Paris, 16 mars 2016

Au centre de la Voie Lactée, une source accélère des rayons cosmiques galactiques à des énergies inégalées

L'analyse détaillée des données recueillies par l'observatoire H.E.S.S, en Namibie, a permis de localiser une source de rayonnement cosmique à des énergies jamais encore observées dans notre Galaxie : le trou noir supermassif situé en son centre. H.E.S.S, auquel contribuent le CNRS et le CEA, détecte indirectement le rayonnement cosmique depuis plus de dix ans et a dressé une cartographie, en rayons gamma de très haute énergie, des régions centrales de notre Galaxie. L'identification de cette source hors du commun est publiée ce 16 mars 2016 dans Nature. Des particules du rayonnement cosmique jusqu'à des énergies d'environ 100 téraélectronvolts (TeV)1 sont produites dans notre Galaxie par des objets comme les vestiges de supernova et les nébuleuses à vent de pulsar. Divers arguments théoriques, couplés aux observations directes des rayons cosmiques atteignant la Terre, indiquent que les "usines" galactiques de rayons cosmiques devraient être capables de produire des particules jusqu'à des énergies d'au moins un pétaélectronvolt (PeV)2, énergies 100 fois plus élevées que celles jamais atteintes par l'Homme. Alors que ces dernières années ont vu la découverte de nombreux accélérateurs au TeV et à quelques dizaines de TeV, les sources de plus haute énergie restaient inconnues.

L'analyse détaillée de la région du centre galactique observée pendant près de dix ans par le réseau de télescopes H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System), en Namibie, auquel contribuent le CNRS et le CEA., est publiée aujourd'hui dans la revue Nature. Lors de ses trois premières années d'observation, H.E.S.S a permis de découvrir une source ponctuelle et très puissante de rayons gamma au centre galactique, ainsi qu'une émission diffuse provenant des nuages moléculaires géants qui l'entourent dans une région d'environ 500 années-lumière de large. Ces nuages moléculaires, lorsqu'ils sont bombardés par des protons de très haute énergie, émettent des rayons gamma produits lors de l'interaction des protons avec la matière des nuages. La correspondance spatiale entre l'émission diffuse observée et la quantité de matière dans les nuages (déduite d'autres observations) indiquait la présence d'un ou plusieurs accélérateurs de rayons cosmiques (en particulier de protons) tapis quelque part dans cette région, mais cette source restait inconnue.

Les observations plus approfondies, obtenues par H.E.S.S. entre 2004 et 2013, apportent un nouvel éclairage sur cette question. Le volume record de données récoltées ainsi que les progrès effectués dans les méthodes d'analyse permettent de mesurer la répartition spatiale des protons et leur énergie et de localiser l'origine de ces rayons cosmiques. Il s'agit d'une source cosmique située au centre exact de la Voie Lactée, capable d'accélérer des protons jusqu'à des énergies voisines du pétaélectronvolt. Les chercheurs pensent qu'elle émet sans interruption depuis au moins mille ans. Elle constituerait ainsi le premier "Pévatron"3 jamais observé.

Le centre de notre Galaxie abrite de nombreux objets susceptibles de produire des rayons cosmiques de très haute énergie, dont en particulier un reste de supernova, une nébuleuse à vent de pulsars mais aussi un amas compact d'étoiles massives. Cependant, le trou noir supermassif localisé au centre de la Galaxie, Sagittarius A*, est de loin le candidat le plus vraisemblable. Plusieurs régions d'accélération sont envisageables : soit le voisinage immédiat du trou noir soit une région plus éloignée, où une fraction de la matière tombant sur le trou noir est réinjectée dans l'environnement et peut initier de l'accélération de particules.

L'observation des rayons gamma permet de mesurer indirectement le spectre en énergie des protons accélérés par le trou noir central. Ce spectre indique que Sagittarius A* accélèrerait encore maintenant des protons jusqu'au PeV. L'activité actuelle de la source ne permet pas d'expliquer à elle seule l'intensité du rayonnement cosmique observé sur Terre. Mais si le trou noir central avait été encore plus actif dans le passé, il a pu produire à lui seul la quasi-totalité du rayonnement cosmique galactique observé à ces énergies. Un argument décisif au débat centenaire sur l'origine des rayons cosmiques galactiques !

La détection des rayons cosmiques par H.E.S.S

La Terre est bombardée en permanence par des particules de haute énergie (protons, électrons et noyaux atomiques) en provenance du cosmos, particules qui constituent ce que l'on appelle le "rayonnement cosmique". Ces particules étant chargées électriquement, elles sont déviées par les champs magnétiques du milieu interstellaire de la Galaxie et il est impossible d'identifier directement les sources astrophysiques responsables de leur production. Ainsi, depuis plus d'un siècle, l'identification de l'origine du rayonnement cosmique reste l'un des plus grands défis de la science.
Heureusement, les particules cosmiques interagissent avec la lumière et le gaz au voisinage de leur source et produisent alors des rayons gamma qui, eux, se déplacent en ligne droite, permettant ainsi de remonter à leur origine. Ceux d'entre eux qui atteignent la Terre, au contact de la haute atmosphère, produisent une gerbe de particules secondaires émettant une lumière très brève et ténue4. De nombreuses sources du rayonnement cosmique ont donc pu être identifiées ces dernières décennies en détectant cette lumière à l'aide de grands télescopes munis de caméras à haute définition temporelle comme le réseau de télescopes H.E.S.S. .Ce réseau, le plus performant au monde dans son domaine, est géré par une collaboration de 12 pays regroupant des scientifiques de 42 organismes.

H.E.S.S : dix laboratoires français impliqués

Centre d'études nucleaires de Bordeaux Gradignan (CENBG, CNRS/Université de Bordeaux)
Centre de physique des particules de Marseille (CPPM, CNRS/Aix Marseille Université)
Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble (IPAG, CNRS/Université Grenoble Alpes)
Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'univers (Irfu, CEA)
Laboratoire AstroParticule et cosmologie (APC, CNRS/CEA/Université Paris Diderot/Observatoire de Paris)
Laboratoire d'Annecy-le-Vieux de physique des particules (Lapp, CNRS/Université Savoie Mont Blanc)
Laboratoire Leprince-Ringuet (LLR, CNRS/Ecole Polytechnique)
Laboratoire physique nucléaire et hautes énergies (LPNHE, CNRS/Université Pierre et Marie Curie/Université Paris Diderot)
Laboratoire Univers et particules de Montpellier (LUPM, CNRS/Université de Montpellier)
Laboratoire Univers et théories (Luth, CNRS/Observatoire de Paris/Université Paris Diderot)






Web:    
H.E.S.S. : https://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/  
H.E.S.S instrument : https://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/pages/about/

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Notes :
1un TeV =1012 eV, correspondant à des énergies de mille milliards plus élevée que la lumière visible
2un PeV = 1000 TeV=1015 eV
3Nom dont ont été affublés ces accélérateurs extrêmes, jusqu'alors hypothétiques, par analogie au Tévatron construit par l'homme.
4Lumière Tcherenkov
Références :
Acceleration of Petaelectronvolt protons in the Galactic Centre, H.E.S.S. collaboration,
auteurs correspondants: F. Aharonian, S. Gabici , E. Moulin et A. Viana, Nature 16 March 2016
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LE  SOLEIL

PLAN
            *         SOLEIL
            *         ASTRONOMIE
            *         Introduction
            *         Historique des principales découvertes sur le Soleil
            *         Le Soleil, une étoile naine
            *         La structure du Soleil
            *         Le cœur du Soleil
            *         La zone radiative du Soleil
            *         La zone convective du Soleil
            *         La photosphère
            *         La chromosphère
            *         La couronne
            *         Le vent solaire
            *         Les anneaux de poussières
            *         L'activité solaire
            *         Taches solaires et facules
            *         Éruption solaire
            *         Boucles
            *         Protubérances
            *         Trous coronaux
            *         Les cycles d'activité solaire
            *         Les relations Soleil-Terre
            *         L'évolution du Soleil
            *         RELIGION

Soleil
(latin populaire soliculus, du latin classique sol, solis)

Étoile autour de laquelle gravite la Terre.

ASTRONOMIE
Introduction

Le Soleil est l'une des quelque 100 milliards d'étoiles de la Galaxie. Il présente la double caractéristique d'être une étoile extrêmement proche (Proxima du Centaure, l'étoile la plus proche du Système solaire, est 270 000 fois plus lointaine) et du type le plus courant. Son étude constitue de ce fait un moyen d'information permettant d'accéder aux processus fondamentaux d'évolution des étoiles et de vérifier certaines hypothèses et méthodologies utilisées en astrophysique stellaire. L'essentiel de ce que l'on sait du Soleil vient de l'étude de son rayonnement ; toutefois, depuis les années 1970, l'héliosismologie (ou sismologie solaire), qui étudie les modes d'oscillation du Soleil, favorise la connaissance de sa structure interne. Par ailleurs, les observations spatiales viennent désormais utilement compléter celles faites au sol, en autorisant l'étude du Soleil dans des domaines du spectre correspondant à des rayonnements arrêtés par l'atmosphère terrestre : rayonnements γ, X et ultraviolet.

Historique des principales découvertes sur le Soleil
Lorsqu'il découvre, en 1611, la rotation du Soleil en se fondant sur le mouvement des taches solaires, Galilée inaugure les études modernes du Soleil. La première estimation correcte de la taille de celui-ci et de sa distance par rapport à la Terre fut effectuée en France, par l'Académie des sciences, en 1684, grâce aux données obtenues par triangulation à partir de la mesure de la distance de Mars. En effet, cette mesure, faite en 1672 lorsque la planète s'approcha au maximum de la Terre, permit de connaître par une simple application de la troisième loi de Kepler la distance Terre Soleil. La découverte des raies sombres du spectre solaire par Joseph von Fraunhofer, en 1814, et son interprétation physique par Gustav Robert Kirchhoff, en 1859, inaugurèrent l'ère de l'astrophysique solaire, au cours de laquelle l'étude effective de l'état physique et de la composition chimique de la matière solaire devint possible.

Le champ magnétique intense des taches solaires fut découvert par George Ellery Hale en 1908. Le rôle des réactions nucléaires dans la production de l'énergie solaire fut démontré par Jean Perrin en 1919 et ces réactions furent explicitées par Hans Bethe en 1939. Les connaissances sur le Soleil évoluent et ne restent pas figées : le vent solaire ne fut découvert qu'en 1962, et ce n'est que sept ans plus tard que sa source fut identifiée avec les trous coronaux.

Le Soleil, une étoile naine
Le Soleil, comparé aux plus grandes étoiles connues, dont les diamètres sont 1 000 fois supérieurs au sien et dont les masses peuvent atteindre près d'une centaine de fois sa masse, est une étoile tout à fait moyenne, mais c'est un astre de taille respectable par rapport aux minuscules étoiles rouges. Il est donc répertorié dans la classe des étoiles naines. Son spectre, sa température de surface et sa couleur amènent à le classer plus précisément comme une naine G2 V, suivant la classification en usage (G désignant le type spectral, et V la classe de luminosité). La décomposition spectrale de son rayonnement a son maximum à environ 500 nm de longueur d'onde, ce qui lui vaut sa couleur jaune caractéristique.
La structure du Soleil

De son cœur jusqu'à sa couronne et à son vent solaire – qui s'étend jusqu'à la Terre et au-delà – le Soleil comporte plusieurs zones ayant chacune des caractéristiques physiques.

Le cœur du Soleil
Le poids des couches extérieures du Soleil comprime le gaz de la région centrale, le cœur, pour lui donner une densité qui est environ 160 fois celle de l'eau. La température atteinte est d'environ 15 millions de degrés. Partout à l'intérieur du Soleil, des atomes entrent constamment en collision avec assez d'énergie pour ioniser le gaz, qu'on appelle alors un plasma.

La zone radiative du Soleil
Dans le premier tiers du Soleil, les collisions entre particules sont si violentes qu'elles provoquent des réactions nucléaires, qui libèrent une énergie colossale et donnent au Soleil son éclat habituel. Cette série de réactions provoque la fusion thermonucléaire de l'hydrogène et sa transformation en hélium, suivant plusieurs séquences, dont la principale, qui fournit plus de 90 % de l'énergie totale, est appelée « chaîne proton proton », car elle met en œuvre quatre noyaux d'hydrogène, ou protons (le noyau d'hydrogène étant composé d'un seul proton), pour former un noyau d'hélium. Cette réaction proton proton peut alimenter le Soleil en énergie pendant environ 10 milliards d'années (l'âge du Soleil étant estimé à environ 5 milliards d'années, il lui reste donc encore un temps équivalent à vivre). Les rayons gamma émis par les réactions nucléaires voyagent vers l'extérieur et sont sans cesse absorbés et réémis : c'est la zone radiative. Un photon parcourt en moyenne 1 cm avant d'être capturé ; les absorptions et émissions successives diminuent l'énergie des photons, qui passent à l'état de rayons X, puis ultraviolets, avant de devenir visibles au niveau de la photosphère.

La zone convective du Soleil
Vers 0,8 rayon solaire, comme le poids des couches de gaz extérieures diminue, la densité et la température requises pour maintenir cette couche en équilibre hydrostatique diminuent également rapidement. À une distance du centre du Soleil égale à 0,6 rayon solaire, la température est d'environ 1 million de degrés ; aussi, l'hydrogène et l'hélium ne sont plus complètement ionisés, et les atomes neutres absorbent donc les radiations qui proviennent des zones incandescentes du cœur. Dans cette région, le chauffage et l'expansion des gaz qui s'ensuit permet à ces derniers de se déplacer vers le haut à cause de leur densité plus faible, et la chaleur atteint les couches supérieures. Ainsi, le transport de l'énergie s'effectue par un vaste brassage de matière qui monte, se refroidit, puis redescend : c'est la convection, qui constitue un moyen puissant pour évacuer la chaleur vers l'extérieur.

Le plasma solaire de la zone de convection est à peu près aussi bon conducteur qu'un fil de cuivre à température ambiante. Aussi, lorsqu'un volume important d'une matière de ce type traverse un champ magnétique, comme ici dans le Soleil, il induit un courant électrique considérable, qui déforme le champ primitif au point de l'entraîner dans son mouvement. L'influence mutuelle des champs magnétiques et des plasmas en mouvement est connue sous le terme de magnétohydrodynamique (MHD). La MHD permet d'étudier comment la rotation différentielle modifie les lignes de champ magnétique polaires, les déforme et les amène parallèlement à l'équateur au cours du cycle d'activité du Soleil.
La convection continue à être efficace jusqu'à ce que soient atteintes les couches où la densité est si faible que l'énergie rayonnée par les gaz ascendants peut s'échapper directement dans l'espace. Cette couche est la surface visible du Soleil, la photosphère.

La photosphère

L'observation de la photosphère montre un grand nombre de cellules convectives, les granules, dont la taille est d'environ 1 millier de kilomètres. Ces granules « vivent » environ un quart d'heure ; elles sont formées par des gaz ascendants chauds, entourés par des gaz descendants plus froids, se déplaçant à environ 1 km/s.
Il semble que les mouvements convectifs des gaz solaires, en plus du transport de chaleur, aient des effets importants sur la rotation du Soleil, sur son magnétisme et sur la structure des couches situées au-dessus de la photosphère. La convection contribuerait à expliquer le fait que les gaz de la photosphère ne tournent pas de façon rigide : si la période de rotation est d'environ 25 jours à l'équateur, elle s'élève déjà à 1 mois à la latitude de 60°.
Aux abords de la photosphère, la densité du gaz diminue rapidement en altitude, d'un facteur 10 tous les 1 000 km environ. Cette diminution rapide explique le bord net du Soleil, même quand on le voit dans des télescopes, car la couche dans laquelle le gaz perd son opacité et devient transparent n'a que quelques centaines de kilomètres d'épaisseur (ce qui représente moins d'une seconde d'arc quand on l'observe depuis la Terre). Ainsi, la photosphère n'est pas une surface, mais une couche solaire d'environ 300 km d'épaisseur.


La chromosphère
Au-dessus de la photosphère, la température descend jusqu'à un minimum d'environ 4 500 K ; puis, assez curieusement, elle commence à remonter. Pendant quelques secondes, au début et à la fin d'une éclipse totale de Soleil, on peut observer un mince anneau de quelques milliers de kilomètres d'épaisseur autour du disque solaire ; cet anneau brille d'un éclat rosé intense, d'où son nom de chromosphère, c'est-à-dire « sphère de couleur ». Lorsqu'on l'examine au télescope avec un spectrographe à haute résolution, on peut voir que la plupart des émissions chromosphériques proviennent de jets très fins de gaz dirigés vers l'extérieur, les spicules, d'une température d'environ 15 000 K et d'une densité d'environ 1011 particules par centimètre cube. Un spicule a une durée de vie de 5 à 10 minutes ; sa hauteur est en général de 5 000 à 10 000 km, et son épaisseur environ dix fois plus faible. Les gaz se déplacent vers l'extérieur à des vitesses d'environ 25 km/s. Les spicules semblent se situer à la périphérie des cellules de supergranulation, semblables aux granules, mais qui s'étendent sur des diamètres de l'ordre de 30 000 km.
La couronne

Au cours d'une éclipse totale, ou à l'aide d'un coronographe, on peut observer l'atmosphère du Soleil, qui s'étend à une distance de plusieurs rayons solaires au-delà de la photosphère et émet une faible lueur, la couronne solaire, 1 million de fois moins brillante que le disque, dans sa partie la plus lumineuse. Cependant, malgré les températures observées dans la chromosphère, la densité de matière décroît si rapidement qu'aucune couronne ne devrait être visible même à proximité de la surface. L'explication de ce phénomène a été trouvée en 1940 lorsqu'on a pu prouver que dans le spectre du rayonnement de la couronne certaines raies non identifiées étaient causées par des corps fortement ionisés, comme le fer ionisé 13 fois, ce qui implique une température de l'ordre du million de degrés. Comme un gaz chaud a moins tendance à être comprimé par les couches supérieures qu'un gaz froid, la température élevée qui règne dans la couronne permet d'expliquer pourquoi cette dernière est si étendue.

Le mécanisme qui porte la couronne à une température aussi élevée est mal connu, et cette question est au centre de nombreuses recherches, notamment à partir de satellites artificiels. Ainsi, le gaz coronal à proximité du Soleil est visible à l'œil nu pendant les éclipses, car il diffuse la lumière photosphérique à partir des électrons du plasma de la couronne. En effet, ce plasma très chaud émet ses propres rayonnements, ultraviolet et X, lorsque des électrons, se déplaçant rapidement, entrent en collision avec des ions d'éléments plus lourds. Le chauffage de la couronne n'est donc pas une simple question de flux de chaleur en provenance de la photosphère plus froide, par conduction, convection ou radiation, car un tel flux irait à l'encontre de la seconde loi de la thermodynamique. Plus vraisemblablement, ce sont des ondes acoustiques ou d'autres formes d'ondes générées par les mouvements gazeux de la photosphère qui transportent l'énergie dans le milieu coronal et la dissipent en la transformant en chaleur, pour équilibrer les pertes subies par la couronne. Une autre explication peut être la dissipation de courants électriques dans le plasma coronal, très conducteur, de la même façon que l'effet Joule élève la température dans un matériau résistant.

Le vent solaire

La température et la pression des gaz de la couronne sont trop élevées pour que leur effet soit compensé par la gravité solaire. Des particules peuvent ainsi s'échapper dans l'espace, et participer à la formation du vent solaire. Celui-ci est constitué d'électrons (90 %), de neutrons, de quelques noyaux d'hélium et de traces d'éléments plus lourds. En 1983, quand la sonde américaine Pioneer 10 quittait le Système solaire connu, elle détectait encore la présence du vent solaire. Au niveau de l'orbite de la Terre, la vitesse d'expansion du vent solaire est de 300 à 700 km/s, avec une densité de 1 à 10 particules par centimètre cube ; ainsi, la perte de masse du Soleil, due au vent solaire, n'est que de 10−13 masses solaires par an. Néanmoins, le vent solaire a des effets observables sur les couches supérieures de l'atmosphère terrestre, notamment lors des aurores polaires.

Les anneaux de poussières
Le Soleil est entouré d'anneaux, ou de disques, de poussières interplanétaires. L'un de ces anneaux, situé dans le plan de l'orbite de Jupiter, est connu depuis longtemps : il est à l'origine de la « lumière zodiacale ».
En 1983, un autre anneau fut découvert dans la ceinture d'astéroïdes, entre Mars et Jupiter, par IRAS (Infrared Astronomy Satellite, ou satellite artificiel d'observation astronomique dans l'infrarouge). Une équipe d'astronomes japonais et indonésiens découvrit, également en 1983, un troisième anneau à seulement deux diamètres solaires de notre astre.

L'activité solaire
Le Soleil entretient un champ magnétique intense qui influence les structures physiques de la photosphère, de la chromosphère et de la couronne de manière complexe et variable selon les époques : c'est ce qu'on appelle l'activité solaire.

Taches solaires et facules
Les champs magnétiques émergent dans les couches visibles sous l'aspect de boucles toroïdales de flux magnétique. Leur effet le plus évident sur la photosphère est la formation des taches solaires sombres et des facules brillantes, qui caractérisent à ce niveau une région active. Lorsqu'ils sont intenses, ils perturbent la convection, et amoindrissent donc l'efficacité du processus dominant de transport de chaleur jusqu'à la photosphère, d'où la température « basse » et la relative obscurité des taches solaires.
Une région active se développe horizontalement lorsque le « tube magnétique » émerge de la photosphère, en forme de boucle, passant d'une taille de moins de 5 000 km jusqu'à plus de 100 000 km en une dizaine de jours. C'est au cours de cette période de croissance rapide que la probabilité pour que se produise une éruption solaire spectaculaire est la plus forte.

Éruption solaire
Une forte éruption est caractérisée par un rapide accroissement de la brillance, d'un facteur 5 à 10, en quelques minutes, sur une surface considérable de la région active, comme on peut l'observer dans la raie Hα de l'hydrogène émise par la chromosphère. Seules les éruptions très importantes peuvent être décelées en lumière blanche, à cause de la brillance de la photosphère. Les effets les plus violents et les plus spectaculaires de l'éruption ont lieu cependant dans la couronne. Là, les boucles magnétiques qui surmontent les taches et les facules peuvent accroître leur brillance dans les rayonnements X et ultraviolet d'un facteur 100 ou plus. Les particules chargées sont accélérées jusqu'aux vitesses relativistes, et une puissante émission sur des longueurs d'ondes centimétriques est généralement constatée.
Certaines éruptions produisent aussi de fortes explosions radio sur des longueurs d'ondes métriques, et d'importants volumes de plasma sont souvent projetés dans l'espace à des vitesses qui dépassent la vitesse d'échappement – qui est de l'ordre de 600 km/s – udu champ de gravité solaire au niveau de la photosphère. L'événement cataclysmique s'affaiblit lentement, en quelques heures, après avoir libéré une énergie allant jusqu'à 10215 J. Ce mécanisme a été récemment interprété comme un « court-circuit » géant entre des tubes de force du champ magnétique. Les taches solaires durent en général quelques semaines, les grandes, plus durables, pouvant survivre 2 ou 3 mois. Les facules continuent à signaler une région active pendant un peu plus longtemps. Finalement, il semble que les mouvements de convection désordonnés près de la photosphère démantèlent la boucle de flux magnétique et la dispersent en plus petits éléments sur toute la surface de cette dernière.
Loin des régions actives, des champs d'intensités comparables (de 0,1 à 0,2 tesla) sont mesurés, mais ils se restreignent à un réseau polygonal qui coïncide avec les bords des cellules de supergranulation dont il a été fait mention précédemment.

Boucles
Au-dessus de la photosphère, les champs magnétiques d'une région active peuvent être détectés par leur effet sur la répartition des températures et des densités dans la chromosphère et dans la couronne. Là encore, des structures proéminentes en forme de boucles, observées dans les rayonnements X et ultraviolets, montrent comment les lignes de champ s'étendent jusqu'à 100 000 km et davantage au-dessus d'une tache, et reviennent ensuite vers la photosphère, généralement dans le même centre d'activité.
Protubérances

Dans d'autres régions de la couronne, d'immenses feuillets de plasma condensé relativement froid (10 000 K, contre 1 à 3 millions dans la couronne), appelés protubérances, sont soutenus par les tubes de champ magnétique jusqu'à des hauteurs qui peuvent dépasser 200 000 km.

Trous coronaux
Dans certaines grandes zones, appelées trous coronaux, l'émission de la couronne est nettement plus faible, ce qui montre une baisse de la densité du plasma, dont la température est de 1 million de degrés au moins. Les observations radioastronomiques indiquent que dans ces régions les lignes de champ magnétiques s'étendent radialement vers l'extérieur et ne forment plus des structures closes, comme dans les boucles et les protubérances. Une partie de la couronne peut alors s'écouler dans l'espace interplanétaire, c'est le vent solaire. Ces trous sont plus fréquents aux pôles solaires, où les lignes magnétiques sont plus facilement ouvertes, mais peuvent descendre parfois jusqu'à l'équateur.

Les cycles d'activité solaire
L'activité solaire présente un cycle d'une période d'environ 22 ans. La propriété la plus facilement observable de ce cycle est la variation, tous les onze ans environ, du nombre de taches solaires. Le cycle de 22 ans semble avoir été assez régulier au cours du xixe s. et même au-delà, mais les témoignages historiques indiquent qu'entre 1640 et 1710 – ce qu'on appelle le minimum de Maunder – aundern appelle le minimum de Maundergnages
Les irrégularités, à long terme, de l'activité solaire peuvent avoir des retombées tangibles sur la Terre, car les flux de particules solaires chargées et le rayonnement ultraviolet sont directement liés au niveau d'activité manifesté par les régions actives, les éruptions et les trous coronaux. Des variations dans ces émissions peuvent affecter, on le sait, les couches supérieures de l'atmosphère et avoir des répercussions importantes sur le climat.

Les relations Soleil-Terre
Le Soleil émet en permanence dans l'espace un flux de particules chargées, le vent solaire. Celui-ci a pour effet de déformer la magnétosphère terrestre, qui est comprimée du côté du Soleil et étirée dans la direction opposée. Mais ce régime peut être brutalement perturbé en période d'activité solaire, quand le Soleil émet des bouffées de plasma plus énergétique : l'arrivée massive de ces particules dans l'environnement terrestre provoque alors la formation d'aurores polaires et d'orages magnétiques.
Par ailleurs, on sait que la Terre est soumise à des variations d'ensoleillement liées à sa rotation sur elle-même (alternance des jours et des nuits) et à sa translation autour du Soleil (cycle des saisons). Sur des intervalles de temps plus longs, on a pu établir que les variations de l'excentricité de son orbite et de l'inclinaison de son axe de rotation avaient également des répercussions climatiques (théorie de Milanković). Il est légitime de se demander si le Soleil lui-même et son rayonnement n'ont pas des fluctuations suffisantes pour avoir un impact sur le climat de la Terre. Les observations spatiales ont mis en évidence de légères fluctuations (0,2 %) de la constante solaire, c'est-à-dire du flux d'énergie solaire reçu au sommet de l'atmosphère, perpendiculairement par unité de temps et de surface, en fonction du cycle de l'activité solaire. Mais on n'a pu encore clairement établir de lien entre ces variations et celles de la température sur la Terre.

L'évolution du Soleil
Depuis 4,6 milliards d'années, le Soleil est alimenté en énergie par la fusion d'hydrogène en hélium. Dans 3,5 milliards d'années, il aura brûlé la quasi-totalité de l'hydrogène de son noyau. La production d'énergie nucléaire cessant, la matière se contractera, ce qui provoquera une augmentation interne de la température et de la pression. Les couches extérieures se dilateront et la température de la photosphère baissera : le Soleil deviendra une géante rouge. Son rayon pourra alors atteindre la moitié de la distance de la Terre au Soleil mais notre planète se sera alors éloignée à 250 millions de km de son étoile. En effet, le Soleil ayant perdu près de 40% de sa masse par suite de l'échappement du vent solaire, la Terre sera alors soumise à une plus faible attraction. Cet éloignement relatif ne compensera pas l'énorme accroissement de luminosité du Soleil. Dans le cœur de l'étoile, lorsque la température atteindra 100 millions de degrés, la fusion de l'hélium, produisant du carbone et de l'oxygène, se déclenchera et se propagera vers l'extérieur.
Quelques milliards d'années plus tard, l'hélium sera épuisé à son tour et, la production d'énergie nucléaire cessant, le Soleil se contractera à nouveau. Les réactions nucléaires reprendront alors dans deux zones : en surface, transformation de l'hydrogène en hélium, et à l'intérieur, de l'hélium en carbone et oxygène. Sous la pression intense du rayonnement, de la matière sera éjectée. Le rayon du Soleil se réduira à une dizaine de milliers de kilomètres. Dans le même temps, sa température de surface passera à une centaine de milliers de kelvins. Le Soleil finira ainsi son existence sous les traits d'une naine blanche dont le rayonnement faiblira peu à peu. Quant à la matière éjectée, elle se dispersera dans le milieu interstellaire où elle donnera naissance, ultérieurement, à de nouvelles étoiles.

RELIGION
Le culte du Soleil, assez répandu dans diverses sociétés anciennes, a eu un succès tout particulier en Égypte pharaonique, en tant que puissance fécondante. Rê représentait l'astre solaire, et Aton le disque solaire. Dans la ville sainte d'Héliopolis s'étaient élaborés mythes et systèmes théologiques et, dès la IVe dynastie, certains pharaons se sont qualifiés de fils de Rê. Aménophis IV organisa un nouveau culte solaire avec le syncrétisme Amon-Rê.

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Paris, 16 octobre 2017
Les ondes gravitationnelles font la première lumière sur la fusion d'étoiles à neutrons

C'est une découverte majeure à plus d'un titre. Les scientifiques de la collaboration LIGO-Virgo (dont le CNRS est membre) ont observé pour la première fois des ondes gravitationnelles émises lors de la fusion de deux étoiles à neutrons, et non de deux trous noirs comme dans les cas précédents. Autre première : cette source d'ondes gravitationnelles émet de la lumière, observée dans les heures, jours et semaines qui suivirent grâce à la contribution de 70 autres observatoires sur Terre et dans l'espace. Cet ensemble d'observations marque l'avènement d'une astronomie dite « multi-messagers ».1 Une moisson de résultats en est issue : d'une solution à l'énigme des sursauts gamma et à celle de l'origine des éléments chimiques les plus lourds – comme le plomb, l'or ou le platine –, en passant par l'étude des propriétés des étoiles à neutrons ou par une mesure indépendante de la vitesse d'expansion de l'Univers. Une dizaine d'articles scientifiques publiés le 16 octobre 2017 détaillent ces différents aspects. Ils sont signés par de nombreux chercheurs de laboratoires du CNRS (plus de 200 pour l'une des publications), membres de la collaboration LIGO-Virgo ou de groupes d'astronomes partenaires.
C'est une aventure hors du commun qui a démarré, le 17 août 2017 à 14 heures 41 minutes (heure de Paris), par l'observation d'un signal d'ondes gravitationnelles d'un type nouveau. Cette fois, le signal détecté est bien plus long que dans le cas de la fusion de trous noirs (une centaine de secondes contre une fraction de seconde), signe que les deux objets qui finissent par fusionner sont différents de ceux détectés jusqu'à présent. L'analyse détaillée des données indiquera que les masses des deux objets sont comprises entre 1,1 et 1,6 fois la masse du Soleil, ce qui correspond à celles des étoiles à neutrons.

Les étoiles à neutrons sont des vestiges d'étoiles massives. Une étoile géante meurt en explosant, donnant ainsi naissance à une supernova. Ce phénomène extrêmement lumineux ne dure que quelques jours à quelques semaines : une fois l'explosion terminée, il ne reste plus qu'un cœur très dense composé presque uniquement de neutrons – une étoile à neutrons. Celle-ci a la taille d'une ville comme Londres, mais une petite cuillère de sa matière pèse environ un milliard de tonnes : les étoiles à neutrons sont les étoiles les plus petites et les plus denses connues à ce jour. Tout comme les étoiles ordinaires dont elles sont issues, certaines évoluent en couple. Elles orbitent alors l'une autour de l'autre et se rapprochent lentement en perdant de l'énergie sous forme d'ondes gravitationnelles – un phénomène qui finit par s'accélérer jusqu'à la fusion. Si ce scénario était prédit par les modèles, c'est la première fois qu'il est confirmé par l'observation.

Presque au même moment et de manière indépendante, le satellite Fermi de la Nasa enregistre un sursaut gamma – un flash de rayonnement très énergétique – et lance immédiatement une alerte automatique. Si ce type de flash est relativement fréquent (il s'en produit presque chaque semaine en moyenne), celui-ci a la particularité d'être détecté environ 2 secondes après la fin du signal d'ondes gravitationnelles, indiquant un lien fort entre ces deux événements. Par ailleurs l'analyse des données de Fermi indique une origine spatiale de 1100 degrés carrés compatible avec la localisation par les détecteurs Virgo et LIGO. Le sursaut gamma est également observé par le satellite Integral de l'Agence spatiale européenne (ESA). Ces observations confirment qu'au moins une partie des sursauts gamma courts sont produits par la fusion d'étoiles à neutrons.

La naissance d'une nouvelle astronomie

En parallèle, cette source est localisée dans le ciel en exploitant les temps d'arrivée et l'amplitude des signaux mesurés dans les trois détecteurs d'ondes gravitationnelles (les deux détecteurs de LIGO aux États-Unis et celui de Virgo en Europe). La zone ainsi déterminée, qui couvre environ 30 degrés carrés2 dans la constellation de l'Hydre de l'hémisphère austral, est des dizaines de fois plus restreinte que celle établie par Fermi. Elle est communiquée à près de 90 groupes d'astronomes partenaires pour qu'ils pointent leurs instruments dans cette direction. Douze heures plus tard, le groupe 1M2H utilisant le télescope américain Swope au Chili annonce la découverte d'un nouveau point lumineux dans la galaxie NGC 4993, située à 130 millions d'années-lumière de la Terre. Très rapidement, ce résultat est confirmé par d'autres télescopes de manière indépendante3. A leur suite, de nombreux autres instruments réalisent des observations, dont ceux de l'ESO au Chili, ou le télescope spatial Hubble.

Cette zone est alors scrutée sans relâche et les premières analyses des spectres lumineux4 montrent qu'il ne s'agit pas d'une supernova mais d'un type d'objet encore jamais observé, constitué de matière très chaude qui refroidit et dont la luminosité décroît rapidement – d'où une course contre la montre pour l'observer avant qu'il ne s'estompe.

Selon les modèles, la matière éjectée par la fusion de deux étoiles à neutrons est le siège de réactions nucléaires aboutissant à la formation de noyaux atomiques plus lourds que le fer (comme l'or, le plomb, etc.), grâce à l'abondance de neutrons. Cette matière très chaude et radioactive se disperse alors, émettant de la lumière dans toutes les longueurs d'onde, initialement très bleue puis rougissant au fur et à mesure que la matière refroidit en se dispersant. Appelé kilonova, ce phénomène jusqu'ici uniquement prédit par la théorie est ainsi confirmé de manière convaincante. On a donc observé ce qui est sans doute le principal processus de formation des éléments chimiques les plus lourds de l'Univers !
 
Outre la confirmation que les fusions d'étoiles à neutrons produisent des sursauts gamma courts, la première détection non ambiguë d'une kilonova et la preuve que les éléments lourds de l'Univers sont formés lors de ce processus, cet ensemble d'observations permet également de mieux comprendre la physique des étoiles à neutrons et d'éliminer certains modèles théoriques extrêmes. Il permet aussi de mesurer d'une nouvelle manière la constante de Hubble, décrivant la vitesse d'expansion de l'Univers. Ces résultats, qui couvrent des disciplines variées (physique nucléaire, astrophysique, cosmologie, gravitation), illustrent le potentiel d'une astronomie naissante, s'appuyant sur plusieurs types de messagers cosmiques (les ondes gravitationnelles, les ondes électromagnétiques comme la lumière ou les rayons gamma, et peut-être un jour les particules telles que les neutrinos ou les rayons cosmiques). Ils sont détaillés dans une dizaine de publications dont l'une est l'œuvre de plusieurs milliers de chercheurs regroupés en une cinquantaine de collaborations.

La collaboration LIGO-Virgo

Virgo est un instrument installé près de Pise, construit il y a un quart de siècle par le CNRS en France et l'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) en Italie. Les chercheurs travaillant sur Virgo sont regroupés au sein de la collaboration du même nom, comprenant plus de 280 physiciens, ingénieurs et techniciens appartenant à 20 laboratoires européens dont 6 au CNRS en France, 8 à l'INFN en Italie et 2 à Nikhef aux Pays-Bas. Les autres laboratoires sont MTA Wigner RCP en Hongrie, le groupe POLGRAW en Pologne, un groupe à l'université de Valence (Espagne) et EGO (European Gravitational Observatory), où est implanté l'interféromètre Advanced Virgo, financé par le CNRS, l'INFN et Nikhef.

LIGO est financé par la NSF, et piloté par Caltech et le MIT, qui ont conçu LIGO et dirigé le projet LIGO initial ainsi que la transition vers des détecteurs de deuxième génération, Advanced LIGO. Le financement du projet Advanced LIGO est assuré par la NSF, avec des contributions importantes de l'Allemagne (Max Planck Gesellschaft), du Royaume-Uni (Science and Technology Facilities Council) et de l'Australie (Australian Research Council). Plus de 1 200 scientifiques du monde entier participent à cet effort au sein de la collaboration LIGO, qui comprend la collaboration GEO et la collaboration australienne OzGrav. Les autres partenaires sont recensés sur la page http://ligo.org/partners.php.

Les publications scientifiques des collaborations LIGO et Virgo annonçant cette observation sont cosignées par 76 scientifiques de six équipes du CNRS et d'universités associées :
-    le laboratoire Astroparticule et cosmologie (CNRS/Université Paris Diderot/CEA/Observatoire de Paris), à Paris ;
-    le laboratoire Astrophysique relativiste, théories, expériences, métrologie, instrumentation, signaux (CNRS/Observatoire de la Côte d'Azur/Université Nice Sophia Antipolis), à Nice ;
-    le Laboratoire de l'accélérateur linéaire (CNRS/Université Paris-Sud), à Orsay ;
-    le Laboratoire d'Annecy de physique des particules (CNRS/Université Savoie Mont Blanc), à Annecy;
-    le Laboratoire Kastler Brossel (CNRS/UPMC/ENS/Collège de France), à Paris ;
-    le Laboratoire des matériaux avancés (CNRS), à Villeurbanne.

La France également impliquée dans la détection des signaux lumineux

En plus des chercheurs de la collaboration Virgo, environ 160 chercheurs français font partie de collaborations d'astronomes (Antares, DECam, DLT40, ePESSTO, Fermi, GRAWITA, HESS, Integral, OzGrav, Pierre Auger et TZAC) qui sont signataires de la publication résumant l'ensemble des observations, et pour certains d'être eux, de publications plus spécifiques dévoilées aujourd'hui.

Ces chercheurs font partie des laboratoires suivants :
-    laboratoire Astroparticule et cosmologie (CNRS/CEA/Observatoire de Paris/Université Paris Diderot)
-    laboratoire Astrophysique relativiste, théories, expériences, métrologie, instrumentation, signaux (CNRS/Observatoire de la Côte d'Azur/Université de Nice Sophia Antipolis)
-    laboratoire Astrophysique, instrumentation, modélisation (CNRS/CEA/Université Paris Diderot)
-    Centre d'études nucléaires de Bordeaux Gradignan (CNRS/Université de Bordeaux)
-    Centre de physique des particules de Marseille (CNRS/Aix-Marseille Université)
-    laboratoire Galaxies, étoiles, physique, instrumentation (CNRS/Observatoire de Paris/Université Paris Diderot)
-    laboratoire Géoazur (CNRS/Observatoire de la Côte d'Azur/Université de Nice Sophia Antipolis)
-    Groupe de recherche en physique des hautes énergies de l'Université de Haute-Alsace
-    Institut d'astrophysique de Paris (CNRS/UPMC)
-    Institut de physique nucléaire d'Orsay (CNRS/Université Paris-Sud)
-    Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble (CNRS/Université de Grenoble Alpes)
-    Institut de recherche en astrophysique et planétologie (CNRS/CNES/Université Toulouse III – Paul Sabatier)
-    Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers du CEA
-    Institut méditerranéen d'océanographie (CNRS/IRD/Aix-Marseille université/Université de Toulon)
-    Institut pluridisciplinaire Hubert Curien (CNRS/Université de Strasbourg)
-    Laboratoire d'Annecy de physique des particules (CNRS/Université de Savoie Mont-Blanc)
-    Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS/Aix-Marseille Université)
-    Laboratoire de physique de Clermont (CNRS/Université Clermont Auvergne)
-    Laboratoire de physique corpusculaire de Caen (CNRS/Ensicaen/Université de Caen)
-    Laboratoire de physique et chimie de l'environnement et de l'espace (CNRS/Université d'Orléans)
-    Laboratoire de physique nucléaire et des hautes énergies (CNRS/Université Paris Diderot/UPMC)
-    Laboratoire de physique subatomique et cosmologie (CNRS/Grenoble INP/Université Grenoble Alpes)
-    Laboratoire de physique subatomique et des technologies associées (CNRS/IMT Atlantique/Université de Nantes)
-    Laboratoire des sciences de l'information et des systèmes (CNRS/Aix-Marseille université/Université de Toulon)
-    Laboratoire Leprince-Ringuet (CNRS/École polytechnique)
-    Laboratoire Univers et particules de Montpellier (CNRS/Université de Montpellier)
-    Laboratoire Univers et théories (CNRS/Observatoire de Paris/Université Paris Diderot)
-    Station de radioastronomie de Nançay (CNRS/Observatoire de Paris/Université d'Orléans)

Un facebook live dans les coulisses de Virgo

Le 16 octobre à partir de 18h, « le CNRS fait son live » depuis les coulisses du détecteur Advanced Virgo, situé près de Pise, en Italie. Vous serez guidés dans les bâtiments de l'observatoire par Nicolas Arnaud, chercheur au CNRS.
La physicienne Julia Casanueva Diaz vous fera découvrir la salle de contrôle de l'instrument et Eric Génin, responsable du système laser de Virgo, vous expliquera son fonctionnement.
Pour suivre la visite et poser vos questions en direct aux chercheurs, rendez-vous sur la page Facebook du CNRS : https://www.facebook.com/cnrs.fr/videos/1716717898351818

Télécharger le communiqué de presse : 



Télécharger le dossier de presse :


Pour en savoir plus :

- Revoir la conférence de presse.
- Un article de CNRS le Journal : Étoiles à neutrons : une fusion qui vaut de l'or
- Des reportages photo de CNRS Image autour de l'instrument Advanced Virgo : http://phototheque.cnrs.fr/p/271-1-1-0/
- D'autres visuels sont disponibles sur demande à veronique.etienne@cnrs.fr. 

Notes :
1 Les ondes gravitationnelles sont des « messagers » du cosmos complémentaires des observations astronomiques traditionnelles, basées sur l'ensemble du spectre lumineux (lumière visible, UV, infrarouge, ondes radios, rayons X et gamma), les rayons cosmiques ou les neutrinos.
2 Soit 120 fois la taille de la pleine Lune dans le ciel.
3 DLT40, VISTA, MASTER, DECam, et Las Cumbres, qui observent comme Swope dans la partie visible du spectre lumineux.
4 Répartition de l'intensité lumineuse en fonction de la longueur d'onde (les différentes couleurs, pour la lumière visible).
Références :
GW170817: Observation of gravitational waves from a binary neutron star inspiral, The LIGO Scientific Collaboration & The Virgo Collaboration. Physical Review Letters, 16 octobre 2017.
DOI:10.1103/PhysRevLett.119.161101

Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger, The LIGO Scientific Collaboration & The Virgo Collaboration avec une cinquantaine d'autres collaborations. The Astrophysical Journal Letters, in press (2017). DOI:10.3847/2041-8213/aa91c9

Gravitational Waves and Gamma Rays from a Binary Neutron Star Merger: GW170817 and GRB 170817A, The LIGO Scientific Collaboration & The Virgo Collaboration avec les collaborations Fermi et INTEGRAL. The Astrophysical Journal Letters, in press (2017). DOI:10.3847/2041-8213/aa920c

A standard siren measurement of the Hubble constant with GW170817, The LIGO Scientific Collaboration & The Virgo Collaboration, The 1M2H Collaboration, The Dark Energy Camera GW-EM Collaboration & the DES Collaboration, The DLT40 Collaboration, The Las Cumbres Observatory Collaboration, The VINROUGE Collaboration & The MASTER Collaboration.Nature, 16 octobre 2017. DOI: 10.1038/nature24471

Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron star merger, E. Pian, P. D'Avanzo, S. Benetti, M. Branchesi, E. Brocato, S. Campana, E. Cappellaro, S. Covino, V. D'Elia, J. P. U. Fynbo, F. Getman, G. Ghirlanda, G. Ghisellini, A. Grado, G. Greco, J. Hjorth, C. Kouveliotou, A. Levan, L. Limatola, D. Malesani, P. A. Mazzali, A. Melandri, P. Møller, L. Nicastro, E. Palazzi, S. Piranomonte, A. Rossi, O. S. Salafia, J. Selsing, G. Stratta, M. Tanaka, N. R. Tanvir, L. Tomasella, D. Watson, S. Yang, L. Amati, L. A. Antonelli, S. Ascenzi, M. G. Bernardini, M. Boër, F. Bufano, A. Bulgarelli, M. Capaccioli, P. G. Casella, A. J. Castro-Tirado, E. Chassande-Mottin, R. Ciolfi, C. M. Copperwheat, M. Dadina, G. De Cesare, A. Di Paola, Y. Z. Fan, B. Gendre, G. Giuffrida, A. Giunta, L. K. Hunt, G. Israel, Z.-P. Jin, M. Kasliwal, S. Klose, M. Lisi, F. Longo, E. Maiorano, M. Mapelli, N. Masetti, L. Nava, B. Patricelli, D. Perley, A. Pescalli, T. Piran, A. Possenti, L. Pulone, M. Razzano, R. Salvaterra, P. Schipani, M. Spera, A. Stamerra, L. Stella, G. Tagliaferri, V. Testa, E. Troja, M. Turatto, S. D. Vergani, D. Vergani. Nature, 16 octobre 2017. DOI: 10.1038/nature24298

Au total, plus d'une cinquantaine de publications scientifiques sont actuellement en préparation sur ces observations.

La collaboration LIGO-Virgo promeut l'ouverture de la science à la société et rend accessible les données associées à cette observation sur le site Consulter le site web

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Le Big-bang

par Marc Lachièze-Rey

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Si les modèles de Big-bang sont l'expression de notre cosmologie contemporaine, la discipline est loin d'être nouvelle : aussi loin que l'on remonte dans l'Antiquité, les regards et les pensées sont tournés vers le Ciel, le Monde, le Cosmos, l'Univers,... Concernée par l'Univers dans son ensemble, la cosmologie nous indique sans doute quelque chose sur la place que nous y occupons. Aujourd'hui, la cosmologie est devenue une science.

On fait le plus souvent remonter l'origine de la science moderne à l'époque de Galilée et Newton. La cosmologie scientifique prend naissance au même moment. Le vingtième siècle bouleversera cette cosmologie scientifique en lui conférant un caractère relativiste, et en la concrétisant sous forme de modèles, en particulier la famille des modèles de Big-bang. Il ne s'agit pas d'un modèle unique, d'une vision totalement figée de l'Univers et de son évolution, mais plutôt d'un ensemble de descriptions possibles, partageant des caractéristiques communes, mais aussi des différences. Une grande part du travail actuel des astrophysiciens et des cosmologues consiste, précisément, à examiner, au sein de la classe des modèles de Big-bang, lesquels semblent décrire le mieux notre Univers. Ils vérifient également sans cesse, avec jusqu'à présent des succès toujours grandissants, la validité de cette classe de modèles.

L'Univers

Le concept d'univers, tel que nous le concevons aujourd'hui, constitue l'objet même de la cosmologie. Mais il ne remonte pas plus tôt que le XVIIe siècle, le moment où l'unité du Monde fut reconnue et admise. Deux millénaires plus tôt, Platon qualifiait le Monde de Cosmos, insistant ainsi sur son harmonie (à la source étymologique du terme grec). L'Antiquité décrivait un monde très différent du nôtre : hiérarchisé plutôt que unifié, d'extension très petite et bien moindre que ce que nous concevons aujourd'hui puisque limitée au système solaire. Ce monde se constituait d'un emboîtement hiérarchique de sphères, centrées sur la Terre située au centre du monde : sphères de la Lune, du Soleil, des planètes, jusqu'à la Sphère des Fixes, portant les étoiles (fixes). Celle-ci constituait la frontière du Monde, fini, borné.

Ces idées, développées essentiellement par Platon et Aristote et mises en Suvre par de nombreux mathématiciens, géomètres et astronomes, ont régné pendant près de deux millénaires. D'origine pythagoricienne, l'idée de la prééminence du cercle et de la sphère fut reprise et promue par Platon. Ces figures hautement symétriques ont joué un rôle déterminant, conforme à la nécessité de décrire le monde harmonieux de manière harmonieuse. Le dogme a tenu deux mille ans, tous les mouvements célestes devant être décrits par des combinaisons de sphères et de cercles en rotation, jusqu'à ce que Johannes Kepler découvre la nature elliptique des orbites planétaires. L'événement, à la charnière des XVIe et XVIIe, constitue l'un des ingrédients essentiels d'une première révolution cosmologique. Cet ample mouvement débute après la Renaissance (avec de nombreux précurseurs comme Nicole Oresme, Nicolas de Cuse...) et se poursuit jusqu'à la fin du XVIIe siècle. Newton y porte la touche finale avec ses Principia qui synthétisent les travaux de nombreux précurseurs (Giordano Bruno, Nicolas Copernic, Tycho Brahe, Johannes Kepler, Galilée...). Il établit ainsi les bases de la mécanique, de l'astronomie, de la cosmologie, et fonde la physique moderne.

L'univers du XVIIe est devenu beaucoup plus vaste que celui de l'antiquité. Il ne s'arrête pas à la Sphère des Fixes, ne se réduit pas au système solaire : les étoiles ne sont pas toutes à la même distance de nous mais se répartissent dans tout l'espace. Copernic déplace le centre du Monde de la Terre vers le Soleil, mais Newton niera l'idée même d'un centre du Monde. Telle est notre conviction actuelle : dans le Monde dépourvu de tout centre, tous les points sont équivalents, aucun n'est particulier. Le Monde - l'Univers en tant que Monde unifié - est homogène. Cela signifie que tous les points sont équivalents dans un Univers, et que les lois physiques sont donc partout et toujours identiques. Cette idée d'universalité (des lois physiques, des mouvements, de la composition de la matière) rend tout simplement possible la physique, et l'astrophysique. L'universalité, le concept d'univers, garantit que le résultat d'une expérience menée là-bas est identique à celui d'une expérience menée ici ; que les résultats seront encore les mêmes si je mène l'expérience demain. Une telle reproductibilité fonde la possibilité de faire de la physique.

L'idée d'univers, comme tant d'autres idées nouvelles émises à cette époque, va à l'encontre des conceptions aristotéliciennes : plus de centre du Monde, plus de position privilégiée de la terre, plus d'espace borné, clos, plus de mouvements circulaires. L'Univers n'est plus constitué de quatre éléments (la terre, l'eau, l'air et le feu) mais de petites particules (retour à l'atomisme). Sa composition est universelle comme le vérifieront les astrophysiciens au XIXe : l'Univers est bien ... un univers. La matière est la même sur terre, dans les étoiles, dans les galaxies, dans le vide interstellaire, etc. Les lois de la gravitation, l'électromagnétisme, la physique quantique, la relativité, s'y appliquent pareillement.

Espace, temps, espace-temps

Newton énonce, et c'est essentiel, les propriétés de l'espace et du temps. Ce cadre immuable de la physique est identifié à l'Univers vu d'un point de vue géométrique. La physique newtonienne ira de succès en succès pendant trois siècles, et reste encore aujourd'hui très efficace pour de très nombreux problèmes. Ce sont des difficultés purement conceptuelles, et non pas observationnelles ou expérimentales - rien ne remet en cause la pertinence de cette théorie pour prédire ou interpréter tous les résultats observés -, qui conduisent à sa remise en cause au début du XXe siècle, et à l'introduction des théories relativistes. En 1917, la Relativité Générale renouvelle fondamentalement la cosmologie. Quelques décennies plus tard, se mettra en place la physique quantique, volet complémentaire de la physique du XXe siècle.

Ce début de XXe siècle voit donc un renouveau total de la physique, qui provoquera une seconde révolution cosmologique fondée à la fois sur la nouvelle théorie de la Relativité générale et sur de nouveaux résultats observationnels. La cosmologie moderne, relativiste, et en particulier les modèles de Big-bang, n'auraient pas vu le jour sans cette conjonction remarquable entre nouvelles théories (introduites, j'insiste, pour des raisons purement conceptuelles) et nouveaux résultats d'observations dus à l'introduction de grands télescopes, l'utilisation de la photographie et de la spectroscopie (ceci permettant d'étudier des objets très peu lumineux, et donc très éloignées tels que galaxies, quasars,...). Cette convergence entre théorie et observations permit le développement d'une nouvelle cosmologie, aboutissant à la construction des modèles de Big-bang.

Le grand Univers

Depuis la fin du XIXe siècle, un Grand Débat occupait la communauté astrophysique, à propos de l'extension de notre Univers. Après la Renaissance, les philosophes de la nature avaient compris qu'il s'étendait beaucoup plus loin que le système solaire, les étoiles se répartissant à des éloignements divers et très importants. Il devenait possible d'envisager un univers très grand, voire même infini comme l'avaient imaginé quelques précurseurs dont Giordano Bruno. à la fin du XIXe siècle, de nombreux dénombrements d'étoiles font comprendre aux astronomes que notre système solaire (l'étoile Soleil entourée de ses planètes) n'est qu'une zone minuscule au sein d'un rassemblement d'étoiles beaucoup plus vaste : notre galaxie, la Voie Lactée, comprend des dizaines ou des centaines de milliards d'étoiles. Les astronomes en dessinent les contours, y situent notre système solaire. La plupart estiment, à l'époque, que notre galaxie constitue la totalité de l'Univers. Au-delà de notre galaxie, il n'y aurait rien : du vide mais pas de matière, pas d'étoiles. Pourtant, certains avaient déjà soupçonné qu'il y avait peut-être autre chose, bien au-delà. Parmi eux, le philosophe Emmanuel Kant avait par exemple suggéré, dès la fin du XVIIIe siècle, l'existence d'autres univers-îles. En visionnaire, il anticipait notre vision d'un Univers constitué d'un rassemblement de galaxies, semblables en effet aux îles d'un archipel au milieu de l'océan.

Ces questions suscitèrent des débats de plus en plus virulents à la charnière des deux siècles. Les arguments présentés par les opposants aux univers-îles semblaient très convaincants, mais il apparut par la suite qu'ils reposaient sur des résultats d'observations erronés. Le débat fut définitivement tranché en 1924 grâce aux observations menées par l'astronome américain Edwin Hubble. Utilisant les grands télescopes à sa disposition, il réussit à montrer qu'un objet céleste, appelé à cette époque la Grande Nébuleuse d'Andromède, se situait en dehors de notre propre Galaxie, et même très loin d'elle : il devenait évident que l'Univers s'étendait bien au-delà de notre Galaxie, qu'il était immense, beaucoup plus grand que la Voie Lactée. Et il se révélait peuplé d'innombrables galaxies : la nébuleuse d'Andromède (appelée aujourd'hui galaxie d'Andromède) est l'une d'elles, à-peu-près analogue à la nôtre mais située à des millions d'années-lumière. Par la suite, les astronomes en ont découvert des milliers, des millions, peut-être bientôt des milliards. Ainsi, en 1924, l'Univers est brusquement devenu extrêmement grand, nous ne savons toujours pas aujourd'hui jusqu'à quel point. Nous ne savons même pas si l'espace est fini ou infini. La Relativité Générale, fondée sur une géométrie nouvelle particulière, dite non euclidienne, permet un univers de volume et de circonférence finis, mais dépourvu de toute limite.

Expansion relativiste

L'Univers est donc immense, constitué d'innombrables galaxies. Mais ce n'est qu'un premier aspect de la révolution cosmologique en cours. Toute une série d'observations remontant à la fin du XIXe siècle, effectuées essentiellement par l'astronome américain Vesto Slipher, suggèrent un mouvement apparent et global de toutes les galaxies. Bien plus, des régularités surprenantes se manifestent : toutes s'éloignent, aucune ne se rapproche (les très rares exceptions n'ont guère d'importance dans ce schéma). Enfin, moins les galaxies sont lumineuses (et donc, plus elles sont lointaines), plus elles semblent s'éloigner rapidement. Cela dévoile une sorte de mouvement d'expansion, dont l'extension, la régularité et les propriétés, dépassent de loin l'échelle des galaxies. Les astronomes comprennent rapidement qu'il s'agit d'un phénomène d'échelle cosmologique (impliquant l'Univers dans son ensemble et non pas telle ou telle de ses parties) mais ils ne savent pas l'interpréter. Découverte de manière empirique, cette expansion restait encore en 1929 un mystère complet pour les astronomes, lorsque Hubble énonça sa fameuse loi de Hubble qui déclare que la vitesse d'expansion d'une galaxie est proportionnelle à son éloignement. La solution avait en fait déjà été trouvée en 1927 par le physicien belge Georges Lemaître (qui avait énoncée la loi de Hubble)mais elle ne fut portée à la connaissance de la communauté astronomique qu'en 1930 (voir xxx). Lemaître avait trouvé la solution du problème cosmologique, en montrant que les équations de la Relativité Générale impliquent que l'Univers doit être en expansion ou en contraction. Ayant eu connaissance des premiers résultats observationnels de Slipher, il les avait interprétés comme une manifestation de cette expansion de l'Univers comprise dans un cadre relativiste.

Les résultat initiaux de Lemaître, publiés en 1927 dans une revue belge, n'ayant eu quasiment aucun écho, les cosmologues se demandaient encore, en 1930, comment interpréter les résultats de Slipher et de Hubble. En 1931, Georges Lemaître envoya une copie de son article à son ancien professeur Arthur Eddington. Ce dernier, le publiant de nouveau, lui donna la publicité qu'il méritait. L'expansion de l'Univers fut alors comprise et admise par la majorité de la communauté astronomique (il est à signaler que le physicien soviétique Alexandre Friedmann avait trouvé dès 1922 les mêmes solutions de la relativité générale, néanmoins sans les relier aux résultats observationnels) : le mouvement observé des galaxies, si régulier, d'extension si grande, est bien de nature cosmique, et relativiste. Il est impossible de l'imputer à une cause locale : ce sont ne sont pas les galaxies qui s'attirent ou se repoussent par leurs interactions. Il s'agit d'une propriété de l'Univers lui-même, parfaitement comprise et interprétée dans le cadre de la Relativité Générale.

Cette théorie énonce essentiellement deux points extrêmement nouveaux. Le premier (déjà présent en relativité restreinte) implique de mêler l'espace et le temps dans une entité plus globale que l'on appelle l'espace-temps. Deuxième point, la géométrie de cet espace-temps peut être déformée, posséder une courbure, une topologie, et elle peut varier dans le temps. En fait, la nouvelle géométrie spatio-temporelle fait apparaître toute modification des propriétés de l'espace dans le temps comme une courbure de l'espace-temps. C'est un avantage de cette approche : ce que l'on considérait comme une variation dans le temps, est maintenant considéré comme un pur effet géométrique, dans la géométrie étendue incluant la dimension temporelle. Parler de la géométrie de l'espace-temps, c'est donc parler à la fois de la géométrie de l'espace et de son évolution dans le temps. Dans ce cadre, l'expansion cosmique (de l'espace) apparaît comme un aspect géométrique de la géométrie de l'espace-temps.

Les galaxies ne sont pas en mouvement dans l'espace. Mais l'espace lui-même est en expansion, entraînant les galaxies comme le courant d'une rivière peut entraîner des bateaux dont les moteurs sont à l'arrêt. Ces derniers sont immobiles par rapport à l'eau ; de même, les galaxies sont immobiles, ou plutôt comobiles, par rapport à l'espace qui les entraîne. Si l'on ne peut voir directement un tel courant d'espace, la Relativité prévoit un tel phénomène et lui donne un sens : l'espace est en expansion, la découverte observationnelle a coïncidé avec l'invention de la Relativité qui offre un cadre théorique pour l'interpréter.

Une fois l'expansion reconnue, il reste à en tirer les conséquences physiques. Là encore, Georges Lemaître fut un précurseur, avec son modèle de l'atome primitif (1931) qui en tire les conséquences physiques sur l'histoire de l'Univers. On ne connaissait encore, à l'époque, ni la physique nucléaire ni la physique des particules, et à peine la physique quantique, aussi ces idées restaient encore vagues. Mais ces modèles, retravaillés, réajustés, sont finalement devenus les modèles de Big-bang. À l'époque, les idées de Lemaître, impossibles à tester, ne suscitèrent que très peu d'intérêt. Dès le début, elles suscitèrent même une certaine hostilité. Le recul historique montre aujourd'hui l'aspect dogmatique (encore parfois présent) d'une bonne part des critiques contre le Big-bang, résultant de la difficulté de remettre en cause une idée établie depuis des siècles, quasiment mythique : celle d'un monde éternellement identique à lui-même, sans évolution. Des opposants aux Big-bang ont tenté de soutenir, sans doute au-delà du raisonnable, un modèle cosmologique selon lequel l'Univers resterait toujours identique à lui-même (état stationnaire), alors que les observations nous montrent de plus en plus clairement l'expansion et l'évolution des galaxies. Ces modèles, originellement intéressants et astucieux, ne purent résister à la confrontation aux observations. D'autres esprits critiques, parfois les mêmes, soulignaient une ressemblance entre les idées de Lemaître et le Fiat Lux des Écritures. De ce fait, ils accusaient Georges Lemaître, simultanément physicien et prêtre catholique, de concordisme : n'aurait-il pas introduit ses convictions religieuses dans la physique ? Il faut pourtant rendre justice à Lemaître qui s'est constamment défendu de cette accusation. Les bases scientifiques des modèles de Big-bang ont été affermies d'autant plus soigneusement qu'elles ont été fortement critiquées.

L'intérêt pour les modèles de Big-bang renaît dans les années 1940, avec le début du développement de la physique nucléaire. Les physiciens nucléaires comprennent que, selon ces modèles, l'Univers a dû passer par un état très dense, très chaud et très concentré, idéal pour le déroulement de réactions nucléaires. Puisque ces dernières fabriquent des éléments chimiques, ne serait-il pas possible que tous les éléments chimiques que l'on rencontre dans l'Univers - fer, azote, oxygène, carbone, etc... - aient été fabriqués durant les instants très reculés de l'Univers, selon le modèle du Big-bang chaud ? La réponse est en fait négative, nous le savons maintenant, car ces éléments n'ont pas eu le temps de se former. Cependant, les plus légers d'entre eux (le deutérium, l'hélium et le lithium en partie), ont sans doute bien été fabriqués de cette manière, lors d'un épisode de nucléosynthèse primordiale caractéristique des modèles de Big-bang. Nous en avons aujourd'hui la conviction car les distributions universelles de ces éléments sont en accord avec les prédictions de ces modèles.

L'intérêt pour ces modèles a repris de nouveau dans les années 1960. Effectuant de nouveaux calculs de réactions nucléaires, quelques physiciens de Princeton ont pu prédire que, si l'histoire de l'Univers s'est effectivement déroulée conformément aux modèles de Big-bang, il doit subsister aujourd'hui des vestiges d'un passé très reculé - l'époque où l'Univers était très chaud et très condensé - sous la forme d'un rayonnement « fossile » observable. Ce rayonnement électromagnétique devrait baigner tout l'Univers d'ondes radio. En 1964, alors que ces physiciens de Princeton commençaient à construire un appareillage pour tenter de le détecter, deux collègues radioastronomes de la compagnie Bell Telephone (Penzias et Wilson, qui reçurent pour cela le prix Nobel) le découvrent fortuitement en testant une antenne destinée à la radioastronomie. L'ayant tout d'abord interprété comme un parasite gênant à éliminer, ils conclurent finalement à l'existence d'un rayonnement omniprésent. Ses propriétés, rapidement mesurées, se révélèrent en accord avec les prédictions des modèles de Big-bang. Ces derniers furent alors acceptés par une large fraction (mais pas la totalité) de la communauté scientifique.

Les fondements du Big-bang

Les modèles de Big-bang sont quasiment inévitables. Les observations astronomiques et les lois physiques que nous connaissons nous y mènent de manière quasiment inéluctable. Il s'agit en premier lieu de la constatation de l'immensité de l'Univers fait de galaxies, confirmée depuis 1924 par d'innombrables observations de galaxies lointaines, avec des télescopes toujours plus puissants.

Les cosmologues énoncent un principe fondamental, le principe cosmologique. Exprimant l'abandon définitif des conceptions pré-coperniciennes, il énonce l'équivalence de tous les points : pas de centre, pas de bords. L'Univers est homogène, d'une homogénéité qui prend son sens à l'échelle cosmologique : il peut y avoir une galaxie ici, et pas à côté. Mais aux très grandes échelles, dépassant celles des amas ou des superamas de galaxies (soit plusieurs dizaines de millions d'années-lumière, mais ceci est bien inférieur aux échelles cosmologiques) il n'y a pas de zone où les galaxies soient plus ou moins nombreuses, ou différentes. Ce principe s'oppose à toute conception « anthropique » ou géocentrique. Il énonce également que l'Univers est isotrope : non seulement il n'y a aucun point particulier, mais aucune direction particulière non plus : pas de haut et de bas, pas de centre de l'Univers, donc pas de direction vers un centre, pas d'axe de rotation. En l'absence d'indices suggérant le contraire, ce principe est adopté pour construire les modèles cosmologiques.

Cependant, le fondement essentiel des modèles de Big-bang reste l'expansion de l'Univers. Elle se fonde sur ce que l'on appelle l'effet Doppler : lorsqu'un objet (une source) émet un rayonnement, nous voyons ce rayonnement « resserré »(c'est-à-dire avec une fréquence plus grande) si l'objet se rapproche, ou « desserré » (avec une fréquence inférieure) si la source s'éloigne. Lorsqu'une étoile ou une galaxie émet de la lumière (un type particulier de rayonnement, dans le domaine électromagnétique) qui parvient jusqu'à nous, cette lumière est décalée à une longueur d'onde plus petite ou plus grande (vers le bleu ou vers le rouge) si la source se rapproche ou s'éloigne de nous. C'est exactement ce que l'on observe : un décalage vers le rouge d'autant plus prononcé que la galaxie est éloignée. Dans le spectre d'une galaxie, c'est-à-dire dans la décomposition de la lumière qu'elle a émise, les astronomes savent parfaitement reconnaître un éventuel décalage, vers le rouge ou vers le bleu (on le mesure à partir de certaines « raies » présentes à des longueurs d'onde bien définies). C'est ainsi que, depuis Vesto Slipher, les astronomes mesurent les vitesses des galaxies et établissent l'expansion de l'Univers. Quelques physiciens et astrophysiciens ont contesté cette interprétation, mais ils n'ont pas réussi à proposer d'autre explication satisfaisante. L'expansion de l'Univers est donc très fermement établie.

D'autres ont suggéré que l'évolution de l'Univers pourrait être gouvernée par autre chose que la gravitation. Pourtant, toutes les autres interactions connues, par exemple électromagnétiques, sont de portée très limitée. L'univers semble donc bien gouverné par la gravitation, elle-même décrite par la théorie de la relativité générale (cette dernière hypothèse est aujourd'hui discutée : même si les analyses du système solaire et de certains systèmes astrophysiques la confirment[1], il n'est pas définitivement prouvé qu'elle s'applique à l'échelle de l'Univers entier. Mais aucune autre théorie n'existe actuellement et il reste raisonnable d'admettre sa validité. Au demeurant, l'adoption d'une théorie concurrente ne modifierait sans doute pas les caractéristiques essentielles des modèles de Big-bang).

La relativité générale décrit l'Univers comme un espace-temps, muni de propriétés géométriques (courbure en particulier) qui incluent l'évolution temporelle. Selon la relativité générale, ces propriétés géométriques dépendent, par les équations d'Einstein, du contenu en énergie de l'Univers. Par exemple, la matière massive contribue à ralentir l'expansion. Selon que l'Univers en contient plus ou moins (en moyenne), c'est-à-dire qu'il est plus ou moins dense, l'expansion se ralentira plus ou moins (il est même possible d'envisager qu'elle s'accélère).

Admettant la Relativité Générale et la physique bien établie (électromagnétisme, physique atomique, thermodynamique, physique nucléaire, astronomie etc.) on est inévitablement conduit aux modèles de Big-bang. Pour les contester, et décrire l'Univers par un autre modèle (qui resterait à trouver), il faudrait remettre en cause des pans entiers de notre physique d'aujourd'hui. Par exemple, les partisans des « modèles stationnaires » avaient dû supposer des phénomènes physiques nouveaux : présence de particules de masses négatives, création spontanée de matière (à partir de rien). Aujourd'hui, seuls les modèles de Big-bang réussissent à décrire ce que nous observons, toutes les propositions de modèles concurrents ayant été démenties par l'expérience. Mais peut-être un jour ...

Les modèles de Big-bang

Ces modèles disent en premier lieu que l'Univers est homogène et isotrope, en expansion. Calculs et observations concordent pour établir que cette expansion de déroule sans changement notable depuis une certaine durée tU, que l'on appelle âge de l'Univers, actuellement estimé à 15 milliards d'années environ (compte tenu des incertitudes, il vaut mieux dire entre 10 et 25 milliards d'années). Cela implique, conséquence immédiate, que rien dans l'Univers ne peut être plus âgé que tU. Or, les estimations d'âges de planètes, étoiles, galaxies, donnent à peu près toutes les valeurs possibles entre 0 et 15 milliards d'années. Un succès pour le Big-bang ! En effet, si l'Univers n'est pas est lui-même âgé de quinze milliards d'années, comment comprendre que nous n'observons aucune étoile ou galaxies d'un âge supérieur ?

À cause de l'expansion, la matière cosmique se trouve dans des volumes de plus en plus grands. Autrement dit, elle se dilue et donc, en conformité avec les lois de la physique, se refroidit. En même temps, dilution et refroidissement sont accompagnés d'une lente structuration. Ainsi, les modèles de Big-bang énoncent l'histoire d'un Univers en expansion depuis quinze milliards d'années, en dilution, en refroidissement et qui se structure.

Plus on remonte dans le passé, plus l'Univers était concentré et chaud, moins il était structuré. Il est aujourd'hui peuplé d'objets structurés, aussi bien au niveau microscopique - atomes, molécules, cristaux - qu'au niveau astronomique: des étoiles, des galaxies, des planètes. Rien de tout cela n'existait dans l'Univers primordial. Les modèles de Big-bang permettent de reconstituer l'évolution passée de l'Univers par l'application des lois de la physique. Cela conduit à distinguer deux époques : l'Univers primordial correspond au premier million d'années ; l'ère de la matière qui suit est beaucoup plus longue et dure à-peu-près quinze milliards d'années. Bien que beaucoup plus court, l'Univers primordial fut le siège de nombreux phénomènes d'importance cosmique.

La limite entre ces deux périodes est marquée par une transition, évènement très important appelé recombinaison. L'Univers primordial (premier million d'années) était opaque au rayonnement électromagnétique : on ne pourra jamais rien observer directement de cette période. On ne peut que le reconstituer en appliquant les lois de la physique, ce que font les modèles de Big-bang. C'est durant l'Univers primordial que furent fabriqués d'abord les particules élémentaires, puis les noyaux atomiques les plus légers. à la fin, précisément au moment de la recombinaison, furent fabriqués les premiers atomes proprement dits. L'Univers primordial était baigné de rayonnement électromagnétique, dont l'énergie dépassait alors de beaucoup celle de la matière (alors qu'aujourd'hui l'énergie du rayonnement est mille fois inférieure à celle de la matière). Les atomes n'étant pas encore formés, il n'existait dans l'Univers primordial aucune structure, hormis quelques noyaux d'atomes.

La recombinaison marque le moment où l'Univers devient transparent. Tout ce que les astronomes sont capables d'observer se situe donc plus tardivement. La recombinaison est elle-même un évènement très intéressant car c'est à ce moment-là que fut émis le fameux rayonnement diffus cosmologique, que nous observons tout autour de nous, dans toutes les directions : nous avons l'impression d'être au centre d'une gigantesque sphère brillante de luminosité (en ondes radio) uniforme. Au-delà de cette surface, réside l'Univers opaque inobservable (à cause de la vitesse finie de la lumière, cet « au-delà » possède une signification à la fois spatiale et temporelle). Les plus récentes observations ont montré que l'intensité de ce rayonnement est parfaitement identique dans toutes les directions du ciel, à quelques millionièmes près. C'est l'un des arguments forts qui montre qu'il ne peut avoir été engendré que dans le cadre des modèles de Big-bang. En plus de cette remarquable uniformité, il se caractérise par une répartition en énergie extrêmement particulière : un spectre de corps noir, bien connu des physiciens, qui manifeste une situation d'équilibre thermique. L'observation du fonds diffus cosmologique indique donc que l'Univers dans son ensemble devait être en équilibre thermique dans un passé très reculé, exactement ce que prédisent les modèles de Big-bang. Les très nombreux résultats d'observation du fonds diffus cosmologique (dont les plus fameux par le satellite COBE) confirment de mieux en mieux l'accord exceptionnel entre la réalité et les prédictions théoriques des modèles de Big-bang.

Après la recombinaison, l'Univers entre dans l'ère de la matière, où il commence à ressembler à ce qu'il est aujourd'hui. Le rayonnement électromagnétique perd son influence au profit de la matière. Celle-ci, continuant à se diluer et à se refroidir, commence à s'organiser. Aux petites échelles spatiales, se forment des atomes (à la recombinaison), des molécules, des cristaux, des poussières... Une partie de ces objets, avec le gaz omniprésent (essentiellement de l'hydrogène) s'agglomèrent et donnent naissance aux galaxies, aux étoiles, aux planètes, aux amas de galaxies ... à tous les objets que les astronomes observent dans l'Univers.

Géométrie cosmique

Telle est l'histoire de l'Univers du point de vue de la physique. Cependant, il n'y a pas un seul modèle de Big-bang, mais toute une famille dont les membres se distinguent par certaines caractéristiques de leur géométrie. D'une part l'aspect spatial de cette géométrie conduit à distinguer trois familles selon la courbure spatiale négative, nulle ou positive. Un espace à courbure positive généralise, à trois dimensions, la surface d'une sphère. Un espace à courbure nulle généralise à trois dimensions la surface d'un plan. Il existe en outre des espaces à courbure négative, moins familiers. Les trois versions sont possibles, seules les observations permettent de trancher. Les affirmations récentes selon lesquelles « l'Univers serait plat » correspondent à la version intermédiaire où l'espace est plat (les modèles de Big-bang se distinguent également, en principe, par leur topologie spatiale). Par ailleurs, la loi d'expansion cosmique constitue la partie temporelle de la géométrie de l'espace-temps. L'expansion indique que l'espace-temps ne peut être plat, même si l'espace peut l'être.

La relativité générale permet aussi, en principe, de prévoir le destin de l'Univers. Deux possibilités se présentent, dont nous ne savons pas encore laquelle est la bonne. Ou bien la phase d'expansion continuera indéfiniment. Ou bien elle se terminera et l'Univers débutera une phase de recontraction sur lui-même, processus inverse de l'expansion, qui mènera à une fin grosso modo symétrique au Big-bang, appelée le big crunch. Nul ne sait ce qui se passera alors, pas plus que l'on ne sait ce qui s'est passé aux tous premiers instants de l'Univers primordial. Peut-être que l'Univers rebondira pour amorcer une nouvelle phase d'expansion. Peut-être sera-ce la fin de tout, ou ...

Aujourd'hui, certains indices suggèrent que l'expansion pourrait continuer éternellement, voire s'accélérer. Mais tout ceci est à prendre avec de grandes précautions car nous ne savons pas encore précisément lesquels, dans la famille des modèles de Big-bang, conviennent le mieux pour décrire notre Univers. Astrophysiciens et cosmologues s'interrogent sur la courbure et la topologie de la géométrie spatiale, sur la valeur de la constante de Hubble qui mesure le taux actuel de l'expansion, sur la forme précise de la loi d'expansion, accélérée ou décélérée, sur son futur, éternel ou débouchant sur un big crunch.

Le plus surprenant est la simplicité, notamment géométrique, de ces modèles cosmologiques fondés sur la relativité générale. Comment se fait-il que des modèles aussi simples décrivent si bien quelque chose d'aussi compliqué que l'Univers dans sa globalité ? Bien entendu, ce n'est pas aux modèles eux-mêmes qu'il faut demander la réponse à cette question. Certains l'oublient un peu facilement et critiquent les modèles à ce propos, mais il faudrait critiquer de même l'ensemble de la physique, sinon de la science. À vrai dire, tenter de comprendre pourquoi un modèle fonctionne exige de se placer dans un cadre plus général, une sorte de super-modèle, de super-théorie. Nous avons d'ailleurs d'autres motivations à cela car aujourd'hui, les deux théories physiques de base, relativité générale et (physique) quantique, sont incompatibles. Outre le malaise que cela suscite d'un point de vue conceptuel, cela interdit de décrire les trous noirs, ou l'Univers primordial. La recherche est extrêmement active, en vue d'une théorie plus fondamentale que la Relativité Générale ou la physique quantique, qui les engloberait chacune comme une approximation (tout comme la relativité générale englobe la physique newtonienne). Cela pourrait mener à une cosmologie (quantique ?) plus globale qui permettrait peut-être de comprendre l'origine du bien fondé des modèles de Big-bang. Cette nouvelle théorie reste encore inconnue même si des pistes intéressantes (cosmologie quantique, supercordes, supersymétrie,...) sont explorées.

L'origine du monde ?

Je ne puis terminer sans évoquer la question de l'Origine de l'Univers, que beaucoup associent au Big-bang. Le lien n'est cependant pas si clair. L'Univers étant en expansion, toutes les dimensions cosmiques augmentent avec le temps (on repère augmentation par l'évolution temporelle d'un facteur d'échelle : toute longueur cosmique augmente avec le temps proportionnellement à ce facteur). Vers le passé primordial, ce facteur d'échelle devient de plus en plus petit, tellement qu'il semble naturel de penser qu'il y eut un moment où il était nul. Ce moment est parfois assimilé à « l'origine de tout », quelquefois appelé Big-bang. À vrai dire, la physique et la cosmologie ne prédisent nullement un tel instant. Elles impliquent certes que le facteur d'échelle et toutes les longueurs cosmiques ont été très petites (en comparaison d'aujourd'hui), mais non pas nulles. On ne peut décrire aucun événement qui correspondrait à une explosion cosmique. La reconstitution vers le passé ne peut être menée jusqu'à un hypothétique instant zéro car les densité, énergie, température, très élevées de l'Univers primordial sortent du cadre de notre physique : elles impliquent qu'effets quantiques et relativistes devraient opérer simultanément, une situation que la physique actuelle est impuissante à traiter (à cause de l'incompatibilité mentionnée). Il est impossible de prolonger la reconstitution vers le passé au-delà d'une « barrière de non-connaissance » (aucun événement cosmique spécial identifié, mais la limite de notre ignorance). Elle est baptisée barrière de Planck, en référence à la constante de Planck qui caractérise les phénomènes quantiques.

La physique quantique implique que toute grandeur dynamique doit fluctuer. La relativité générale implique que l'espace et le temps sont des grandeurs dynamiques. Espace et temps devraient donc tous deux fluctuer, y compris à l'échelle de l'Univers entier (très ramassé à cette époque). Cela interdit par exemple de savoir si deux événements se déroulent en un même point ou non, à un même instant ou non, si l'un précède l'autre ou si c'est l'opposé. Ces questions perdent même leur sens, ce qui empêche toute approche physique. Sans espace et temps bien définis, on ne peut faire de physique. Peut-être un cadre complètement différent, encore à trouver, permettra-t-il d'opérer sans temps ni espace.

Toujours est-il que la reconstitution du passé de l'Univers ne mène à aucune origine, à aucune création. La simple logique devrait d'ailleurs nous mettre en garde contre une assimilation entre la création de l'Univers et son début temporel. Selon nos conceptions, le temps est partie constituante de l'Univers, si bien que la création de ce dernier (pour autant que ceci ait un sens) intègre la création du temps. Or le temps ne peut être créé au sein d'un temps déjà existant !

Une création de l'Univers, si l'on tient absolument à l'envisager, ce serait la création de l'espace-temps, donc de l'espace et aussi du temps. Elle ne peut pas procéder dans le temps, et ne peut donc qu'être atemporelle. Rien dans la physique ou dans la cosmologie ne permet de parler d'un instant de Création !

Malgré les immenses succès des modèles de Big-bang, il nous faut rester modestes : la cosmologie, et la science en général, ne nous fournira jamais l'explication du monde, et de la place que nous y occupons.

Bibliographie

- Figures du ciel, J.-P. Luminet et M. Lachièze-Rey, Seuil - BnF, 1998.

- Initiation à la cosmologie, M. Lachièze-Rey, Dunod, 1999.

- Du monde clos à l'univers infini, Alexandre Koyré, Gallimard 1973.

- Le rayonnement cosmologique, M. Lachièze-Rey et E. Gunzig, Masson 1995.

- Alexandre Friedmann et Georges Lemaître, Essais de cosmologie, l'invention du Big-bang, Seuil - Sources 1997.

- Connaissance du Cosmos, Marc Lachièze-Rey, Albin Michel , 1987.

- Gravitation and cosmology, Steven Weinberg, 1980, John Wiley and Sons, New York.

- Univers, J. Demaret, Le Mail 1991.

- À la poursuite du Big-bang, J Gribbin, Éditions du Rocher, 1991.

- Chronique de l'espace-temps, A. Mazure, G. Mathez et Y. Mellier, Masson 1994.

- Cosmologies du XXème siècle. Etude Epistémologique et historique des théories de la Cosmologie contemporaine, J. Merleau-Ponty, Gallimard, Paris, 1965.

- Le Big-bang en questions, Science et Vie Hors série n° 189, décembre 1994.

[1] Voir la 183e conférence de l'Université de tous les savoirs donnée par T. Damour.

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