérieur divin, fondamentalement distinct de l’univers matériel (cfr les livres de la Genèse et des Macchabées).

Figure 1 : Système géocentrique de Ptolémée, tel qu’il apparaît dans l’ouvrage : « Cosmographia », publié en 1539 par Peter Appianus.

8Une étape capitale dans le développement de l’astronomie et de la cosmologie est le remplacement du système du monde géocentrique de Ptolémée (cfr Figure 1) par le système du monde héliocentrique de l’astronomie classique, suite aux travaux de Galilée, Copernic et Képler. De plus, une nouvelle dynamique régissant le monde matériel est fondée par Galilée et Newton. Les lois de la gravitation newtonienne débouchant sur la mécanique céleste permettant de décrire le mouvement des planètes et de prédire leurs positions dans le temps avec une précision remarquable. Alors que l’Univers médiéval est une sphère finie, l’Univers newtonien est spatialement infini : plus pécisément, son cadre ou contenant (l’espace absolu, préexistant en quelque sorte aux corps matériels et indépendant d’eux) est infini de droit.

9L’Univers est supposé créé, en accord avec la conception biblique, et c’est ainsi qu’en 1658, l’évêque anglais Usher fixe la date de son commencement à 4004 avant Jésus-Christ, ceci en admettant la succession des générations telle qu’elle apparaît dans la Bible, ce qui donnerait 5993 ans pour l’âge actuel de l’Univers... Leibniz pour sa part soutenait qu’un Univers spatialement infini d’une durée limitée était illogique. Ainsi, pour Leibniz, le Monde devait-il être infini à la fois dans l’espace et dans le temps.

10Au 18ème siècle, dans ses fameuses antinomies, Kant pensait, lui, pouvoir démontrer que les questions de savoir si l’Univers existe depuis un temps fini ou infini, d’une part, et est limité ou spatialement infini, d’autre part, n’ont pas de sens. Ces conclusions ont été critiquées dans la suite, à plusieurs reprises, notamment par Russell qui devait montrer que les raisonnements de Kant dans le domaine cosmologique n’étaient pas logiquement fondés.

11Du point de vue de l’observation astronomique, avec la construction de télescopes de plus en plus puissants, l’étendue de l’Univers observable s’est mise à croître de plus en plus. Ce fut d’abord la mise en évidence par Herschel de la structure de notre galaxie, avec un noyau central, d’où se détachent des bras spiraux constitués d’étoiles et de matière interstellaire gazeuse. Au début du 19ème siècle, les observations de Herschel et de Messier avaient, de plus, révélé l’existence de plusieurs centaines de nébuleuses, certaines ayant la forme de disques, d’autres étant elliptiques. La nature de ces nébulosités est restée pendant près d’un siècle une énigme : déjà, vers 1750, Swedenborg, Lambert, Wright et Kant avaient émis la conjecture qu’il puisse exister d’autres systèmes stellaires semblables à notre galaxie et situés très loin d’elle (les « univers-îles » de Kant), mais la démonstration irréfutable de l’existence, parmi les nébuleuses observées jusqu’alors, de certaines situées en dehors de notre galaxie, devait attendre la fin de 1924. C’est, en effet, grâce au plus grand télescope de l’époque, le télescope de 2,5 m de diamètre du Mont Wilson que l’astronome Hubble devait déceler dans trois de ces nébuleuses et notamment dans la nébuleuse Andromède, des étoiles variables de type Céphéide, qui sont de précieux indicateurs de distance, et qui lui permirent de montrer que ces nébuleuses étaient situées bien au-delà de notre galaxie : il s’agit, en fait, d’autres galaxies semblables à la nôtre. Pour situer l’échelle des distances, disons que le diamètre de notre galaxie est de l’ordre de 30 kpc (1 pc (parsec) = 3,26 années-lumière), c’est-à-dire à peu près 100.000 années-lumières (1 année-lumière = 1018 cm), alors que la distance entre notre galaxie et Andromède est de l’ordre de 700 kpc.

12Les conséquences de cette découverte allaient évidemment se révéler extrêmement importantes : en effet, pour la première fois, le regard de l’homme pouvait sortir de sa galaxie et s’étendre même éventuellement bien au-delà.

II. Les modèles cosmologiques relativistes

13Ainsi, avec la reconnaissance potentielle de l’étendue spatiale réelle de l’Univers matériel, qui découlait des observations de Hubble, la cosmologie scientifique allait pouvoir naître. Aujourd’hui, grâce aux grands télescopes tels que celui de 5 m du Mont Palomar, aux Etats-Unis, celui de 3, 6 m de l’ESO au Chili ou encore celui de 6 m de Zelenchuk, en Union Soviétique, c’est par milliards que les galaxies apparaissent sur les clichés photographiques...

14D’autre part, dès 1915, avec le développement par Einstein de la relativité générale, une théorie du champ gravitationnel généralisant celle de Newton au cas de champs forts, le problème de la structure globale de l’Univers allait pouvoir être abordé de manière théorique et ce, pour la première fois. C’est Einstein lui-même qui, en 1917, suivant en cela une certaine logique dans ses recherches, devait appliquer sa théorie au problème cosmologique. En effet, les hypothèses fondamentales de la relativité générale, concernant l’espace, le temps, la matière et l’énergie sont telles que la question de la structure globale de l’Univers ne pouvait pas être évitée. En fait, l’interprétation géométrique de la gravitation, qui constitue la caractéristique essentielle de la relativité générale, débouche, comme nous le verrons, sur une véritable définition scientifique de l’Univers, en termes de géométrie globale de l’espace-temps, définition qui est à la base de la cosmologie théorique moderne.

15Cette convergence inattendue et fortuite de deux itinéraires a priori distincts, celui de la théorie physique et celui de l’observation astronomique, permettait ainsi, dans les années vingt, de poser, pour la première fois, le problème de la structure globale de notre Univers de manière scientifique. La science prenait ainsi le relais de la philosophie pour essayer d’apporter une réponse objective à ces grandes questions concernant l’Univers qui, depuis des millénaires, n’ont cessé de préoccuper l’homme :

  • Etendue spatiale : L’Univers est-il spatialement fini ou infini ?
  • Evolution : Est-il statique ou stationnaire ou en évolution ? Dans ce dernier cas, est-il cyclique ?
  • Commencement : A-t-il connu un commencement absolu dans le temps ou est-il de durée infinie dans le passé ?
  • Fin (problème eschatologique) : Aura-t-il une fin ou bien est-il éternel ?
  • Quelle est l’origine de la matière dont sont faits tous les constituants de l’Univers, depuis les galaxies jusqu’aux êtres vivants ?
  • Le problème cosmogonique : Quelle est l’origine des structures à grande échelle qui emplissent l’Univers, telles que les galaxies et les groupements de galaxies qu’on appelle amas de galaxies ?

Les principes de base de la cosmologie relativiste

16Selon la relativité générale, l’Univers constitue un espace continu à quatre dimensions (que l’on appelle espace-temps), rempli de matière. Ces quatre dimensions comprennent les trois dimensions habituelles d’espace et une quatrième dimension, le temps, qui n’exprime rien d’autre que le fait que l’observation d’événements dans l’Univers ne peut se faire que via la réception de rayons lumineux (ou radio, X, ...) se déplaçant à la vitesse de la lumière, si bien que pour caractériser complètement la position dans l’Univers de la source du rayonnement, il y a lieu de donner, en plus de ses trois coordonnées spatiales, une coordonnée temporelle correspondant à l’instant d’émission de la radiation que nous recevons aujourd’hui.

17La caractéristique essentielle de la relativité générale est que la distribution de matière et d’énergie dans l’Univers détermine la structure géométrique de l’espace-temps constituant l’Univers par l’intermédiaire d’une série d’équations complexes, découvertes par Einstein : la géométrie spatiotemporelle, solution de ces équations, est typiquement courbe. L’exemple le plus simple de géométrie courbe à deux dimensions est celui de la surface d’une sphère dont la géométrie est manifestement différente de la géométrie plane habituelle.

18Les équations d’Einstein sont extrêmement difficiles à résoudre. Mais, si on veut les appliquer à l’Univers dans son ensemble, du moins dans son état actuel, on peut se permettre des simplifications justifiées, tout à fait providentielles. La première consiste à adopter le principe cosmologique, selon lequel nous n’occupons pas dans l’Univers une position privilégiée qui se distinguerait, en moyenne, de toutes les autres : les propriétés de l’Univers sont alors les mêmes en tout point, à un instant donné ; l’Univers est dit spatialement homogène. De plus, on suppose que l’Univers est isotrope, c’est-à dire qu’il a les mêmes propriétés dans toutes les directions autour de nous. Ce principe cosmologique n’a pas, en fait, le statut d’un véritable principe physique ; tout au plus, peut-on le considérer comme une hypothèse de travail que l’observation devra se charger de confirmer ou

Figure 2 : Les modèles cosmologiques spatialement homogènes et isotropes de type FRW peuvent être classés, du point de vue de l’évolution temporelle de leur taille, en deux grands types : d’une part, ceux pour lesquels l’expansion est perpétuelle, c’est-à-dire les modèles de géométrie spatiale ouverte (caractérisée par un paramètre de courbure k =– 1) et ceux de géométrie spatiale plane, c’est-à-dire les modèles d’Einstein-de Sitter (k = 0), et, d’autre part, ceux de géométrie spatiale sphérique, pour lesquels l’expansion se ralentit, s’arrête et est suivie d’une phase de contraction symétrique (k = 1). Diverses observations suggèrent que l’Univers actuel se situe dans la zone hachurée, à cheval sur la courbe k = 0, mais très proche de cette courbe (donc d’un modèle d’Einstein-de Sitter).

19Tous ces modèles sont passés, il y a un temps fini (estimé à quinze milliards d’années), par une singularité, baptisée « Big Bang » et caractérisée par une densité de matière et une courbure infinies. La théorie prévoit que les modèles fermés doivent se recontracter vers une singularité de même type, baptisée « Big Crunch ».

20d’infirmer.

21La seconde hypothèse à la base des modèles cosmologiques orthodoxes consiste à supposer que l’Univers est rempli d’un gaz matériel, dont les constituants élémentaires actuels seraient les galaxies ou éventuellement les amas de galaxies.

Les modèles de Friedmann-Robertson-Walker

22Les hypothèses précédentes conduisent de manière univoque aux modèles d’Univers, dits de Friedmann-Robertson-Walker (FRW), qui ont été obtenus en 1923 par le météorologiste Friedmann et, en 1935, par les physiciens Robertson et Walker.

23Ces modèles possèdent tous une géométrie spatiale courbe, variable au cours du temps, caractérisée par la variation temporelle d’un « facteur d’échelle » ou « rayon » de l’Univers, désigné par R (l’équivalent du rayon de la surface de la sphère), matérialisé physiquement par une modification de la distance entre deux galaxies quelconques.

24Il existe trois types possibles de modèles d’Univers spatialement homogènes et isotropes distingués par le signe de leur courbure spatiale (voir Figure 2).

  • Si la courbure est positive, l’espace est sphérique et fermé, c’est-à-dire que son volume est fini. Le « rayon » de l’Univers augmente avec le temps ; donc, ce modèle est en expansion : celle-ci ne dure cependant pas indéfiniment ; elle se ralentit, s’arrête et est suivie d’une phase de contraction. Une très bonne représentation à deux dimensions de ce modèle est la surface d’un ballon que l’on gonfle, puis dégonfle pour simuler le phénomène d’expansion-contraction.
  • Si l’espace est à courbure constante négative, il est de type hyperbolique ; il est ouvert et de volume infini. Une représentation à deux dimensions de ce modèle est plus difficile à imaginer que dans le cas précédent : ce pourrait être, par exemple, une surface infinie qui serait partout localement semblable à une selle de cheval. Cet Univers est aussi en expansion, mais cette expansion est perpétuelle ; elle se ralentit, mais la vitesse d’expansion ne s’annulera jamais.
  • Enfin, si la courbure est nulle, on a affaire au modèle euclidien ouvert, dit d’Einstein-de Sitter ; sa géométrie est la géométrie euclidienne habituelle ; son volume est infini. Il est en expansion continuelle, mais la vitesse d’expansion tend asymptotiquement vers zéro à l’infini. Une représentation à deux dimensions de cet espace de courbure nulle est évidemment le plan infini.

25La caractéristique extrêmement importante et tout à fait révolutionnaire de ces modèles FRW est qu’ils sont en évolution et, plus précisément, en expansion, puisque leur « rayon » croît avec le temps.

Le premier modèle einsteinien

26En fait, historiquement, le premier modèle cosmologique construit par Einstein, en 1917, était sphérique et fini, mais aussi statique (son rayon ne variait pas avec le temps). La possibilité d’existence d’un Univers fini représentait, en 1917, un bouleversement des concepts en vogue alors : il était, en effet, impensable, à cette époque, que l’Univers pût ne pas être infini. Mais, par contre, le fait pour Einstein d’avoir imposé a priori un caractère statique à son modèle était bien en accord avec un préjugé philosophique profondément enraciné à cette époque, comme d’ailleurs à toutes les époques antérieures, selon lequel l’Univers, dans son ensemble, devait être intemporel, c’est-à-dire statique et donc ne présenter globalement aucune modification.

27Le point essentiel est évidemment qu’avec ce premier modèle cosmologique einsteinien, la science prenait à son compte — sans pouvoir certes encore y apporter de réponse définitive — la question jusqu’alors purement philosophique du caractère fini ou infini de l’Univers : la solution de ce problème relevait désormais, comme nous allons le voir, de l’observation astronomique.

Le modèle de Lemaître

28En 1923, Friedmann devait démontrer l’existence de modèles non statiques, dans le cadre de la relativité générale, mais son travail était purement mathématique, en ce sens qu’il ne s’était pas soucié des éventuelles conséquences pour l’observation astronomique d’un modèle non statique. En fait, c’est au chanoine Lemaître que revient le mérite d’avoir fait sortir « l’Univers en expansion » du domaine de la pure abstraction. Dans un travail publié en 1927, il construisit un modèle d’Univers relativiste en expansion, qui prévoyait le phénomène de décalage vers le rouge de raies spectrales des galaxies, identique à celui dont Hubble allait apporter, en 1929, la preuve irréfutable de l’existence. Ce modèle appartenait, en fait, à la classe des modèles de Friedmann, mais le chanoine Lemaître l’ignorait à cette époque, n’ayant pas eu connaissance des travaux de Friedmann. On peut donc dire que, dès 1927, la problématique de la cosmologie contemporaine était fixée.

La loi de Hubble de l’expansion de l’Univers

29Dans le domaine de l’observation astronomique, Hubble, en 1929, après plusieurs années de mesures des spectres de galaxies, mettait en évidence l’existence d’un décalage vers le rouge systématique de raies spectrales des galaxies, décalage augmentant d’ailleurs proportionnellement à la distance de ces objets ; la constante de proportionnalité, H (constante du point de vue spatial, car elle peut, en principe, varier au cours du temps) est appelée constante de Hubble (voir Figure 3). En fait, dès 1927, le chanoine Lemaître avait expliqué ce décalage vers le rouge en termes d’un effet Doppler (bien connu dans le cas des ondes sonores) correspondant à l’éloignement des galaxies, causé par l’expansion de l’Univers en bloc : de plus, la loi de Hubble découle très aisément du modèle de Lemaître. Cette loi de Hubble apparaissait donc comme la première loi physique de portée cosmologique et, aujourd’hui encore, elle a conservé son statut de loi observationnelle fondamentale à la base de tout modèle d’Univers.

30L’acceptation de l’idée de l’expansion de l’Univers par le monde scientifique ne s’est pourtant faite que très progressivement et très difficilement et, dès la découverte de la loi de Hubble, le problème de son interprétation a suscité de nombreuses controverses. On peut dire cependant qu’aujourd’hui, à part quelques francs-tireurs isolés, la grande majorité de la communauté scientifique admet l’interprétation cinématique du décalage vers le rouge des galaxies, impliquant donc l’expansion de l’Univers.

31Ce phénomène n’en reste pourtant pas moins difficile à saisir conceptuellement. La meilleure façon de la comprendre intuitivement est de reprendre le modèle bidimensionnel de la surface du ballon que l’on gonfle et d’y représenter les galaxies par de petites taches. Lorsque le rayon du ballon croît, les taches, donc les galaxies, se fuient les unes par rapport aux autres avec des vitesses apparentes d’autant plus grandes qu’elles sont plus éloignées l’une de l’autre et, en fait, directement proportionnelles à leur distance. Ce phénomène d’expansion doit, d’autre part, s’observer de la même manière à partir de n’importe quelle galaxie et ce, en vertu du principe cosmologique : aucun point de l’espace ne joue un rôle particulier. De plus, cette expansion ne peut pas être due à une cause physique agissant dans l’Univers : selon les termes mêmes du chanoine Lemaître : « Cette expansion ne doit pas être conçue comme une expansion dans quelque chose ; il n’y a rien d’autre que l’espace ; c’est une expansion interne, une séparation progressive uniforme de tous les objets qui s’y trouvent. C’est une variation de la grandeur de l’espace ». L’expansion doit, en fait, être considérée comme le résultat direct de la distribution des vitesses de l’état singulier initial (t = 0, R = 0, courbure et densité infinies) par lequel passent les modèles FRW.

Figure 3 : illustration de la loi de Hubble. La relation entre la vitesse de récession (proportionnelle au décalage vers le rouge) d’une série de galaxies et la distance de ces objets se présente sous la forme d’une droite, dont la pente fournit la constante de Hubble. La partie du diagramme construite vers 1929 par Hubble se situe dans le coin inférieur gauche.

La singularité initiale des modèles FRW de type « Big Bang »

32Une caractéristique essentielle de tous ces modèles est, en effet, l’existence d’un état singulier à distance finie dans le passé, où le « rayon » s’annule et où la densité de matière devient infinie (cfr Figure 2). Cet état initial est « explosif », en ce sens que la vitesse d’expansion y est théoriquement infinie (ce qui n’est pas en contradiction avec la limitation habituelle des vitesses par celle de la lumière, car le mouvement de récession des galaxies n’étant pas un mouvement propre physique, sa vitesse n’est pas soumise à cette limitation). L’expression imagée, « Big Bang », caractérise, en fait, tout modèle possédant un début singulier à distance finie dans le passé, avec vitesse d’expansion infinie en ce point.

Le paramètre de décélération et le destin d’un modèle FRW

33Pour tous les modèles FRW, l’expansion est décélérée, c’est-à-dire qu’elle se ralentit progressivement au cours du temps et ce, avec des taux différents, au même instant, pour les divers modèles.

34Un paramètre, dit de décélération, noté qo (l’indice o représente l’époque actuelle), permet de quantifier les différences de taux de ralentissement de l’expansion entre les divers modèles. On a alors l’équivalence suivante :

35qo > 1/2-Univers sphérique fermé devant recollapser.

36qo = 1/2-Modèle d’Einstein-de Sitter.

37qo<1/2-Modèle hyperbolique ouvert en expansion continuelle.

Le paramètre qo apparaît donc comme un indicateur précieux de la géométrie globale de l’Univers et de son destin.

38On peut relier ce paramètre qo à une grandeur physique, en principe observable, la densité actuelle de l’Univers, po, comprenant toutes les contributions possibles : matières des galaxies, matière intergalactique, rayonnement, trous noirs, particules élémentaires non encore détectées, etc...

39Si cette densité po est supérieure à une valeur critique, pc,0, de l’ordre de 5 x 10-30 g/cm3, soit environ 3 atomes d’hydrogène pour un volume de 1.000 litres, l’Univers est fermé ; dans le cas contraire, il est ouvert ; si l’on a exactement po = pc,0, alors, il sera du type d’Einstein-de Sitter.

L’âge d’un modèle FRW

40Une autre propriété importante des modèles FRW est leur âge, compté comme le temps séparant la singularité t= 0 de l’instant actuel et qui se révèle être toujours inférieur à l’inverse de la constante de Hubble.

III. L’Univers observable

41Le cadre théorique étant maintenant planté, le moment est venu d’examiner si les observations astrophysiques de portée cosmologique peuvent nous apporter une réponse aux problèmes de l’âge de l’Univers, de sa géométrie globale et de son destin. Cette réponse dépend donc, dans le cadre des modèles FRW, de la connaissance des paramètres H et qo Il convient cependant, tout d’abord, de s’assurer que les hypothèses d’homogénéité spatiale et d’isotropie, à la base du principe cosmologique, donc des modèles FRW, sont bien vérifiées par les observations actuelles.

L’homogénéité spatiale de l’Univers

42L’entité structurelle de base dans l’Univers, du point de vue de la cosmologie est la galaxie ou même l’amas de galaxies, puisqu’un très grand nombre de galaxies font partie d’amas dont le nombre de constituants est variable, mais dont la dimension caractéristique est de l’ordre de 1 Mpc (c’est-à dire un million de parsecs).

43Ainsi, notre galaxie fait partie d’un amas, appelé le groupe local qui contient 27 galaxies, et cet amas local semble faire partie lui-même d’une superstructure, appelée superamas local, contenant quelques dizaines d’amas dont la taille caractéristique est de l’ordre de 30 Mpc. Cependant, tous les amas ne semblent pas faire partie de telles superstructures et, d’autre part, il ne semble pas exister de groupements à des échelles plus grandes, si bien que la majorité des cosmologistes admettent généralement que notre Univers peut être considéré comme spatialement homogène à grande échelle, c’est-à-dire supérieure à environ 100 Mpc (valeur à comparer avec la taille de l’Univers observable actuellement, de l’ordre de 5000 Mpc, c’est-à-dire environ 15 milliards d’années-lumière).

L’isotropie de l’univers et le rayonnement de fond cosmique à 2,7 K

44La situation est plus claire en ce qui concerne l’isotropie de l’Univers. Celle-ci est vérifiée avec une précision de quelques pour cent par les comptages de radio-sources (c’est-à-dire les galaxies émettant dans le domaine radio) et par les mesures de la constante de Hubble dans diverses régions du ciel. Cependant, la meilleure preuve de l’isotropie est incontestablement celle qui découle des observations d’un rayonnement cosmique de fond à une température de 2,7 K, découvert, dans le domaine des ondes centimétriques, par Penzias et Wilson, en 1965. Cette découverte, extrêmement importante, à mettre sur le même pied que celle de la loi de Hubble, constitue un des piliers des modèles de type Big Bang et est à l’origine du développement récent de la cosmologie physique.

45Des mesures récentes de ce rayonnement dans le domaine millimétrique, à l’aide de fusées et de ballons, ont confirmé définitivement sa nature de corps noir, ce qui permet de conclure qu’il s’agit là d’un rayonnement résiduel de phases primordiales de haute densité (au moins un milliard de fois plus élevée que la densité actuelle) et de température élevée (au moins 3000 K) de l’Univers. De telles conditions physiques sont, en effet, nécessaires pour que le rayonnement interagisse suffisamment avec la matière, de manière à acquérir la distribution particulière d’énergie avec la longueur d’onde, typique du corps noir. L’existence d’un tel rayonnement avait d’ailleurs été prédite, dès 1948, Par les physiciens Alpher, Gamow et Herman. En plus, comme l’ont montré des observations très précises, ce rayonnement est extrêmement isotrope ; sa température ne varie pas de plus de 10-3 K sur diverses régions du ciel et ce, à diverses longueurs d’onde. La nature cosmologique de ce rayonnement étant assurée, son isotropie, à moins de 0,1 %, est la meilleure preuve de l’isotropie de l’Univers actuel.

46La représentation de l’Univers actuel (en tout cas, depuis l’époque où les photons du rayonnement de fond cosmique ont interagi, pour la dernière fois, avec la matière) par un modèle de type FRW, spatialement homogène et isotrope, paraît donc bien justifiée par les observations astronomiques.

47Quelles sont, à présent, les valeurs des paramètres H et qo que nous fournissent les observations de portée cosmologique ?

La constante de Hubble, Ho, et l’âge de l’Univers

48La constante de Hubble, Ho, tout d’abord, peut être évaluée, en vertu de la loi de Hubble, à partir de la connaissance de la distance d’une série de galaxies dont on a mesuré le décalage vers le rouge des raies spectrales. La principale difficulté de cette méthode est la mesure de la distance des galaxies, qui constitue une entreprise délicate et encore bien controversée. La valeur standard pour Ho, qui fait actuellement autorité, est celle due à Sandage : Ho = 55 km/(s. Mpc) (ce qui signifie qu’une galaxie située à un milliard de parsecs, soit à un peu plus de 3 milliards d’années-lumière, s’éloigne de nous avec une vitesse de 55.00 km/s).

49L’inverse de la constante de Hubble fournit une limite supérieure à la durée de la phase d’expansion de l’Univers, si bien, qu’avec la valeur de Sandage pour Ho, l’âge de l’Univers peut être estimé à quelque 15 milliards d’années. Il est amusant de noter qu’en 1929, Hubble avait trouvé pour cette constante une valeur à peu près 10 fois plus élevée, si bien que l’âge de l’Univers qui en découlait était, au plus, de 2 milliards d’années, alors que l’âge de la terre, évalué à l’aide de méthodes basées sur la radioactivité des roches terrestres, était de l’ordre de 5 milliards d’années !

50Cet âge de l’Univers obtenu à partir de la valeur Ho de Sandage est, en fait, supérieur à l’âge des objets les plus vieux connus, les amas globulaires constitués d’étoiles vieilles et les galaxies, qui semble compris entre 10 et 15 milliards d’années.

51Cependant, certains astrophysiciens comme de Veaucouleurs sont en faveur d’une valeur plus élevée de Ho, de l’ordre de 90 km/(s. Mpc), ce qui pourrait poser un problème pour certains modèles de type FRW : il semble cependant que les âges des divers constituants de l’Univers ne soient pas connus avec une précision suffisante pour réellement mettre en question, pour l’instant, l’ensemble des modèles FRW traditionnels.

Le paramètre de décélération, qo, la structure globale et le destin de l’Univers

52La mesure du paramètre de décélération, qo, qui nous renseigne sur la géométrie globale et le destin de l’Univers, est une entreprise délicate : sa mesure directe a été tentée à diverses reprises avec peu de succès, cependant, tant est mal connue l’évolution considérable que subissent, au cours du temps, galaxies et radio-sources.

53La meilleure estimation que nous ayons actuellement de qo a été obtenue à l’aide d’une méthode locale indirecte, qui consiste à évaluer la densité moyenne actuelle de l’Univers à partir de l’abondance actuelle du deutérium (isotope de l’hydrogène dont le noyau contient un proton et un neutron). On trouve cet élément sur terre, dans le système solaire et dans des nuages interstellaires : son abondance en masse par rapport à l’hydrogène, qui est l’élément le plus abondant dans l’Univers, est estimée à : 2 x 10-5. On suppose que le deutérium a été formé au cours de réactions nucléaires mettant en jeu les protons et les neutrons présents lors des phases de haute température et de forte densité de l’Univers primordial, quelques minutes après le début de son expansion, en fait, lorsque la température était de l’ordre de 109 K et la densité, approximativement 1028 fois la densité actuelle (~10-2 g/cm3) : cette phase s’appelle la nucléosynthèse cosmologique. En plus du deutérium, elle conduit à la formation d’hélium (25 % en masse) et de traces d’éléments légers comme le lithium et le béryllium. Or, il se fait que l’abondance du deutérium fabriqué au cours de ce processus est extrêmement sensible à la densité actuelle de matière dans l’Univers et la valeur observée implique : po ~5 x 10-31 g/cm3, soit environ : 1/10 p (p vaut 5.10-30 g/cm3 avec la valeur de Sandage pour Ho), c’est-à-dire essentiellement la masse qui doit être contenue dans les galaxies. Dans ce cas, qo serait égal à 0,05, donc <1/2, ce qui correspondrait à un modèle ouvert. Si on accepte cette conclusion, notre Univers serait de géométrie hyperbolique, donc infini et destiné à poursuivre perpétuellement son expansion.

54Il n’est pas exclu, cependant, qu’il existe suffisamment de matière, sous une forme difficilement détectable, pour fermer l’Univers. L’hypothèse la plus en vogue aujourd’hui est de faire appel à des particules élémentaires, comme des neutrinos massifs d’origine cosmologique (les neutrinos sont des particules de charge électrique nulle et de masse supposée habituellement nulle ; certaines expériences récentes font état de la possibilité pour le neutrino d’avoir une masse non nulle, évidemment très faible, mais qui pourrait, néanmoins, si elle était suffisante, contribuer à fermer l’Univers) ou d’autres types de particules hypothétiques (axions, gravitinos, photinos,...) dont l’existence est prévue par les récentes théories unifiées de particules élémentaires (voir §V). L’inconvénient de cette dernière proposition est qu’aucune de ces théories n’a encore reçu la moindre confirmation expérimentales : les particules dont elles prévoient l’existence n’ont encore jamais été observées, ni en laboratoire, ni dans l’espace.

55En réalité, ni la géométrie globale de l’Univers ni son destin ne nous sont encore connus. Un fait observationnel intrigant mérite, cependant, d’être relevé : la densité de matière de l’Univers, si elle n’est pas encore connue de manière précise, est sûrement très proche de la densité critique, ce qui implique que la géométrie spatiale de notre Univers n’est certainement pas très éloignée de la géométrie euclidienne et est donc quasi-plane. Les modèles inflationnaires, récemment introduits pour décrire les toutes premières phases de l’Univers, apportent une réponse intéressante à ce fait intrigant, comme nous le verrons au §V.

Abondance de l’hélium

56D’autre part, l’abondance de l’hélium, évaluée à l’aide de calculs théoriques de nucléosynthèse cosmologique, effectués dans le cadre des modèles FRW, soit de l’ordre de 25 % en masse par rapport à l’hydrogène, est en excellent accord avec la valeur moyenne observée dans l’Univers, compte tenu de la faible quantité d’hélium (peut-être 3 à 4 %) fabriquée au cours des réactions thermonucléaires se déroulant au cœur des étoiles : cette concordance constitue un argument de poids en faveur de l’existence de phases chaudes et condensées, aux premiers moments de l’expansion de l’Univers

IV. Une reconstitution de l’histoire de l’Univers : le modèle standard du Big Bang

57L’ensemble des arguments que nous venons d’exposer suggère donc fortement que l’Univers est passé, il y a environ 15 milliards d’années, par une phase condensée de haute température. Quelle confiance peut-on accorder à une telle conclusion, basée sur des modèles construits dans le cadre de la théorie de la relativité générale ?

58Tout d’abord, cette théorie est, sans aucun doute, la meilleure théorie de la gravitation existant actuellement : elle n’a jamais pu être infirmée et, au contraire, la plupart de ses prédictions, en tout cas pour les champs gravitationnels faibles (comme, par exemple, ceux régnant dans le système solaire), ont pu être vérifiées, avec une précision sans cesse croissante ; de plus, parmi toutes les théories proposées, elle est la plus simple du point de vue conceptuel.

59D’autre part, la cosmologie de l’état stationnaire de Bondi, Gold et Hoyle, proposée en 1948, et qui avait connu un grand succès au cours des années cinquante et soixante (au moment où la valeur, estimée alors, de la constante de Hubble était encore largement supérieure à sa valeur mesurée aujourd’hui, ce qui conduisait à un âge de l’Univers beaucoup trop faible), est aujourd’hui pratiquement abandonnée. Dans le cadre de cette cosmologie, l’Univers est supposé le même pour tout observateur, non seulement à un instant donné, mais également, à tout temps : par conséquent, de la matière doit être continuellement créée ex nihilo (création continue), de manière à compenser la diminution de densité due à l’expansion. Ce modèle, qui ne présente pas de commencement, donc de phase condensée et chaude, dans un passé fini, se heurte cependant à un certain nombre de difficultés sévères, suite essentiellement à la mise en évidence d’effets d’évolution importants dans les radio-sources et les galaxies et à la découverte du rayonnement de fond à 2,7 K, dont il ne peut rendre compte.

60Les observations actuelles sont donc certainement favorables à un modèle de type FRW, pour décrire les phases de l’Univers de température inférieure à 3000 K (t > 106 années) ou même inférieure à 109 K (t > quelques minutes), si la théorie de la nucléosynthèse cosmologique est correcte. Si l’on suppose, de plus, l’Univers spatialement homogène et isotrope depuis la singularité initiale, c’est-à-dire si l’on adopte un modèle FRW depuis R = 0 et si l’on admet que la température est extrêmement élevée au cours des toutes premières phases ayant suivi le début de l’expansion, on a affaire au modèle standard du Big Bang chaud (encore appelé Big Bang canonique).

61Il est alors possible, dans le cadre de ce modèle, de décrire quantitativement l’histoire de l’Univers depuis de début de son expansion jusqu’à présent : il convient évidemment d’utiliser à chaque instant les lois physiques correspondant aux conditions de pression, densité et température qui y ont régné.

62On peut ainsi, sur la base de la composition matérielle de l’Univers, diviser son évolution à partir du Big Bang en cinq grandes ères successives, dont les durées respectives sont de plus en plus importantes, la dernière ère correspondant à l’Univers actuel. Le nom de ces ères est, en général, lié à l’espèce de particule qui y est prédominante. Pendant le premier million d’années, la densité de radiation l’emporte sur celle de la matière, si bien qu’on peut décrire l’Univers primordial comme un Univers de radiation, ce qui n’est pas sans rappeler le Fiat lux du récit de la Genèse de la Bible (voir Tableau 1).

63Si l’on remonte dans le passé jusqu’à la singularité initiale, vu les valeurs de plus en plus élevées de la température, la matière n’a pas toujours pu exister sous sa forme actuelle ; elle a dû, au cours des premières phases de l’expansion, être dissociée en ses composantes les plus élémentaires : les particules de matière et d’antimatière de masse de plus en plus élevée au fur et à mesure que Ton se rapproche de la singularité. Parmi ces particules, on trouve, bien sûr, les particules connues (et, notamment, celles qui constituent les atomes de toute la matière qui nous entoure, et dont nous sommes d’ailleurs faits, c’est-à-dire, protons, neutrons et électrons), mais aussi toutes celles dont l’existence est prévue par les théories unifiées (cfr. §V), mais qui n’ont pas encore pu être détectées, ainsi évidemment que toutes les particules qui n’ont pas encore pu être imaginées par les théoriciens.

64Ainsi, à ses débuts, l’Univers était comme une soupe chaude constituée de rayonnement et de toutes les espèces de particules qui interagissaient entre elles et avec la radiation. La connaissance de cette véritable fournaise relève manifestement de la physique des hautes énergies. Aussi, la confiance que l’on peut accorder aux détails de notre description actuelle des premières phases de l’Univers s’estompe au fur et à mesure que Ton se rapproche de la singularité initiale.

TABLEAU 1 : LES PRINCIPAUX ÉVÉNEMENTS DE L’HISTOIRE DE L’UNIVERS

TABLEAU 1 : LES PRINCIPAUX ÉVÉNEMENTS DE L’HISTOIRE DE L’UNIVERS

Les grandes périodes de l’histoire de l’Univers

65La toute première ère, l’ère quantique (t <10-43 seconde), nous est encore très mal connue ; dans des conditions physiques aussi extrêmes, la relativité générale classique n’est plus valable ; le concept de temps global n’a plus cours. Pour décrire correctement cette ère, il faudrait disposer d’une théorie quantique cohérente des quatre interactions fondamentales (forte, électromagnétique, faible et gravitationnelle). Cette théorie ultime, dont le développement constitue un des objectifs majeurs de la physique de cette fin de siècle, en quelque sorte le Graal des physiciens, ne nous est malheureusement pas encore connue, malgré un certain nombre de progrès récents.

66L’ère hadronique, dominée par les particules à interaction forte, les quarks, puis par les mésons et baryons (ceux-ci comprennent les nucléons, c’est-à-dire, les protons et les neutrons) est probablement capitale pour toute l’histoire ultérieure de l’Univers. On voit ici se rejoindre en une véritable symbiose la science de l’infiniment grand (la cosmologie) et celle de l’infiniment petit (la physique des particules élémentaires) : celle-ci fournit évidemment des renseignements capitaux sur le comportement des particules à très haute énergie, nécessaires à l’étude des premières phases de l’Univers ; d’autre part, les conditions physiques qui y ont régné à ce moment ne peuvent évidemment pas être reproduites dans nos laboratoires, si bien que l’étude théorique de ces phases constitue un laboratoire privilégié, permettant de tester les théories et les modèles élaborés par les physiciens des hautes énergies.

67C’est probablement au début de l’ère hadronique, comme nous le verrons au §V, qu’est apparue la petite dissymétrie physique qui a fait que l’Univers actuel nous apparaît constitué uniquement de matière et pas d’antimatière.

68L’ère suivante, l’ère leptonique, voit comme événement majeur la séparation des neutrinos du rayonnement et du reste de la matière ; ceux-ci vont désormais évoluer indépendamment des autres particules, se refroidissant progressivement suite à l’expansion de l’Univers : leur température actuelle devrait être de l’ordre de 2 K. Malheureusement, des neutrinos d’énergie aussi faible interagissent tellement peu avec la matière qu’ils n’ont pas encore pu être détectés. Leur détection à une température en accord avec la température prédite théoriquement constituerait évidemment une éclatante confirmation de la validité du modèle du Big Bang canonique. De plus, s’ils avaient une masse différente de zéro et si celle-ci était suffisamment élevée, ils pourraient contribuer à fermer l’Univers !

69Durant l’ère radiative, plus précisément entre 3 et 15 minutes après le début de l’expansion, à une température de l’ordre du milliard de Kelvins, se produit l’important phénomène de nucléosynthèse cosmologique, déjà évoqué précédemment.

70Cette ère se termine lorsque la température a décru jusqu’au dessous de 3000 K, c’est-à-dire lorsque les protons et les électrons jusqu’alors séparés se combinent pour former, pour la première fois dans l’histoire de l’Univers, des atomes, en l’occurence les atomes les plus simples, ceux d’hydrogène. Les photons du rayonnement n’interagissent pratiquement plus avec ces atomes, si bien qu’ils vont se séparer (se découpler) de la matière et se refroidir indépendamment d’elle, l’Univers poursuivant son expansion : ce sont ces photons qui constituent aujourd’hui le rayonnement à 2,7 K, observé pour la première fois par Penzias et Wilson.

71Commence alors, un million d’années après de début de l’expansion, l’ère stellaire, qui se prolonge jusqu’à l’époque actuelle. Elle est marquée, à ses débuts (vers un milliard d’années), par la formation des galaxies. Avant la phase de découplage, la pression exercée par la radiation était trop importante pour permettre la condensation de la matière en galaxies et amas de galaxies. Avec la disparition des électrons libres capturés dans les atomes, l’Univers devient transparent à la radiation et la pression effective chute d’un facteur de l’ordre du milliard, ce qui permet alors à la gravitation de l’emporter sur la pression : les galaxies peuvent alors se former suivant un mécanisme qui est cependant loin d’être complètement élucidé. Des processus irréversibles vont alors conduire à la formation des étoiles dans les galaxies et, éventuellement, de planètes qui pourront peut-être abriter des êtres vivants.

Difficultés du modèle standard

72Si le modèle standard constitue une très bonne description de l’Univers durant la plus grande partie de son évolution avec, comme succès marquants, l’explication de l’abondance observée de l’hélium et de l’existence du rayonnement de fond à 2,7 K, il présente, pourtant, certaines imperfections — dont l’importance est diversement appréciée, cependant — lorsqu’il est appliqué aux toutes premières phases de l’Univers.

73Essentiellement, quatre problèmes se posent, qui constituent d’ailleurs les pôles de la recherche actuelle en cosmologie.

  1. Le premier, déjà rencontré précédemment, concerne l’absence d’antimatière dans l’Univers, qui n’est pas prédite par le modèle standard, mais résulte d’une condition initiale peu esthétique, à savoir l’existence d’une dissymétrie initiale matière-antimatière.
  2. Le deuxième est de nature géométrique : il est lié au caractère isotrope de l’Univers — vérifié observationnellement depuis la période de découplage des photons — grâce aux mesures précises de la température du rayonnement de fond, mais postulé depuis la singularité initiale dans le modèle standard du Big Bang. Or, l’existence de ce qu’on appelle horizon dans les modèles FRW interdit toute communication physique précoce entre des régions voisines étendues ; or, celles-ci ont dû évoluer exactement de la même manière. Dans ce cas, l’isotropie de l’Univers ne paraît pas pouvoir recevoir d’explication physique dans le cadre du modèle standard : elle y est postulée comme condition initiale.
  3. Un troisième problème, déjà mentionné auparavant, est celui de la platitude de l’Univers. Pourquoi notre Univers possède-t-il une densité si proche de la densité critique correspondant à un modèle spatialement plat ?
  4. Enfin, un dernier problème majeur est celui du statut de la singularité initiale de l’Univers, dont l’existence est prévue par les modèles FRW. Une telle singularité marque la fin de la possibilité de décrire l’Univers en termes de notre physique traditionnelle basée sur les concepts d’espace et de temps, puisque ceux-ci cessent d’être définis au point singulier. Cette singularité est-elle vraiment générique ou n’est-elle plutôt qu’un artifice de la relativité générale, destiné à disparaître lorsqu’une théorie unifiée de type quantique des diverses interactions, y compris la gravitation, permettra une véritable description de l’ère quantique ?

74Le but de la démarche scientifique étant de réduire autant que possible l’arbitraire dans notre description du Monde, il n’est pas étonnant qu’un grand nombre de travaux théoriques récents aient tenté d’expliquer les hypothèses de nature physique et géométrique sous-jacentes au modèle standard, à l’aide de processus physiques ayant eu lieu essentiellement au début de l’ère hadronique et, même, durant l’ère quantique.

75Le paragraphe suivant sera consacré à une brève revue des hypothèses et théories les plus en vogue actuellement parmi les chercheurs en cosmologie.

V. Les grands thèmes des recherches actuelles en cosmologie

La matière de l’Univers et la grande unification

76On sait, depuis les travaux théoriques de Dirac, qu’à chaque type de particule de matière correspond une particule d’antimatière, ou antiparticule, qui possède les mêmes caractéristiques que la particule de matière, à l’exception de la charge électrique qui a le signe contraire : ainsi, existent électron et positon (de charge électrique positive, découvert en 1932) ainsi que proton et antiproton (de charge électrique négative, découvert en 1956).

77Lorsqu’une particule rencontre son antiparticule sœur, elles s’annihilent mutuellement en donnant du rayonnement pur. Le phénomène inverse de matérialisation d’une paire particule-antiparticule à partir du rayonnement est aussi possible, pour autant que l’énergie des photons soit suffisante : dans ce cas, une particule ne peut être créée sans son antiparticule sœur. Comment, dans ces conditions, expliquer que l’Univers de rayonnement primordial n’ait engendré qu’un Univers de matière ?

78La réponse du modèle standard à cette question est la plus simple de toutes : il a toujours existé un excès de matière par rapport à l’antimatière, tel que la quantité de matière rescapée de l’annihilation massive dans la fournaise initiale soit exactement celle qui constitue l’Univers actuel.

79Cette réponse est-elle vraiment la plus satisfaisante ? N’est-il pas plus esthétique de postuler des conditions initiales symétriques et de chercher des processus physiques qui auraient, par la suite, conduit à l’asymétrie requise ?

80Plusieurs solutions possibles de ce problème dans le cadre d’un modèle d’Univers initialement symétrique vis-à-vis de son contenu en matière et antimatière ont récemment été avancées. Les plus prometteuses sont celles qui font appel aux théories dites de grande unification.

81On sait que, depuis Einstein, le rêve des physiciens théoriciens est de pouvoir décrire les quatre interactions fondamentales de la nature par une seule et même théorie, dite unifiée. Un premier pas important vers cet objectif a été réalisé en 1967 par Salam et Weinberg, avec l’unification des interactions électromagnétique et faible (cette dernière étant responsable de la radioactivité β). Le succès de cette théorie a suscité certaines tentatives d’extension du schéma sous-jacent à l’incorporation de l’interaction forte (assurant la cohésion des noyaux atomiques), conduisant ainsi à une théorie dite de grande unification.

82Une théorie de ce type pourrait expliquer pourquoi il n’y a pas d’antimatière dans notre Univers, grâce à une très légère prédominance du nombre de particules par rapport à celui d’antiparticules, qui prendrait naissance spontanément, à une température de 1028 K, quelque 10-35 seconde après le début de l’expansion.

83Cette théorie prévoit aussi que le proton qui est la brique fondamentale de la matière ordinaire (y compris de nous-mêmes !) et que l’on croyait jusqu’il y a peu absolument stable, pourrait être instable : le proton devrait se désintégrer ce qui empêcherait alors, probablement, l’existence des grandes structures cosmiques et des êtres vivants. Heureusement, les valeurs prédites par les diverses versions de cette théorie de grande unification pour la durée de vie du proton sont très élevées, au moins 1031 années, soit plus de cent milliards de milliards de fois la valeur estimée de l’âge de l’Univers. Cette catastrophe si elle devait arriver un jour, ne nous concernerait manifestement pas ! 11 n’a pas encore été possible, malheureusement, de mettre en évidence, malgré de nombreuses expériences en cours, la réalité de cette instabilité du proton.

L’isotropie de l’Univers et la cosmologie chaotique

84Comme nous l’avons souligné, l’Univers a dû être remarquablement isotrope dès la période de découplage, et probablement même, dès la phase de nucléosynthèse, voire même, bien auparavant, c’est-à-dire à des époques où, si l’on adopte pour les décrire un modèle FRW, aucune communication physique n’avait encore pu être établie entre des régions voisines qui pourtant, par la suite, ont connu une évolution identique. C’est là une hypothèse qui, aux yeux d’un grand nombre de cosmologistes, paraissait beaucoup trop forte et peu vraisemblable du point de vue physique.

85De cette insatisfaction, est née, en 1968, sous l’impulsion de Misner, la cosmologie chaotique, selon laquelle les modèles initialement les plus généraux (c’est-à-dire fortement inhomogènes et anisotropes, donc très différents des modèles FRW) devaient tendre au cours du temps vers des modèles hautement symétriques, c’est-à-dire spatialement homogènes et isotropes comme le nôtre à l’heure actuelle, soit de manière naturelle, soit sous l’action de processus physiques dissipatifs. Ainsi donc, selon la cosmologie chaotique, la structure de l’Univers devrait être complètement indépendante des conditions initiales. Cette philosophie moderne du chaos est dans la lignée des cosmogonies antiques expliquant la création de l’Univers à partir d’une masse amorphe primordiale, le Chaos (cfr la mythologie mésopotamienne, la théogonie d’Hésiode et les cosmologies orphiques).

86Les calculs effectués dans le but de vérifier la validité du programme de la cosmologie chaotique ont cependant montré combien un Univers spatialement homogène, mais anisotrope, répugne à devenir isotrope au cours de son évolution. Notre Univers apparaît alors, contrairement à la philosophie de la cosmologie chaotique, comme extrêmement particulier parmi l’ensemble des modèles cosmologiques les plus généraux possibles.

87Nous vivons donc dans un Univers dont l’état initial a dû être remarquablement ordonné, c’est-à dire dans un Univers de structure très voisine de celle d’un Univers spatialement plat (dit d’Einstein-de Sitter) et ce, extrêmement tôt, probablement dès 10-35 seconde. Or, un modèle aussi hautement symétrique qu’un modèle FRW est extrêmement spécial parmi l’ensemble des Univers, solutions des équations d’Einstein, que le cosmologiste peut construire : comment justifier alors l’existence d’un Univers aussi particulier et aussi improbable a priori ?

88Le caractère apparemment extrêmement spécial de notre Univers peut être apprécié à sa juste mesure à l’aide de l’exemple quantitatif suivant : une réduction du taux d’expansion de notre Univers de 10-12, au moment où la température de ce dernier était de 1010 K, aurait conduit à un Univers commençant déjà à se contracter alors que son rayon avait seulement un trois-millième de sa valeur actuelle et lorsque la température était encore de 10.000 K !

89Parmi les diverses tentatives de justification du caractère particulier de notre Univers, récemment avancées, deux méritent de retenir l’attention : tout d’abord, le recours à des modèles dits inflationnaires, ensuite l’adoption du Principe Anthropique (cfr §VII).

L’inflation cosmique

90Le physicien Guth a introduit, il y a quelques années, le concept révolutionnaire d’inflation de l’Univers. L’intérêt de cette nouvelle idée est qu’elle pourrait permettre la résolution de la plupart des difficultés déjà mentionnées auxquelles se heurte le modèle standard, plus précisément, le problème de l’isotropie lié à l’existence des horizons et celui de la platitude de l’Univers.

91Les modèles inflationnaires sont caractérisés tout au début de leur évolution (10-35 seconde après la singularité initiale) par une très brève phase d’expansion extrêmement rapide (exponentielle, même) et donc beaucoup plus rapide que l’expansion décélérée des modèles FRW : ainsi, le rayon de l’Univers pourrait croître, pendant un temps extrêmement faible, d’un facteur aussi important que 10100 ; l’expansion se poursuivrait ensuite, d’une manière beaucoup plus lente, typique des modèles FRW.

92Ainsi, s’il y a eu inflation, notre Univers observable apparaît comme le résultat du gonflement démesuré d’une région extrêmement petite, qui a pu être homogénéisée et rendue isotrope extrêmement tôt. Le problème de la platitude de l’Univers peut être résolu tout aussi naturellement : l’Univers est aujourd’hui presque plat, tout comme une petite région de la surface d’un ballon suffisamment gonflé est quasi-plane... Mais, ceci entraîne que la densité de l’Univers soit égale à la valeur critique de l’Univers de géométrie spatiale plane : avec le décompte actuel des diverses contributions à la densité de l’Univers, on est cependant loin du compte...

93Plusieurs scénarios inflationnaires ont vu le jour, certains déjà abandonnés, vu les problèmes insurmontables auxquels ils se heurtent : ils nécessitent tous un champ scalaire, dont l’existence prévue par certaines théories de grande unification ou encore de supergravité et de supercordes (voir plus loin) reste hypothétique, mais qui, en tout cas, devrait avoir des propriétés extrêmement particulières, nécessitant un ajustement très précis des paramètres encore indéterminés de ces théories. La Période d’inflation pourrait même être reculée, selon certaines propositions récentes de Hawking et Hartle, jusqu’à l’ère quantique, à des temps inférieurs à 10-43 seconde !

94Parmi les dernières hypothèses avancées, l’Univers inflationnaire chaotique de Linde possède des propriétés tout à fait extraordinaires : durant la phase inflationnaire, il se scinde en un grand nombre de « mini-univers », chacun lui-même en inflation ; les lois de la physique, les propriétés des particules élémentaires présentes et même la dimension de l’espace-temps peuvent être différentes dans chacun d’entre eux. Chaque « mini-univers » va, à son tour, donner naissance, en son sein, à de nouveaux « mini-univers », eux aussi en inflation, et ainsi de suite : ainsi, l’Univers de Linde n’a ni début, ni fin ; il constituerait une entité éternelle, auto-reproductrice, que l’on pourrait rapprocher de l’Univers éternel des philosophes marxistes, Marx, Engels et Lénine...

95En toute objectivité, malgré le prodigieux intérêt qu’ils suscitent et les perspectives philosophiques tout à fait étonnantes qu’ils ouvrent, il faut bien avouer que la part d’arbitraire qui règne dans les divers scénarios inflationnaires est encore bien trop importante ; de plus, il n’existe encore aucun fait observationnel en faveur de l’idée d’inflation, si bien que le statut de ces modèles reste encore bien fragile. On peut d’ailleurs se demander, à juste titre, si toute l’opération n’a pas simplement consisté à remplacer des conditions initiales ad hoc par des paramètres ad hoc dans un modèle ad hoc...

96Ce n’est probablement qu’au sein d’une véritable théorie quantique unifiée des diverses interactions que pourra éventuellement un jour être construit un scénario inflationnaire entièrement satisfaisant et physiquement justifié. En attendant, il est certainement utile, malgré tout, d’essayer d’exploiter au maximum cette idée et d’étudier en détail ses répercussions sur l’histoire de l’Univers primordial.

Superthéories et univers multidimensionnels

97Les théories les plus récentes visent à intégrer toutes les interactions, y compris la gravitation, dans un même schéma unificateur. Elles portent le nom de supergravité et de théorie des supercordes. Elles pourraient peut-être apporter une explication au caractère quadridimensionnel de notre Univers, en visualisant l’Univers primordial comme un espace multidimensionnel, respectivement à 11 et 10 dimensions, qui, spontanément, se serait scindé en un espace-temps à quatre dimensions en expansion, notre Univers, alors que toutes les autres dimensions seraient rapidement devenues inobservables. Une telle explication du caractère quadridimensionnel de notre Univers n’a cependant pas encore pu être formulée de manière entièrement convaincante.

98La plus prometteuse parmi ces théories, mais aussi la plus difficile du point de vue mathématique — et d’ailleurs encore bien loin d’être achevée — est la théorie des supercordes. Elle connaît actuellement un engouement extraordinaire, car certains y voient une possibilité de réalisation de la théorie complètement unifiée des diverses interactions, tant attendue, constituant la clé ultime de la structure de la matière. L’hypothèse de base de cette théorie est tout à fait révolutionaire : les particules élémentaires ne seraient plus ponctuelles, mais auraient une forme allongée, avec une longueur de l’ordre de 10-33 cm (longueur de Planck), et seraient infiniment minces, ressemblant donc à des ficelles, d’où leur nom de supercordes ; de plus, celles-ci sont élastiques et peuvent être, soit ouvertes, soit fermées, et interagir par cassure et collage. C’est la tension de ces supercordes qui serait responsable des divers types de particules. Selon les spécialistes, plusieurs dizaines d’années pourraient cependant être nécessaires pour pouvoir dominer cette théorie extrêmement complexe et voir si elle peut nous livrer les secrets de l’origine de l’Univers de l’architecture de la matière.

99On ne peut s’empêcher de ressentir un certain malaise devant le foisonnement actuel de nouvelles théories, de plus en plus complexes, de plus en plus abstraites, issues pour la plupart de la physique des hautes énergies. C’est ainsi que le vocabulaire du cosmologiste s’est récemment enrichi d’un grand nombre de nouveaux termes, complètement hermétiques pour le non spécialiste. Tous ces concepts offrent certes des perspectives tout à fait fascinantes quant à la résolution des grandes énigmes cosmologiques, mais il n’empêche qu’il faut garder à l’esprit que toutes les théories sous-jacentes restent extrêmement spéculatives : croire qu’elles détiennent l’explication ultime de l’Univers relève encore d’un pur acte de foi, car aucune confirmation expérimentale n’a encore jamais pu étayer une seule d’entre elles.

VI. Commencement et création de l’Univers

100C’est à Saint Thomas d’Aquin que l’on doit l’introduction de la distinction capitale entre commencement et création de l’Univers, deux concepts qui ont souvent été identifiés par de nombreux scientifiques, cette confusion se poursuivant d’ailleurs encore fréquemment aujourd’hui.

101Le concept de création relève d’une analyse rationnelle, située sur le plan philosophique ou métaphysique, tandis que la notion de commencement relève en principe de la science expérimentale, aujourd’hui, de la cosmologie observationnelle. Plus précisément, pour Saint Thomas d’Aquin, la création est une relation actuelle de dépendance ontologique de l’ensemble de la réalité physique, le Monde, par rapport à l’Etre absolu.

102Qu’en est-il aujourd’hui, en cette fin du XXème siècle, du problème du commencement de l’Univers ? La cosmologie relativiste est-elle parvenue à une réponse définitive à cette question si controversée ?

103En fait, dans le cadre de la cosmologie relativiste, ce problème se confond avec celui du statut de la singularité initiale des modèles FRW, qui semble marquer la fin de la possibilité de décrire l’Univers en termes de notre physique, puisque les concepts d’espace et de temps cessent d’être définis au point singulier.

104On pourrait évidemment penser que l’existence d’une telle singularité dans les modèles FRW est due au caractère hautement asymétrique de ces modèles. Il n’en est rien, comme l’ont montré des théorèmes mathématiques extrêmement élaborés, dus à Hawking, Penrose et Ellis : l’existence d’une singularité relativiste initiale dans notre Univers est inévitable selon la relativité générale classique, mais le type de singularité n’est pas précisé par les théorèmes (il en est, par exemple, de beaucoup plus inoffensives qui ne concernent qu’une faible partie de la matière de l’Univers, mais les modèles cosmologiques où elles pourraient apparaître sont très peu plausibles comme modèles de notre Univers).

105Les opinions actuelles des cosmologistes face à ces singularités sont diverses. Certains pensent que la singularité relativiste initiale de notre Univers constitue un élément essentiel de la cosmologie et indique un véritable commencement de l’Univers. La plupart estiment cependant qu’il s’agit là d’un artifice de la relativité générale classique ; comme celle-ci cesse d’être valable au voisinage de la singularité, en tout cas, durant l’ère quantique, caractérisée par des temps inférieurs à 10-43 seconde et des densités supérieures à 1094 g/cm3, et doit y être remplacée par une théorie quantique unifiée cohérente, il est très possible que, dans ce nouveau cadre théorique, la singularité cesse d’exister. L’Univers pourrait alors, en quelque sorte « rebondir », passant d’une phase de contraction à la phase actuelle d’expansion, en évitant la singularité. Et l’on pourrait imaginer, dans le cas où l’Univers serait fermé, un modèle cyclique, constitué d’une suite périodique et indéfinie, voire même éternelle, d’expansions et de contractions à la fois dans le passé et le futur. Le chanoine Lemaître avait baptisé ce type d’Univers, « Univers phénix ». Un Univers cyclique à passé infini paraît cependant définitivement exclu, et il ne semble exister, à l’heure actuelle, aucun modèle physique convaincant et faisant l’unanimité, qui prévoirait l’existence d’un rebond de l’Univers à un rayon très faible.

106Une voie d’approche très populaire aujourd’hui de la physique et de la géométrie de l’Univers durant l’ère quantique est celle de la cosmologie quantique, fondée par Wheeler et De Witt et récemment développée par Hawking et Hartle. Cette théorie est malheureusement tellement complexe que seuls des modèles très simples ont pu faire l’objet d’études détaillées, et, même dans une telle approche simplifiée, la réponse quant à l’existence de la singularité reste ambiguë selon la version du formalisme adoptée. De plus, des problèmes extrêmement difficiles d’interprétation de ce formalisme quantique se posent.

107Les résultats obtenus par Hawking et Hartle, dans le cadre de leur propre version de la cosmologie quantique, sont particulièrement intéressants : le modèle qu’ils ont développé prédit l’absence de singularité initiale de l’Univers ainsi que l’existence d’une phase inflationnaire. Leur modèle apparaît alors comme fini mais sans borne, à la fois dans l’espace et dans la temps (bien que ce soit dans un espace fictif différent de l’espace réel, et donc comme autonome, ce qui alors, selon Hawking (dans sont récent ouvrage : « Une brève histoire du temps ») le dispenserait de Créateur. On retrouve de nouveau, dans cette conclusion, cette confusion extrêmement fréquente entre commencement et création de l’Univers ; le fait que l’Univers d’Hawking ne possède pas de commencement n’induit évidemment pas la conclusion qu’il n’ait pas été créé.

108Parallèlement à ces travaux en cosmologie quantique, se sont développées des recherches théoriques sur la possibilité de « création » (au sens physique du terme) de l’Univers à partir de « rien ». C’est Tryon qui, en 1973, a été le premier à considérer l’Univers comme une gigantesque fluctuation quantique virtuelle d’un espace infini. Celui-ci est supposé vide du point de vue classique, mais, selon les conceptions de la mécanique quantique, il est rempli de paires particule-antiparticule de toutes les espèces, qui se créent et se détruisent sans cesse, si rapidement qu’elles ne peuvent être observées et sont donc appelées virtuelles.

109Cette idée a été reprise récemment, sur une base plus rigoureuse, par divers groupes de chercheurs, dont plusieurs physiciens de Bruxelles. La naissance de l’Univers est alors attribuée au fait que l’espace « vide » est instable, du point de vue quantique, et que de la matière peut y apparaître spontanément à partir d’un champ de gravitation variant extrêmement rapidement. Cette matière est alors entraînée dans un mouvement d’expansion de type inflationnaire, remplacé au bout d’un certain temps par une évolution décélérée typique d’un modèle FRW.

110Certains ont voulu voir dans ce scénario de la naissance de l’Univers, d’un intérêt indéniable certes mais encore extrêmement spéculatif, à la fois, une réponse scientifique au problème philosophique fondamental : « Pourquoi y-a-t-il quelque chose plutôt que rien ? » et une réalisation physique de la création ex nihilo, au sens métaphysique du terme (ceci, sans faire appel à une singularité de type Big Bang qui y est absente). Il faut avouer qu’on est bien loin du compte, car le « vide » quantique du départ dans ce type de scénario est doté d’une structure géométrique d’espace quadridimensionnel et n’est donc pas le néant. D’autre part, quelle signification peut-on attribuer au concept de loi physique (en l’occurrence, les lois de la mécanique quantique) existant avant l’Univers lui-même ? N’est-on pas là en train d’accorder aux lois de la physique le statut de l’« Etre absolu », auquel serait assujettie l’existence de l’Univers ?

111Il ne paraît donc certainement pas possible, dans l’état actuel de nos connaissances, d’attribuer avec certitude un caractère absolu au commencement de la phase d’expansion, dans laquelle est entraînée notre Univers depuis quelque quinze milliards d’années. L’existence d’un véritable commencement absolu de l’Univers conduirait, si l’on adopte le principe métaphysique du philosophe grec Parménide, selon lequel l’Etre absolu, c’est-à-dire la totalité de l’Etre, ne peut avoir commencé, à la conclusion que l’Univers ne peut pas constituer l’Etre incréé : l’Univers devrait alors son existence à un Etre absolu nécessairement distinct de lui.

112D’un autre côté, l’adoption possible, dans le cadre des recherches futures en cosmologie, d’un modèle éternel dans le passé pour notre Univers, par exemple, l’Univers de Linde avec naissance spontanée et continue de « mini-univers», invaliderait-elle la possibilité d’une création de l’Univers, au sens métaphysique du terme ? Le métaphysicien, CI. Tresmontant, pense que non : un modèle cosmologique à passé infini ne lui semble pas, du point de vue théologique, contraire aux fondements essentiels du monothéisme juif et chrétien : ainsi, Origène d’Alexandrie avait, dès le IIIème siècle, admis qu’à côté de l’Univers dont nous faisons partie et qui aurait connu un commencement, le Créateur crée éternellement des mondes nouveaux.

TABLEAU 2 : CONSÉQUENCES ANTHROPIQUES DE MODIFICATIONS DES CONSTANTES PHYSIQUES FONDAMENTALES ET DES PROPRIÉTÉS DE NOTRE UNIVERS

TABLEAU 2 : CONSÉQUENCES ANTHROPIQUES DE MODIFICATIONS DES CONSTANTES PHYSIQUES FONDAMENTALES ET DES PROPRIÉTÉS DE NOTRE UNIVERS

VII. L’Univers anthropique

113Les modèles inflationnaires, tout comme les modèles chaotiques, ont pour ambition — explicitement avouée ou non — d’expliquer l’Univers actuel indépendamment des conditions initiales et de nier ainsi son caractère apparemment particulier et improbable. Or, comme nous l’avons vu, d’une part, la cosmologie chaotique est très difficilement viable et, d’autre part, il n’existe pas encore de réalisation satisfaisante du paradigme inflationnaire : dans ce dernier cas, on peut d’ailleurs se demander si le problème que constitue le choix de conditions extrêmement spéciales pour notre Univers n’a pas tout simplement été transféré au niveau du choix, parmi les valeurs possibles des paramètres fondamentaux des théories unifiées, de la gamme apparemment très restreinte de celles susceptibles de donner lieu au phénomène inflationnaire.

114Aussi, à notre sens, la question fondamentale : « Pourquoi l’Univers est-il ce qu’il est ? », née de notre sentiment de surprise devant l’infinité de la probabilité de réalisation a priori de l’Univers dans lequel nous vivons, n’a pas encore reçu de réponse satisfaisante. C’est Einstein qui confiait à un de ses assistants : « Ce qui m’intéresse réellement, c’est de savoir si Dieu disposait d’un certain choix en vue de la création de l’Univers ».

115Il existe, cependant, une autre tentative de justification du caractère tout à fait spécial de notre Univers, qui est aujourd’hui à la fois très populaire et très controversée. Elle est connue sous le nom de « Principe Anthropique » et regroupe un ensemble de réflexions émises depuis plus d’une vingtaine d’années et ayant comme point commun la mise en évidence de contraintes imposées par notre présence dans l’Univers en tant qu’êtres vivants et pensants sur l’architecture géométrique et physique de ce dernier, voire sur son existence.

116Une telle démarche a-t-elle, a priori, un sens et constitue-t-elle une explication potentielle viable de notre Univers ? En fait, tout ce que nous pouvons demander à un modèle cosmologique, c’est d’être compatible avec l’ensemble des données d’observation et d’être cohérent. La physique ne permet d’ailleurs pas d’affirmer qu’un tel modèle soit unique et elle n’offre aucun critère de choix parmi les divers modèles cohérents possibles. Il en va aussi de même pour une éventuelle ultime théorie unifiée qui engloberait dans sa description l’Univers et ses propriétés ainsi que les composants microscopiques fondamentaux et leurs interactions. Un tel schéma unificateur constituerait une description physique — mais non, une explication physique — de la totalité du réel : une authentique explication physique, au sens où nous l’entendons, ne peut véritablement exister qu’entre éléments du tout, un de ceux-ci étant utilisé pour en expliquer un autre. Dans ce cadre d’idées, notre présence dans l’Univers en tant qu’êtres vivants constitue un élément irréfutable de la réalité physique — capital, affirmeront même certains, puisque c’est le phénomène dont l’existence apparaît pour chacun, comme la plus solidement fondée — si bien qu’une explication cohérente des caractéristiques de l’Univers basée sur ce fait est certainement légitime et, peut-être même, tout à fait fondamentale.

117Le seul fait de notre existence peut déjà nous fournir un certain nombre de renseignements intéressants sur la structure géométrique et physique de l’Univers : c’est ainsi que, dès 1961, le cosmologiste Dicke a avancé une explication de type anthropique de la taille immense de l’Univers. Celui-ci doit être suffisamment vieux pour que nous ayons eu le temps d’apparaître. Or, la genèse d’êtres vivants est subordonnée à l’apparition de carbone ou, d’une manière générale, de noyaux suffisamment complexes qui sont nécessaires à la formation de molécules organiques. Ces noyaux, comme nous l’a appris l’astrophysique nucléaire dès les années cinquante, n’ont pu être synthétisés qu’au cœur des étoiles, au cours des phases avancées de leur évolution, postérieures à la phase de combustion de l’hydrogène, dite séquence principale. Puisque nous sommes là, c’est que l’âge de l’Univers est au moins égal à la durée de vie d’une étoile sur la séquence principale, c’est-à-dire au moins quelques milliards d’années. Or, d’après la cosmologie relativiste, un Univers ayant un tel âge, doit avoir une taille de l’ordre de quelques milliards d’années-lumière, comme l’Univers observable. Un Univers qui n’aurait, par exemple, qu’une masse de l’ordre de celle d’une galaxie, ne pourrait vivre que quelques années, ce qui est manifestement insuffisant pour qu’aient pu apparaître étoiles et planètes susceptibles d’abriter des êtres vivants. Ainsi, pour Dicke, c’est notre présence dans l’Univers qui conditionne les dimensions de celui-ci.

118Le raisonnement de Dicke constitue un exemple de ce que Carter a appelé, plus tard, en 1974, « Principe Anthropique faible », qu’il a énoncé sous la forme suivante : « La présence d’observateurs dans l’Univers impose des contraintes sur la position temporelle de ces observateurs, ainsi que sur les variables cosmologiques telles que la taille et la densité de l’Univers ».

119Cette forme faible du Principe Anthropique suscite très peu de controverses, mais il en va tout autrement de la forme dite forte, plus générale et plus spéculative, à laquelle certains reprochent de véhiculer des idées finalistes : elle stipule, selon l’énoncé de Carter que : « La présence d’observateurs dans l’Univers impose aussi des contraintes sur l’ensemble des caractéristiques physiques de celui-ci, y compris les valeurs des paramètres fondamentaux des lois physiques qui la caractérisent ». L’énoncé de Barrow et Tipler est encore manifestement plus téléologique : « L’Univers doit être adapté à l’apparition d’observateurs : les lois et les constantes de la nature doivent donc être telles que la vie puisse exister à un certain moment ». Cette proposition est d’un caractère résolument métaphysique.

120Il est tout à fait étonnant de voir à quel point la version forte du Principe Anthropique est potentiellement riche d’une série d’implications inattendues : ainsi, par le biais de notre existence, il paraît possible de justifier (sinon d’expliquer, au sens traditionnel du terme, c’est-à-dire en se référant à une chaîne causale de processus physiques) l’isotropie et l’homogénéité spatiale de l’Univers, ainsi que les valeurs des constantes fondamentales des théories physiques, pour lesquelles il n’existe pas encore d’explication satisfaisante. Des scénarios fictifs ont été étudiés, les valeurs de ces constantes physiques étant modifiées, ainsi que les propriétés géométriques et physiques de l’Univers global, y compris le nombre de dimensions de l’espace. Les résultats obtenus sont reproduits dans le Tableau 2 : ils mettent en évidence le degré extrême d’ajustement de la structure et de la physique de l’Univers, nécessaire pour que puissent apparaître et se développer des êtres vivants. Ainsi, des écarts parfois minimes aux propriétés de notre Univers sont suffisants pour que ne soient plus réunies les conditions nécessaires à la genèse de la vie et, notamment, la possibilité de formation du carbone. Comment mieux résumer ces résultats qu’en ces termes du physicien Dyson : « Lorsque nous regardons l’Univers et identifions les multiples accidents de la physique et de l’astronomie qui ont travaillé de concert à notre profit, tout semble s’être passé comme si l’Univers devait, en quelque sorte, savoir que nous avions à apparaître » ?

121L’interprétation la plus immédiate du Principe Anthropique est l’interprétation téléologique traditionnelle de la théologie classique : un seul Univers dont les conditions initiales auraient été choisies parmi un ensemble défini de possibilités par un Créateur distinct de l’Univers matériel en vue de l’accomplissement d’un projet : la création d’être pensants.

122Autre interprétation possible du Principe Anthropique, aujourd’hui très populaire malgré son caractère hypothétique, c’est celle qui fait appel à la notion d’ensemble d’Univers : elle constitue, en fait, une tentative de porter au rang d’explication authentique ce que n’était qu’une justification anthropique ad hoc, mais aussi de trouver un substitut à l’explication théologique du caractère particulier de notre Univers.

123Le concept d’univers multiples ou parallèles est un thème cher à la science fiction, mais aujourd’hui, il fait de plus en plus partie du discours scientifique, en cosmologie et en physique des trous noirs essentiellement. Ainsi, on imagine, suivant la suggestion de Carter, en 1974, qu’il puisse exister non pas un, mais un très grand nombre, voire une infinité d’univers différents, séparés les uns des autres et qui réaliseraient l’ensemble des combinaisons des propriétés géométriques et physiques possibles : les seuls univers où pourrait apparaître la vie seraient alors ceux dont les caractéristiques obéiraient au Principe Anthropique. Appartenant à un de ceux-ci, nous n’aurions plus à nous interroger sur son caractère extrêmement particulier, puisqu’on fait, nous ne pourrions-nous trouver ailleurs...

124Diverses propositions de réalisation concrète de ce concept d’ensemble d’Univers ont été avancées : ainsi, les univers multiples caractéristiques de l’interprétation d’Everett, Wheeler et Graham de la mécanique quantique, l’Univers globalement inhomogène et chaotique imaginé par Ellis contenant une infinité (ou, en tout cas, un très grand nombre) de « mini-univers » de physique et géométrie différentes, l’Univers inflationnaire « auto-reproducteur » de Linde présentant une structure globale proche de celle de l’Univers d’Ellis. Bien sûr, au stade actuel de nos connaissances, toutes ces hypothèses restent extrêmement spéculatives et cl les souffrent d’un grave défaut commun, à savoir l’impossibilité apparente (provisoire ou définitive ?) de mettre en évidence des effets observables qui pourraient nous assurer de l’existence réelle d’autres univers que le nôtre.

125Une autre réalisation possible de l’ensemble d’univers, proposée par Wheeler, consiste en une succession infinie d’univers fermés, chaque cycle expansion-contraction étant complètement déconnecté des autres et étant caractérisé par des lois et des constantes physiques différentes. Wheeler a cependant renoncé à ce modèle cyclique pour un Univers à un seul cycle (commençant et se terminant par une singularité), représentant d’un type de cosmologie qu’il qualifie d’« auto-référentielle », et dont le moteur est la présence d’observateurs. Ceux-ci acquièrent un rôle actif capital de participants à la définition de la réalité et même, par une sorte de réaction mystérieuse du futur sur le passé, à la genèse de l’Univers auquel ils donnent un sens, par l’intermédiaire de leurs multiples actes de communication (cfr Figure 4). Ainsi donc, pour Wheeler, les lois de la physique et toute la structure de l’Univers seraient conditionnées par l’exigence que ce dernier puisse réellement prendre naissance et par celle de produire des observateurs qui lui confèrent un sens. Ces idées relèvent manifestement de la philosophie sous-jacente au principe Anthropique, poussée à son extrême : elles se situent apparemment aussi dans le prolongement du courant philosophique idéaliste.

126Il existe même une formulation du Principe Anthropique, encore plus audacieuse, qualifiée par ses auteurs, Barrow et Tipler, de « finale » : elle postule que l’intelligence, une fois apparue dans l’Univers, devrait y subsister éternellement. Ceci ne semble possible que si l’Univers est fermé et se termine par une singularité qui aurait, topologiquement, la structure d’un point, ce qui permettrait l’existence d’un nombre infini de transferts élémentaires d’information. Dans ce cas, la singularité finale de l’Univers pourrait être associée au point Omega de Teilhard de Chardin, considéré comme un être omnipotent, omniscient, omniprésent, créateur à la fois de lui-même et de l’Univers entier.

127Sans aller jusqu’aux extrêmes que constituent les idées de Wheeler, de Barrow et de Tipler, il est clair que le Principe Anthropique, dans sa version forte, n’est pas à l’abri de critiques et celles-ci n’ont d’ailleurs pas manqué (pour plus de détails, nous renvoyons aux publications spécialisées, reprises parmi la liste de références). Une étude détaillée de la validité des divers arguments à la base de ce principe nécessiterait, en réalité, de la part des physiciens, un travail démesuré : bâtir de nouveaux univers avec des lois et des constantes physiques différentes de celles du nôtre : on mesure toute la difficulté d’une telle tâche... Il est cependant manifeste que la raison principale de l’hostilité profonde témoignée par un grand nombre de scientifiques à l’égard du Principe Anthropique fort est le caractère explicitement finaliste de celui-ci. Le succès de l’hypothèse des univers multiples s’explique alors par le fait qu’elle apparaît comme un moyen de justifier, par le jeu des probabilités, l’existence d’un univers extrêmement particulier tel que le nôtre et. en postulant la réalisation effective de toutes les probabilités, d’éviter les conclusions qu’un choix ail dû être opéré par un Etre distinct de l’Univers matériel parmi une infinité de possibilités virtuelles, une conclusion qui constituerait un élément métaphysique extra-scientifique.

Figure 4 : Univers « auto-référentiel » de Wheeler, système « auto-excité » à un cycle donnant naissance à des « observateurs-participants » qui, eux, donnent un sens à cet Univers. Celui-ci ne peut, en fait, prendre naissance que s’il est destiné à être observé par quelque être pensant.

128Mais, même si l’on fait abstraction de son caractère ad hoc et de l’impossibilité actuelle de toute vérification expérimentale, cette hypothèse soulève un certain nombre de problèmes de principe très difficiles. Est-elle, tout d’abord, tout compte fait, si différente de l’interprétation téléologique faisant appel à un Univers unique ? En effet, existe-t-il a priori obligatoirement au moins une certaine combinaison définie de lois physiques et de valeurs des constantes fondamentales, réalisée dans un univers particulier, qui permette l’existence de la vie ? De plus, on ne peut manquer de trouver quelque peu surprenante une réponse à une interrogation née du sentiment de surprise devant la taille de l’Univers (comme dans le raisonnement de Dicke) qui fasse appel à une infinité d’univers tout aussi vastes et dont l’existence est, pour le moins, sujette à caution. Serait-ce là réellement le prix à payer pour assurer l’émergence de la vie dans l’Univers ? Que penser, d’autre part, du principe défendu par certains, selon lequel tous les univers logiquement possibles doivent, par nécessité, exister, disjoints les uns des autres, certains stériles, d’autres propices à l’éclosion de la vie ? De toute manière, le recours à un tel Univers composé d’une infinité de « mini-univers » n’élude aucunement le problème fondamental de la création du Monde matériel, au sens métaphysique du terme ; celui-ci se trouverait même plutôt exacerbé, dans ce contexte d’infinitude spatiale et temporelle.

129Quel est finalement le statut actuel du principe Anthropique ? Pour certains, ce Principe n’a aucun intérêt, ni scientifique, ni philosophique, et devrait être banni au plus tôt du discours scientifique ; d’autres, par contre, y voient le principe le plus fondamental, le plus proche d’une explication ultime, dont nous disposions. D’autres, encore, sont disposés à le tolérer et y ont recours, mais uniquement comme pis-aller, dans l’attente de la théorie unifiée tant convoitée ; ils estiment, en effet, qu’en possession d’une telle théorie ultime, il conviendrait de reléguer le Principe Anthropique au rang de curiosité marginale de la science. Nous ne partageons pas ce point de vue car, d’une part, comme nous l’avons déjà souligné, l’argumentation anthropique, si elle est différente de l’explication scientifique traditionnelle, n’en est pas moins tout aussi légitime ; d’autre part, même, si toutes les coïncidences d’apparence anthropique pouvaient être expliquées à l’aide d’une théorie physique fondamentale, il n’en resterait pas moins remarquable que les formes des lois physiques et les valeurs des constantes associées soient justement celles qui sont propices au développement de la vie.

130Le Principe Anthropique peut certainement être considéré comme un principe d’intelligibilité et de cohérence du cosmos, au sens où, pour reprendre le beau texte de Jean Ladrière : « Des données dispersées, apparemment arbitraires si on les considère séparément, prennent un sens à partir du moment où on découvre non seulement qu’elles sont cohérentes mais que leur cohérence assure l’émergence d’un fait privilégié, considéré comme suffisamment chargé par lui-même de sens pour fonder une compréhension satisfaisante de l’ensemble ». Mais la véritable signification du Principe Anthropique nous paraît, en fin de compte, authentiquement téléologique : « Ce serait, citant de nouveau Jean Ladrière, de nous suggérer une lecture qui, au lieu de monter d’échelon en échelon, de conditionnement en conditionnement, vers un palier supérieur qui n’apparaît alors que comme le produit de tous les conditionnements, descend au contraire du pôle de centration le plus extrême qui s’atteste dans l’expérience, de proche en proche, vers les conditions informatiques, biologiques et cosmiques de son émergence. C’est l’unité la plus achevée, l’individuation la plus forte qui donne sens, non l’inverse ».

131Comme nous l’avons montré, la cosmologie relativiste fondée par Einstein, Friedmann, Eddington et Lemaître, n’a pas encore réussi à apporter une réponse définitive aux grandes énigmes concernant l’Univers. De nouveaux problèmes, insoupçonnés, encore plus difficiles, ont surgi comme toujours lorsqu’on pousse l’analyse scientifique jusqu’à ses limites extrêmes. Mais notre manière de voir l’Univers s’est complètement modifiée ces dernières années : son unité, depuis les structures microscopiques les plus infimes jusqu’aux gigantesques architectures cosmiques, est perçue aujourd’hui au travers des théories unifiées, riches de promesses, qui permettent de jeter un pont entre l’infiniment petit et l’infiniment grand.

132Notre place dans l’Univers et le rôle de l’Univers dans notre genèse sont aujourd’hui différemment appréciés de ce qu’ils l’étaient dans le passé, avant les récents développements de la cosmologie scientifique : pendant longtemps, l’immensité de l’Univers, la profusion des grandes structures cosmiques ont été considérées uniquement comme un décor dont la majesté reflétait la grandeur de leur Créateur : de même, les étoiles ne devaient manifestement servir à rien, sinon qu’à témoigner de leur Auteur.

133Aujourd’hui, avec l’avènement des idées anthropiques, l’Univers acquiert un rôle de « machine » à fabriquer des êtres vivants et pensants, chargés de sens parce que conférant un sens à cet Univers. On ne peut manquer de penser, à ce propos, que le Principe Anthropique constitue le premier pas vers cette vraie physique à laquelle aspirait pierre Teilhard de Chardin lorsqu’il écrivait : « La vraie physique est celle qui parviendra, quelque jour, à intégrer l’homme total dans une représentation cohérente du Monde ».

Bibliographie

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COSMOLOGIE

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Notes

1 Cl. TRESMONTANT, Sciences de l’Univers et problèmes métaphysiques, Paris, Seuil, 1976, p. 215.

Table des illustrations

Légende Figure 1 : Système géocentrique de Ptolémée, tel qu’il apparaît dans l’ouvrage : « Cosmographia », publié en 1539 par Peter Appianus.
URL http://books.openedition.org/pusl/docannexe/image/5669/img-1.jpg
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Légende Figure 2 : Les modèles cosmologiques spatialement homogènes et isotropes de type FRW peuvent être classés, du point de vue de l’évolution temporelle de leur taille, en deux grands types : d’une part, ceux pour lesquels l’expansion est perpétuelle, c’est-à-dire les modèles de géométrie spatiale ouverte (caractérisée par un paramètre de courbure k =– 1) et ceux de géométrie spatiale plane, c’est-à-dire les modèles d’Einstein-de Sitter (k = 0), et, d’autre part, ceux de géométrie spatiale sphérique, pour lesquels l’expansion se ralentit, s’arrête et est suivie d’une phase de contraction symétrique (k = 1). Diverses observations suggèrent que l’Univers actuel se situe dans la zone hachurée, à cheval sur la courbe k = 0, mais très proche de cette courbe (donc d’un modèle d’Einstein-de Sitter).
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Légende Figure 3 : illustration de la loi de Hubble. La relation entre la vitesse de récession (proportionnelle au décalage vers le rouge) d’une série de galaxies et la distance de ces objets se présente sous la forme d’une droite, dont la pente fournit la constante de Hubble. La partie du diagramme construite vers 1929 par Hubble se situe dans le coin inférieur gauche.
URL http://books.openedition.org/pusl/docannexe/image/5669/img-3.jpg
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Titre TABLEAU 1 : LES PRINCIPAUX ÉVÉNEMENTS DE L’HISTOIRE DE L’UNIVERS
URL http://books.openedition.org/pusl/docannexe/image/5669/img-4.jpg
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Titre TABLEAU 2 : CONSÉQUENCES ANTHROPIQUES DE MODIFICATIONS DES CONSTANTES PHYSIQUES FONDAMENTALES ET DES PROPRIÉTÉS DE NOTRE UNIVERS
URL http://books.openedition.org/pusl/docannexe/image/5669/img-5.jpg
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Légende Figure 4 : Univers « auto-référentiel » de Wheeler, système « auto-excité » à un cycle donnant naissance à des « observateurs-participants » qui, eux, donnent un sens à cet Univers. Celui-ci ne peut, en fait, prendre naissance que s’il est destiné à être observé par quelque être pensant.
URL http://books.openedition.org/pusl/docannexe/image/5669/img-6.jpg
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Auteur

Astrophysicien, professeur à l'Université de Liège.

© Presses de l’Université Saint-Louis, 1989

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