Premières preuves du Big Bang

Sommaire

• 0) Introduction
  • a) Objectif de ce FAQ
  • b) Plan général
  • c) Sources supplémentaires d'information
• 1) Qu'est-ce que la théorie du Big Bang ?
  • a) Idées fausses courantes sur le Big Bang
  • b) Que dit vraiment la théorie ?
  • c) Contenu de l'univers
  • d) Résumé : paramètres de la théorie du Big Bang
• 2) Preuves
  • a) Homogénéité à grande échelle
  • b) Diagramme de Hubble
  • c) Abondances des éléments légers
  • d) Existence du rayonnement cosmique micro-ondes
  • e) Fluctuations du rayonnement cosmique micro-ondes
  • f) Structure à grande échelle de l'univers
  • g) Âge des étoiles
  • h) Évolution des galaxies
  • i) Dilatation du temps dans les courbes de luminosité des supernovae
  • j) Tests de Tolman
  • k) Effet Sunyaev-Zel'dovich
  • l) Effet Sachs-Wolfe intégré
  • m) Matière noire
  • n) Énergie noire
  • z) Cohérence
• 3) Problèmes et objections
  • a) « Rien ne peut venir de rien » - la première loi de la thermodynamique
  • b) L'univers hautement ordonné d'aujourd'hui ne pourrait pas provenir d'une explosion - la deuxième loi de la thermodynamique
  • c) Théorie athée
  • d) Des étoiles plus anciennes que l'univers ?
  • e) Arp
  • f) Tifft
• 4) Modèles cosmologiques alternatifs
  • a) État stationnaire et état quasi-stationnaire
  • b) MOND
  • c) Lumière fatiguée
  • d) Cosmologie des plasmas
  • e) Humphreys
  • f) Gentry
• 5) Questions ouvertes
  • a) L'origine de l'univers
  • b) Platitude et horizon
  • c) Asymétrie matière-antimatière
  • d) Structure à petite échelle
• 6) Résumé et perspectives
• Références
• Remerciements

0) Introduction

a) Objet de ce FAQ

Selon la page d'accueil de cette archive, la liste de diffusion talk.origins est destinée aux débats sur les « origines biologiques et physiques », et l'archive existe pour fournir « les réponses scientifiques conventionnelles aux nombreuses questions fréquemment posées (QQF) qui apparaissent dans la liste de diffusion talk.origins ». De nombreuses QQF actuelles traitent de questions concernant les origines biologiques et géologiques ici sur Terre. Cette page adoptera une perspective plus large, en se concentrant sur l'univers lui-même.

Avant de commencer l'examen des preuves entourant la cosmologie actuelle, il est important de comprendre ce qu'est la théorie du Big Bang (BBT) et ce qu'elle n'est pas. Contrairement à la perception commune, la BBT n'est pas une théorie sur l'origine de l'univers. Au contraire, elle décrit le développement de l'univers au fil du temps. Ce processus est souvent appelé « évolution cosmique » ou « évolution cosmologique » ; bien que ces termes soient utilisés par ceux qui sont à la fois à l'intérieur et à l'extérieur de la communauté astronomique, il est important de garder à l'esprit que la BBT est complètement indépendante de l'évolution biologique. Au cours des dernières décennies, l'image de base de la cosmologie donnée par la BBT a été généralement acceptée par les astronomes, les physiciens et la communauté scientifique plus large. Cependant, aucun consensus similaire n'a été atteint sur les idées concernant l'origine ultime de l'univers. Cela reste un domaine de recherche actif et certaines des idées actuelles sont discutées ci-dessous. Cela dit, la BBT concerne néanmoins les origines -- l'origine de la matière, l'origine des éléments, l'origine de la structure à grande échelle, l'origine du rayonnement du fond diffus cosmologique, etc. Tout cela sera discuté en détail ci-dessous.

En plus d'être une théorie sur l'origine des briques de base constituant le monde que nous voyons aujourd'hui, la TBB est paradoxalement l'une des théories les plus connues du grand public et l'une des plus mal comprises (et, occasionnellement, mal représentée). Compte tenu de la nature du sujet, elle est également fréquemment discutée avec des accents religieux prononcés. Les créationnistes de la Terre jeune la rejettent comme une « théorie athée », imaginée par des scientifiques cherchant à nier le récit de la création divine de la Genèse. À l'inverse, les créationnistes de la Terre ancienne (ainsi que d'autres chrétiens) se sont emparés de la TBB comme preuve de la Genèse, affirmant que la théorie démontre que l'univers avait une origine et n'existait pas à un certain point du lointain passé. Enfin, certains athées ont soutenu que la TBB exclut un créateur de l'univers.

Une discussion détaillée de ces arguments religieux peut être trouvée dans de nombreux autres endroits (par exemple, le livre de Craig et Smith dans les références). Ce FAQ se concentrera uniquement sur la science : ce que dit la théorie, pourquoi elle a été développée et quelles sont les preuves.

b) Aperçu général

De nombreuses explications du BBT commencent par présenter diverses observations astronomiques, arguant qu'elles conduisent naturellement à l'idée d'un univers en expansion et en refroidissement. Ici, nous adoptons une approche différente : Nous commençons par décrire ce que le BBT n'est pas et corrigeons certaines idées fausses courantes concernant la théorie. Une fois cela fait, nous parlons ensuite de ce que la théorie est et des hypothèses qui sont faites lors de la description d'une théorie physique sur le fonctionnement de l'univers. Avec ce cadre en place, nous passons à l'examen de ce que le BBT prédit pour notre univers et de la façon dont cela correspond à ce que nous observons lorsque nous regardons le ciel. Le prochain pas consiste à examiner certaines des objections les plus courantes à la théorie, ainsi que les désaccords entre la théorie et les observations, ce qui conduit naturellement à l'examen de certains des modèles cosmologiques alternatifs. Nous terminons avec deux sujets plus spéculatifs : les idées actuelles sur les états les plus anciens de l'univers et son origine ultime, ainsi qu'une discussion sur ce que nous pourrions attendre de la prochaine génération d'expériences et d'enquêtes cosmologiques concernant le BBT.

c) Sources supplémentaires d'information

Comme on peut s'y attendre pour un sujet ayant une large audience publique, il existe une vaste littérature sur le Big Bang (BBT) dans les médias imprimés et sur le web. La gamme de niveaux de ce matériel est très large, allant de textes avancés pour les cours de niveau master et au-delà, jusqu'à des vulgarisations pour le grand public. De même, la qualité des explications dans ces ressources peut varier considérablement. En particulier, certaines vulgarisations simplifient le matériel à un point tel qu'elles peuvent être très trompeuses. Enfin, il existe un certain nombre de diatribes contre le modèle cosmologique standard, remplies de malentendus, de fausses représentations et d'une hostilité ouverte contre le BBT et les cosmologues en général. Nous avons essayé de filtrer cette vaste gamme d'informations, en mettant en évidence les sources qui décrivent avec précision la théorie et la présentent de la manière la plus claire possible. Nos excuses à l'avance pour toute source précieuse qui aurait été involontairement négligée et exclue.

Pour une introduction sérieuse et technique à ce sujet, deux ouvrages sont particulièrement utiles : Principles of Physical Cosmology de Peebles et The Early Universe de Kolb & Turner. Ces livres sont destinés aux étudiants en licence avancée et aux étudiants en doctorat, de sorte qu'une connaissance correcte des mathématiques est supposée. Pour une description moins technique des premières étapes de l'univers (avec une emphase particulière sur la nucléosynthèse et la physique des particules), les livres de Fritzsch et Weinberg sont excellents et destinés au grand public.

Bien que les livres mentionnés ci-dessus soient bien écrits, le matériel est quelque peu daté, ayant été rédigé avant les observations et les développements ultérieurs des dernières années (par exemple, l'expansion accélérée de l'univers et l'inclusion de l'énergie sombre dans le modèle cosmologique standard). Les textes plus récents, comme ceux écrits par Peacock, Kirshner et Livio, incluent une discussion de ces sujets. Le premier est au niveau de Peebles et de Kolb & Turner, tandis que les deux autres sont écrits pour un public général. Enfin, un nouveau livre de Kippenhahn est fortement recommandé par l'auteur de ce FAQ, avec la réserve qu'il n'est actuellement disponible qu'en allemand.

Sur Internet, la source la plus connue d'informations vulgarisées sur le Big Bang est le tutoriel de cosmologie de Ned Wright. Le Dr Wright est un cosmologue professionnel à l'Université de Californie, Los Angeles, et son tutoriel a été largement utilisé pour compiler ce FAQ. Il a également écrit son propre FAQ sur le Big Bang et met à jour régulièrement son site avec les dernières nouvelles en cosmologie et aborde certains des modèles alternatifs les plus populaires en cosmologie.

Les pages de la sonde Wilkinson Microwave Anisotropy Probe de la NASA offrent une très bonne description des fondements théoriques du BBT destinés à un public non spécialiste. D'autres pages bien écrites sur le BBT incluent celles de Wikipedia sur l'univers et le big bang. Enfin, il existe le court FAQ The Big Bang and the Expansion of the Universe sur l'Atlas of the Universe, qui corrige également certaines des idées fausses les plus courantes.

1) Qu'est-ce que la théorie du Big Bang ?

a) Méconceptions courantes sur le Big Bang

Dans la plupart des sources scientifiques vulgarisées, la BBT est souvent décrite avec des termes tels que « L'univers est apparu en raison de l'explosion d'un point dans lequel toute la matière était concentrée. » Non sans surprise, c'est probablement l'impression standard que la plupart des gens ont de la théorie. Parfois, on entend même « Au commencement, il n'y avait rien, qui a explosé. »

Il existe plusieurs idées fausses cachées dans ces énoncés :

• Le BBT ne porte pas sur l'origine de l'univers. Au contraire, son objectif principal est le développement de l'univers au fil du temps.
• Le BBT n'implique pas que l'univers ait jamais été ponctuel.
• L'origine de l'univers n'était pas une explosion de matière dans un espace déjà existant.

Le célèbre cosmologue P. J. E. Peebles a énoncé cela succinctement dans l'édition de janvier 2001 de Scientific American (le numéro entier était consacré à la cosmologie et vaut la peine d'être lu !) : « Le fait que l'univers soit en expansion et en refroidissement est l'essence de la théorie du big bang. Vous remarquerez que je n'ai rien dit d'une 'explosion' - la théorie du big bang décrit comment notre univers évolue, pas comment il a commencé. » (p. 44). Le numéro de mars 2005 contenait également un excellent article pointant et corrigeant de nombreuses erreurs courantes concernant la TBB.

Un autre cosmologue, le German Rudolf Kippenhahn, a écrit ce qui suit dans son livre "Kosmologie fuer die Westentasche" ("cosmologie pour la poche") : "Il existe également une croyance erronée répandue selon laquelle, d'après la loi de Hubble, le Big Bang a commencé à un certain point de l'espace. Par exemple : À un moment donné, une explosion s'est produite, et à partir de celle-ci, un nuage d'explosion a voyagé dans l'espace vide, comme une explosion sur terre, et la matière en s'est diluée dans de plus grandes zones de l'espace de plus en plus. Non, la loi de Hubble ne dit que la matière était plus dense partout à un temps antérieur, et qu'elle se dilue au fil du temps parce que tout s'éloigne les uns des autres." Dans une note de bas de page, il a ajouté : "Dans les présentations de vulgarisation scientifique, les phases précoces de l'univers sont souvent mentionnées comme 'au moment où l'univers était aussi grand qu'une pomme' ou 'comme un pois'. Ce qui est entendu là est en général l'époque où non pas le tout, mais seulement la partie de l'univers qui est observable aujourd'hui avait ces tailles." (pp. 46, 47 ; traduction de l'auteur du FAQ, toutes les emphases dans l'original)

Enfin, la page web décrivant l' univers ekpyrotique (un modèle de l'univers primitif impliquant des concepts de la théorie des cordes) contient un bon récapitulatif des malentendus standards. Lisez le premier paragraphe, « Qu'est-ce que le modèle du Big Bang ? ».

Il existe plusieurs raisons pour lesquelles ces idées fausses persistent dans l'esprit du public. En premier lieu, le terme « Big Bang » a été originairement forgé en 1950 par Sir Fred Hoyle, un opposant déterminé à la théorie. Il était partisan du modèle concurrent du « Steady State » et avait une opinion très basse de l'idée d'un univers en expansion. Une autre source de confusion est l'expression souvent répétée « atome primitif ». Celle-ci a été utilisée par Lemaitre (l'un des premiers développeurs de la théorie) en 1927 pour expliquer le concept à un public non averti, bien qu'il ne soit pas familier avec l'idée des bombes nucléaires pour quelques décennies à venir. Avec ces et autres descriptions trompeuses propagées sans fin par des figures médiatiques autrement bien intentionnées (et pas si bien intentionnées), il n'est pas surprenant que beaucoup de gens aient des idées totalement déformées sur ce que dit la théorie du Big Bang. De même, le fait que beaucoup dans le public pensent que la théorie est plutôt ridicule est à prévoir, compte tenu de leur compréhension inexacte de la théorie et des données qui la sous-tendent.

b) Que dit vraiment la théorie ?

Il est extrêmement difficile de donner une description précise de la BBT en termes courants. Comme de nombreux sujets scientifiques modernes, toute tentative de ce genre sera nécessairement vague et insatisfaisante, car certains détails seront mis en avant tandis que d'autres seront balayés sous le tapis. Pour vraiment comprendre une telle théorie, il faut examiner les équations qui la décrivent entièrement, ce qui peut être tout à fait difficile. Cela dit, les citations de Peebles et Kippenhahn devraient donner une idée de ce que la théorie dit réellement. Dans les quelques paragraphes suivants, nous développerons leur description de base.

La description la plus simple de la théorie serait quelque chose comme : "Il y a longtemps, l'univers était très dense et très chaud ; depuis lors, il s'est étendu, devenant moins dense et plus froid." Le mot "étendu" ne doit pas être interprété comme signifiant que la matière s'éparpille -- au contraire, il fait référence à l'idée que l'espace lui-même devient plus grand. Les analogies couramment utilisées pour décrire ce phénomène sont la surface d'un ballon (avec les galaxies représentées par des points ou des pièces de monnaie attachées à la surface) ou la cuisson du pain (avec les galaxies représentées par des raisins dans la pâte qui se dilate). Comme toutes les analogies, la similitude entre la théorie et l'exemple est imparfaite. Dans les deux cas, le modèle implique que l'univers s'étend dans un volume plus grand, préexistant. En fait, la théorie ne dit rien de tel. Au lieu de cela, l'expansion de l'univers est entièrement contenue en elle-même. Cela va à l'encontre de nos notions courantes de volume et de géométrie, mais cela découle des équations. Une discussion plus approfondie de cette question se trouve dans la section L'univers s'étend-il dans quelque chose ? du FAQ de Ned Wright.

Les gens ont souvent du mal à comprendre l'idée que « l'espace lui-même s'étend ». Un moyen plus facile de comprendre ce concept est de le concevoir comme une augmentation de la distance entre n'importe quel deux points de l'univers (avec quelques exceptions notables, comme discuté ci-dessous). Par exemple, disons que nous avons deux points (A et B) qui sont à des positions de coordonnées fixes. Dans un univers en expansion, nous trouverions deux choses remarquables à être vraies. Premièrement, la distance entre A et B est une fonction du temps et, deuxièmement, la distance augmente toujours.

Pour vraiment comprendre ce que cela signifie et comment définir la « distance » dans un tel modèle, il est nécessaire d'avoir une idée de ce dont la théorie de la relativité générale (RG) d'Einstein traite – un autre sujet qui ne se prête pas facilement à des explications simples. L'un des manuels de RG les plus populaires par Misner, Thorne & Wheeler le résume ainsi : « L'espace indique à la matière comment se déplacer, la matière indique à l'espace comment se courber. » Bien sûr, cette énonciation omet certaines détails de la théorie, comme le fait que l'espace indique également au rayonnement électromagnétique comment se déplacer (démontré de la manière la plus belle par la lentille gravitationnelle – la déviation de la lumière autour d'objets massifs), que l'espace se courbe également en réponse à l'énergie, et que l'énergie peut amener l'espace à faire bien plus que simplement se courber. Peut-être qu'une manière meilleure (bien que plus longue) de décrire la RG serait quelque chose comme : « L'énergie détermine la géométrie et les changements de la géométrie de l'univers, et, en retour, la géométrie détermine le mouvement de l'énergie ».

Donc, étant donné cela, comment obtient-on le BBT à partir de la RG ? Les équations de base du BBT proviennent directement de l'équation de la RG d'Einstein sous deux hypothèses clés : premièrement, que la distribution de la matière et de l'énergie dans l'univers est homogène, et, deuxièmement, que cette distribution est isotrope. Une manière plus simple de le dire est que l'univers a l'air le même partout et dans toutes les directions. La combinaison de ces deux hypothèses est souvent appelée le principe cosmologique. Évidemment, ces hypothèses ne décrivent pas l'univers à toutes les échelles physiques. Assis dans votre chaise, vous avez une densité qui est d'environ 1000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 fois la densité moyenne de l'univers. De même, les densités de choses comme les étoiles, les galaxies et les amas de galaxies sont bien supérieures à la moyenne (bien que pas aussi énormément que vous). Au lieu de cela, nous constatons que ces hypothèses ne s'appliquent qu'à des échelles extrêmement grandes, de l'ordre de plusieurs centaines de millions d'années-lumière. Cependant, même si nous avons de bonnes preuves que le principe cosmologique est valide à ces échelles, nous sommes limités à un seul point de vue et à un volume fini de l'univers à examiner, donc ces hypothèses doivent rester exactement cela.

Si nous adoptons ces hypothèses apparemment simples, les implications pour la géométrie de l'univers sont tout à fait profondes. Premièrement, on peut démontrer mathématiquement qu'il n'existe que trois courbures possibles pour l'univers : une courbure positive, négative ou nulle (ces modèles sont également couramment appelés « modèles fermés », « ouverts » et « plats »). Voir ces conférences sur la cosmologie et la RG et cette discussion sur la métrique de Friedmann-Robertson-Walker (parfois appelée métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker) pour des dérivations plus détaillées. De plus, l'hypothèse d'homogénéité nous indique que la courbure doit être la même partout. Pour visualiser les trois possibilités, des modèles bidimensionnels de l'espace tridimensionnel réel peuvent être utiles ; la figure ci-dessous de l'équipe scientifique NASA/WMAP donne un exemple. Le modèle le plus familier avec une courbure positive est la surface d'une sphère. Pas l'objet tridimensionnel complet, juste la surface (vous pouvez constater que la surface est bidimensionnelle car vous pouvez spécifier n'importe quelle position avec seulement deux nombres, comme la longitude et la latitude sur la surface de la Terre). Une courbure nulle peut être modélisée comme un simple plan plat ; c'est le système de coordonnées cartésiennes classique que la plupart des gens se souviennent de l'école. Enfin, on peut imaginer une courbure négative comme la surface d'un pont, où les lignes parallèles divergeront les unes des autres lorsqu'elles sont projetées vers l'infini (elles restent parallèles dans un espace à courbure nulle et convergent dans un espace à courbure positive).

Il existe des exemples plus complexes de ces géométries, mais nous les passerons sous silence ici. Ceux qui souhaitent en savoir plus sur ce point peuvent consulter cette description de la topologie de l'univers.

La deuxième conclusion principale que nous pouvons tirer du principe cosmologique est que l'univers n'a ni bordure ni centre. Évidemment, si l'une ou l'autre de ces affirmations était vraie, alors l'idée selon laquelle tous les points de l'univers sont indistinguables (c'est-à-dire que l'univers est isotrope) serait fausse. Cette conclusion peut être contre-intuitive, en particulier lorsqu'on considère un univers à courbure positive, comme celui d'une coque sphérique. Cet espace est clairement fini, mais, comme il est également clair après un court instant de réflexion, il est également possible de parcourir une distance arbitrairement grande autour de la sphère sans quitter la surface. Par conséquent, il n'a pas de bordure. Pour les surfaces plates et à courbure négative, il est clair que ces cas doivent s'étendre à une taille infinie. Étonnamment, compte tenu des vastes différences que ces cas présentent pour la géométrie et la taille de l'univers, déterminer lequel de ces trois cas s'applique à notre univers est en réalité toujours une question ouverte en cosmologie.

c) Contenu de l'univers

Comme nous l'avons dit ci-dessus, la RG nous indique que la teneur en matière et en énergie de l'univers détermine à la fois la géométrie actuelle et future de l'espace. Par conséquent, si nous souhaitons faire des prédictions sur comment l'univers évolue au fil du temps, nous devons avoir une idée de quels types de matière et d'énergie sont présents dans l'univers. Encore une fois, l'application du principe cosmologique simplifie considérablement les choses. En effet, si la distribution de la matière et de l'énergie est uniforme à très grande échelle, alors tout ce dont nous avons besoin de savoir est la densité et la pression de chaque composant. Encore mieux, pour la plupart des cas pertinents en cosmologie, la pression et la densité ont tendance à être liées par une « équation d'état » dite telle. Ainsi, si nous connaissons la densité d'un composant donné, nous connaissons sa pression via l'équation d'état et pouvons calculer comment il affectera la géométrie de l'univers maintenant et à tout moment dans le passé ou le futur.

Après beaucoup de travail théorique et observationnel, il existe essentiellement trois grandes catégories de matière et d'énergie que nous devons prendre en compte

• Matière : Dans le cours normal de la vie sur Terre, nous avons tendance à considérer la relation entre la pression et la densité de la matière comme importante, mais incomplète. À partir des cours de chimie ou de physique de base, nous apprenons que la pression est également généralement une fonction de la température. Une autre façon de concevoir la température est de la considérer comme une mesure de la vitesse à laquelle la matière se déplace, bien que de manière désordonnée et aléatoire (pensez aux molécules d'air dans un ballon ; elles se déplacent rapidement à l'intérieur du ballon, mais le ballon lui-même reste immobile). Bien que ces molécules puissent se déplacer rapidement selon nos standards, comparées à la vitesse de la lumière (ce qui est ce qui est pertinent lorsque nous considérons la RG), ces particules sont effectivement immobiles. À une très bonne approximation, nous pouvons simplement fixer la pression de la matière à zéro ; ce que nous disons vraiment, c'est que la pression est infime par rapport à la densité d'énergie de la matière.
  
  En langage cosmologique, cette classe de matière est génériquement décrite comme de la « matière froide », un terme qui inclurait les étoiles, les planètes, les astéroïdes, la poussière interstellaire, etc. Puisque nous sommes limités à observer les photons du reste de l'univers, le fait que beaucoup de cette matière froide ne brille pas de manière appréciable signifie que nous devons l'observer indirectement, principalement par son effet gravitationnel sur la matière que nous pouvons voir. Ce type de matière sombre (principalement des planètes, des étoiles éteintes et du gaz froid) est très abondant dans l'univers.
  
  En plus de cette matière sombre normale, il existe également d'abondantes preuves que l'univers contient une grande quantité de matière sombre qui est fondamentalement différente de la matière sombre décrite ci-dessus. Alors que la matière normale brillera si elle est suffisamment chauffée, cette matière sombre est sombre parce qu'elle n'interagit pas du tout avec la lumière. C'est contraire à notre expérience quotidienne, bien sûr, mais la théorie quantique des champs actuelle prédit l'existence de plusieurs particules qui correspondraient à cette exigence (par exemple, le « neutralino » prédit par la supersymétrie ou l'« axion » ; voir ci-dessous pour plus de détails).
  
  Comme dans le cas de la matière sombre normale (qui est génériquement appelée « matière sombre baryonique » car elle est principalement composée de protons et de neutrons, qui appartiennent à un groupe de particules appelé « baryons »), nous n'avons pas besoin de connaître les détails exacts de cette matière sombre pour faire des prédictions cosmologiques. Tout ce dont nous avons besoin, c'est de connaître son équation d'état. La « Matière Sombre Froide » serait constituée de particules massives et à mouvement lent, où « massif » est relatif à la masse de particules comme le proton et « lent » est relatif à la vitesse de la lumière. Comme la matière baryonique froide, la pression associée à ces particules serait effectivement nulle. D'un autre côté, si les particules de matière sombre sont très légères, elles tendraient à se déplacer très rapidement et leur pression associée ne serait plus négligeable. Ce type de matière sombre est appelé « Matière Sombre Chaude ». Pour être complet, on pourrait également imaginer un troisième cas intermédiaire (« Matière Sombre Tiède »). Enfin, il convient de noter que, puisqu'elle n'interagit pas avec la lumière, la « température » de la matière sombre n'aura rien à voir avec la température globale de l'univers ; la Matière Sombre Chaude reste chaude peu importe à quel point l'univers devient froid. Comme nous le discuterons plus tard, les observations actuelles indiquent que la composante matière de l'univers est dominée par la Matière Sombre Froide, avec de petites quantités de matière baryonique et très peu, voire pas du tout, de Matière Sombre Tiède ou Chaude.
• Radiation : Strictly speaking, this category only includes electromagnetic radiation. However, Hot Dark Matter often gets grouped together with radiation since, as the particles are moving very close to the speed of light, they have essentially the same equation of state. For radiation, the pressure is equal to one third of the energy density. From observations, we know that radiation is not a significant part of the energy density budget of the universe today. However, because of the equation of state, the energy density of radiation scales inversely as the fourth power of the size of the universe. For example, if we go back in time to the point where the observable universe was half the size it is today, we would find that the energy density was 16 times the current value, while the energy density of matter was only 8 times its value today. The clear implication here is that, no matter what their values today, if we go back far enough in time, radiation will be the dominant source of energy density in the universe. This has enormous implications for both the creation of the light elements in the very early stages of the universe (also known as primordial nucleosynthesis) and the formation of the Cosmic Microwave Background Radiation (CMBR).
• Le troisième composant de l'image standard du BBT est également celui que nous connaissons le moins. Le terme générique pour cette pièce est énergie sombre, bien que ce terme couvre un éventail très divers de possibilités. De la théorie quantique des champs, nous savons que tout l'espace devrait être rempli d'énergie, même s'il n'y a pas de matière ou de rayonnement présent. Cette énergie est connue sous divers noms : « énergie du point zéro », « fluctuations du point zéro », « énergie du vide », « fluctuations du vide », etc. Comme certains des noms le suggèrent, cette énergie ne persiste pas de la même manière que la matière ou le rayonnement normaux ; au lieu de cela, les particules qui la transportent apparaissent et disparaissent, comme prédit par le principe d'incertitude de Heisenberg. Ce type d'énergie ne peut pas être détecté directement, mais des mesures de, par exemple, l'effet Casimir, démontrent qu'elle existe bel et bien.
  
  En prenant cela comme un indicateur que ce type d'énergie existe, nous pouvons explorer quel effet cela pourrait avoir d'un point de vue cosmologique. Peu importe l'expansion de l'univers, la densité d'énergie du point zéro reste constante et positive. Cela conduit à la conclusion plutôt curieuse (et non intuitive) que la pression associée à l'énergie sombre est négative. Si l'on insère un composant de ce type dans les équations standard du BBT, l'effet de la pression négative est plus grand que celui de la densité d'énergie positive. En conséquence, dans un univers piloté par l'énergie sombre, l'effet de sa gravité est d' l'expansion de l'univers, au lieu de la ralentir (comme on s'y attendrait pour un univers contenant uniquement de la matière).
  
  On entend également souvent le terme « constante cosmologique » associé à l'énergie sombre. Pour comprendre la raison de cela, il faut savoir un peu sur l'histoire de l'application de la RG à l'univers entier. Lorsque Einstein a d'abord tenté de le faire, il a trouvé que cela prédisait que l'univers devrait soit s'expandre, soit se contracter. Mais au temps d'Einstein, l'univers était pensé comme étant statique. Alors il a regardé à nouveau les hypothèses qu'il avait faites dans la dérivation des équations de la RG. L'une d'elles était qu'un univers vide, c'est-à-dire un qui ne contient ni matière ni énergie, devrait avoir une courbure nulle (« plat » comme mentionné ci-dessus). Einstein a trouvé que si il abandonnait cette hypothèse, un paramètre libre supplémentaire apparaissait dans les équations de la RG. Si ce paramètre est réglé sur une valeur particulière, les équations donnent en effet l'univers statique attendu à l'époque ! Par conséquent, il a appelé ce paramètre supplémentaire la « constante cosmologique ».
  
  Évidemment, c'était une solution plutôt ad hoc à un problème seulement apparent (rendu surtout inutile lorsque des preuves ont commencé à montrer que l'univers n'était pas statique). Selon Gamow, Einstein a plus tard appelé cette astuce « sa plus grande erreur ». Cela dit, nous savons maintenant également que l'espace vide, sans matière et énergie « ordinaires » (ou même exotiques), doit toujours contenir les fluctuations du vide prédites par la théorie quantique des champs. En d'autres termes, même l'espace « vide » contient toujours de l'énergie et n'a donc pas à être plat. Cela (en quelque sorte) justifie l'utilisation du paramètre cosmologique ; dans cette interprétation, il représenterait la « densité d'énergie du vide » causée par les fluctuations quantiques, transformant la constante cosmologique en un type particulier d'énergie sombre. De ce point de vue, l'introduction de la constante cosmologique n'était pas une erreur - plutôt comme la découverte accidentelle d'un paramètre supplémentaire nécessaire, voire crucial, dans les équations de la RG et par conséquent aussi dans les équations du BBT.

d) Résumé : paramètres de la théorie du Big Bang

Comme toute théorie physique, la BBT nécessite des paramètres. En nous basant sur ce que nous avons établi jusqu'à présent, nous avons

• La courbure de l'espace. Comme nous l'avons discuté plus haut, elle est soit positive (fermée), soit négative (ouverte), soit nulle (plate).
• Le facteur d'échelle. L'une des premières choses qu'on remarque en étudiant la cosmologie est que mesurer la valeur absolue de toute quantité particulière peut être extrêmement difficile. Au contraire, la plupart des grandeurs que les cosmologues tentent de mesurer sont en réalité des rapports. Le facteur d'échelle est le rapport entre la « taille » actuelle de l'univers et la taille de l'univers à un moment donné dans le passé ou le futur (« taille » étant définie comme il convient pour une courbure donnée). Évidemment, ce paramètre vaut un aujourd'hui et est inférieur à un à tout moment dans le passé pour un univers en expansion.
• Le paramètre de Hubble. Il est souvent confondu avec la « constante de Hubble ». En partie, c'est un vestige du travail original de Hubble montrant l'expansion de l'univers, où il n'était qu'un paramètre d'ajustement pour traduire la vitesse en distance. Dans l'usage moderne, ce terme ne fait référence qu'à la valeur actuelle ; en réalité, cette quantité varie dans le temps. Formellement, le paramètre de Hubble mesure le taux de variation du facteur d'échelle à un instant donné (la dérivée du facteur d'échelle normalisée par la valeur actuelle). Une façon plus simple de s'y prendre est que le paramètre de Hubble indique à quelle vitesse l'univers s'étend à un moment particulier.
• Paramètre de décélération. Dans un univers composé uniquement de matière, l'expansion de l'univers serait ralentie par l'auto-gravitation de la matière, peut-être même assez pour provoquer l'effondrement de l'univers. Cela signifie que le taux d'expansion (le paramètre de Hubble) changerait et que le paramètre de décélération quantifierait ce taux de variation (la dérivée seconde du facteur d'échelle, pour ceux qui suivent). Le premier indice que l'énergie sombre était importante pour la cosmologie est venu de la découverte que le paramètre de décélération n'était pas négatif (comme on s'y attendait), mais en réalité positif. Ainsi, au lieu de ralentir, l'expansion s'accélérait en réalité. Ironiquement, cela a conduit les cosmologues à ignorer ce paramètre au profit de l'ensemble suivant de paramètres.
• Densités des composantes. Très simple ici ; combien de rayonnement, de matière (baryonique et sombre) et d'énergie sombre y a-t-il dans l'univers ? Ces densités sont généralement exprimées en rapports entre la densité d'une composante donnée et la densité qu'il faudrait pour rendre la courbure de l'univers plate. Si l'on connaît les valeurs de ces densités et du paramètre de Hubble à un moment particulier, on peut alors déterminer la valeur du paramètre de décélération ; d'où la disparition de ce paramètre d'une grande partie de la littérature cosmologique au cours des dernières années.
• Équation d'état de l'énergie sombre. Comme mentionné ci-dessus, pour le rayonnement et la matière, les équations d'état sont déterminées par la physique connue. Pour l'énergie sombre, cependant, les données ne sont pas encore à la hauteur du défi de choisir un modèle préféré. En conséquence, la plupart des articles dans la littérature traitent l'équation d'état de l'énergie sombre comme un paramètre libre (éventuellement variant dans le temps, selon le modèle) ou choisissent explicitement une valeur comme contrainte a priori (voir ci-dessous).

Cette liste de paramètres semble longue — si longue qu'on pourrait soutenir que toute théorie avec autant de molettes pourrait être ajustée pour s'adapter à n'importe quel ensemble d'observations. Cependant, comme mentionné ci-dessus, ils ne sont pas vraiment indépendants. Choisir une valeur pour le paramètre de Hubble affecte immédiatement les valeurs attendues pour les densités et le paramètre de décélération. De même, un mélange différent de densités de composantes modifiera la manière dont le paramètre de Hubble varie dans le temps. En outre, il existe une grande variété d'observations cosmologiques à effectuer — des observations avec des méthodologies, des sensibilités et des biais systématiques très différents. Un modèle de consensus doit correspondre à toutes les données disponibles et, au cours de la dernière décennie en cosmologie, la combinaison de ces expériences a abouti à ce qui a été appelé le « modèle de concordance ».

Cette image de base est construite sur le cadre du modèle dit « Lambda CDM ». Le Lambda indique l'inclusion de l'énergie sombre dans le modèle (spécifiquement la constante cosmologique, qui implique une équation d'état où la pression est égale à -1 fois la densité d'énergie). « CDM » est l'abréviation de « matière noire froide ». Ainsi, le nom du modèle incorpore ce qui est considéré comme les deux composants les plus importants de l'univers : l'énergie sombre et la matière noire. Les abondances respectives de ces deux composants et du troisième composant important, la matière baryonique (ou « ordinaire »), sont présentées dans le diagramme circulaire ci-dessous (fourni par l'équipe scientifique de NASA/WMAP) :

Comme mentionné ci-dessus, ces valeurs proviennent de l'ajustement simultané des données issues d'une grande variété d'observations cosmologiques, ce qui sera notre prochain sujet.

2) Preuves

Ayant établi les idées et le langage de base du BBT, nous pouvons maintenant examiner comment les données se comparent à ce que nous attendons de la théorie. Comme nous l'avons mentionné à la fin de la dernière section, il n'existe pas d'expérience unique sensible à tous les aspects du BBT. Au contraire, toute observation donnée fournit des aperçus sur une combinaison de paramètres et d'aspects de la théorie, et nous devons combiner les résultats de plusieurs lignes d'enquête différentes pour obtenir le tableau global le plus clair possible. Cette approche sera la plus apparente dans les deux dernières sections où nous discutons des preuves des deux aspects les plus exotiques du BBT actuel : la matière noire et l'énergie sombre.

a) Homogénéité à grande échelle

Retournons à notre discussion initiale sur le BBT, l'une des hypothèses clés faites pour dériver le BBT de la RG était que l'univers est, à une certaine échelle, homogène. À petite échelle, là où nous rencontrons des planètes, des étoiles et des galaxies, cette hypothèse est évidemment fausse. Par conséquent, nous ne nous attendons pas à ce que les équations régissant le BBT soient une très bonne description de la façon dont ces systèmes se comportent. Cependant, à mesure que l'on augmente l'échelle d'intérêt jusqu'à des échelles vraiment énormes -- des centaines de millions d'années-lumière -- cela devient une meilleure et meilleure approximation de la réalité.

À titre d'exemple, considérez le graphique ci-dessous montrant des galaxies issues de la Las Campanas Redshift Survey (fournie par Ned Wright). Chaque point représente une galaxie (environ 20 000 dans l'ensemble de l'enquête) où ils ont mesuré à la fois la position dans le ciel et le décalage vers le rouge, et ont traduit cela en une localisation dans l'univers. Imaginez poser de nombreux cercles de taille fixe sur ce graphique et compter combien de galaxies se trouvent à l'intérieur de chaque cercle. Si vous utilisez une petite ouverture (où « petite » signifie tout ce qui est inférieur à des dizaines de millions d'années-lumière), alors le nombre de galaxies dans n'importe quel cercle donné va fluctuer beaucoup par rapport au nombre moyen de galaxies dans tous les cercles : certains cercles seront complètement vides, tandis que d'autres pourraient en contenir plus d'une douzaine. D'un autre côté, si vous utilisez de grands cercles (et restez dans les limites !), la variation d'un cercle à l'autre se termine par être assez petite par rapport au nombre moyen de galaxies dans chaque cercle. C'est ce que les cosmologistes entendent quand ils disent que l'univers est homogène. Un cas encore plus fort pour l'homogénéité peut être fait avec le CMBR, que nous discuterons ci-dessous.

b) Diagramme de Hubble

L'idée fondamentale d'un univers en expansion est la notion selon laquelle la distance entre deux points quelconques augmente avec le temps. L'une des conséquences de cet effet est que, lorsque la lumière traverse cet espace en expansion, sa longueur d'onde s'étire également. Dans la partie optique du spectre électromagnétique, la lumière rouge a une longueur d'onde plus longue que la lumière bleue, de sorte que les cosmologues désignent ce processus par redshift (décalage vers le rouge). Plus la lumière voyage à travers l'espace en expansion, plus elle subit de décalage vers le rouge. Par conséquent, puisque la lumière voyage à une vitesse fixe, la théorie du Big Bang (BBT) nous indique que le décalage vers le rouge que nous observons pour la lumière provenant d'un objet lointain devrait être lié à la distance de cet objet. Cette conclusion plutôt élégante est rendue un peu plus complexe par la question de ce que l'on entend exactement par « distance » dans un univers en expansion (voir la section « Many Distances » de Ned Wright, Many Distances, dans son tutoriel de cosmologie pour un récapitulatif de ce que « distance » peut signifier dans le cadre du BBT), mais l'idée de base reste la même.

Le décalage cosmologique est souvent de manière trompeuse confondu avec le phénomène connu sous le nom de Effet Doppler. Il s'agit de la variation de longueur d'onde (que ce soit pour le son ou la lumière) que l'on observe en raison du mouvement relatif entre l'observateur et la source de son/lumière. L'exemple le plus couramment cité pour cet effet est la variation de tonalité lorsque le train approche puis passe l'observateur ; à mesure que le train s'approche, la tonalité augmente, suivie d'une baisse rapide lorsque le train s'éloigne. Puisque l'expansion de l'univers semble être une sorte de mouvement relatif et que nous savons, d'après la discussion ci-dessus, que nous devrions observer des photons décalés vers le rouge, il est tentant de considérer le décalage cosmologique comme une autre manifestation de l'effet Doppler. En effet, lorsque Edwin Hubble a effectué pour la première fois ses mesures de l'expansion de l'univers, son interprétation initiale était en termes d'un mouvement réel et physique des galaxies ; c'est pourquoi les unités de la constante de Hubble : kilomètres par seconde par mégaparsec.

En réalité, cependant, le « mouvement » des galaxies lointaines n'est pas un mouvement véritable comme les étoiles orbitant autour du centre de notre galaxie, la Terre orbitant autour du Soleil ou même quelqu'un marchant à travers la pièce. Au contraire, l'espace s'étend et emporte les galaxies dans cette expansion. Cela peut être observé à partir de la formule pour calculer le décalage vers le rouge d'une source donnée. Le décalage vers le rouge (z) est lié au rapport de la longueur d'onde observée (W_O) et de la longueur d'onde émise de la lumière (W_E) comme suit : 1 + z = W_O/W_E. La longueur d'onde de la lumière s'étend au même rythme que l'univers, donc nous savons également que : 1 + z = a_O/a_E, où a_O est la valeur actuelle du facteur d'échelle (généralement fixé à 1) et a_E est la valeur du facteur d'échelle lorsque la lumière a été émise. Comme on peut le voir, la vitesse n'apparaît nulle part dans ces équations, confirmant notre affirmation précédente. Plus de détails sur ce point peuvent être trouvés à The Cosmological Redshift Reconsidered. Si l'on insiste (et fait très attention à ce que l'on entend exactement par « distance » et « vitesse »), comprendre le décalage vers le rouge cosmologique comme un décalage Doppler est possible, mais (pour des raisons que nous couvrirons à la suite) ce n'est pas l'interprétation habituelle.

Comme nous l'avons mentionné précédemment, même après que Einstein eut développé la relativité générale, le consensus en astronomie était que l'univers était statique et avait existé éternellement. En 1929, cependant, Edwin Hubble effectua une série de mesures à l'observatoire de Mount Wilson, près de Pasadena, en Californie. En utilisant des étoiles variables Céphéides dans plusieurs galaxies, Hubble constata que le décalage vers le rouge (qu'il interprétait comme une vitesse, comme mentionné ci-dessus) était approximativement proportionnel à la distance. Cette relation devint connue sous le nom de loi de Hubble et déclencha une série d'articles théoriques qui aboutirent finalement au développement de la BBT moderne.

À première vue, l'assemblage d'un diagramme de Hubble et la détermination de la valeur de la constante de Hubble semblent assez simples. En pratique, ce n'est pas le cas. Mesurer la distance aux galaxies (et autres objets astronomiques) n'est jamais simple. Comme mentionné ci-dessus, les seules données dont nous disposons de l'univers sont la lumière ; imaginez la difficulté d'estimer avec précision la distance d'une personne marchant dans la rue sans connaître sa taille ou sans pouvoir bouger la tête. Cependant, en utilisant une combinaison de géométrie, de physique et de statistiques, les astronomes ont réussi à élaborer une série de méthodes imbriquées, connues sous le nom de échelle des distances, qui sont relativement fiables. Le FAQ TO sur la détermination des distances astronomiques fournit un exposé complet de ces méthodes, de leur applicabilité et de leurs limites.

À l'inverse, l'autre terme de l'équation, le décalage vers le rouge, est relativement facile à mesurer grâce aux instruments astronomiques actuels. Malheureusement, lorsque l'on mesure le décalage vers le rouge d'une galaxie, cette valeur contient plus que le seul décalage cosmologique. Comme les étoiles et les planètes, les galaxies ont des mouvements réels en réponse à leur environnement gravitationnel local : d'autres galaxies, amas de galaxies, etc. Ce mouvement est appelé vitesse propre dans le jargon cosmologique et il génère un décalage vers le rouge (ou vers le bleu !) associé via l'effet Doppler. Pour les galaxies relativement proches, l'amplitude de cet effet peut facilement surpasser le décalage cosmologique. L'exemple le plus frappant de cela est la galaxie d'Andromède, au sein de notre propre Groupe Local. Malgré être à environ 2 millions d'années-lumière, elle est sur une trajectoire de collision avec la Voie lactée et la lumière d'Andromède est par conséquent décalée vers l'extrémité bleue du spectre, plutôt que vers le rouge. La conséquence de cette complication est que, si nous voulons mesurer le paramètre de Hubble, nous devons observer des galaxies suffisamment éloignées pour que le décalage cosmologique soit plus grand que les effets des vitesses propres. Cela établit une limite inférieure d'environ 30 millions d'années-lumière et même une fois que nous dépassons ce seuil, nous devons disposer d'un grand nombre d'objets pour nous assurer que les effets des vitesses propres s'annulent mutuellement.

La combinaison de ces deux complications explique (en partie) pourquoi il a fallu plusieurs décennies pour que les meilleures mesures de la constante de Hubble convergent vers une valeur consensuelle. Avec les ensembles de données actuels, la nature quasi linéaire de la relation de Hubble est très claire, comme le montre la figure ci-dessous (basée sur des données de Riess (1996) ; fournies par Ned Wright).

Comme mentionné précédemment, la version standard du BBT supposait que la source dominante de densité d'énergie pour les derniers plusieurs milliards d'années était la matière froide et sombre. En introduisant cette hypothèse dans les équations régissant l'expansion de l'univers, les cosmologues s'attendaient à observer que l'expansion ralentirait avec le passage du temps. Cependant, en 1998, les mesures de la relation de Hubble avec les supernovae lointaines semblaient indiquer que le contraire était vrai. Plutôt que de ralentir, les derniers milliards d'années ont apparemment témoigné d'une accélération de l'expansion de l'univers (Riess 1998; mesures plus récentes : Wang 2003, Tonry 2003). En effet, ce qui a été observé est que la lumière des supernovae observées était plus faible que prévu en calculant leur distance en utilisant la loi de Hubble.

Dans le cadre standard du BBT, il existe plusieurs possibilités pour expliquer ce type d'observation. La possibilité la plus simple est que la géométrie de l'univers soit ouverte (courbure négative). Dans ce type d'univers, la densité de matière est inférieure à la valeur critique et l'expansion se poursuivra jusqu'à ce que la densité d'énergie effective de l'univers atteigne zéro. La deuxième possibilité est que les supernovae lointaines aient été artificiellement assombries lorsque la lumière a voyagé de leurs galaxies hôtes jusqu'aux observateurs ici sur Terre. Ce type d'absorption par la poussière interstellaire est un problème courant dans les observations où l'on doit regarder à travers le disque de notre propre galaxie, de sorte qu'on pourrait facilement imaginer quelque chose de similaire se produisant. Cette absorption dépend généralement de la longueur d'onde, cependant, et les deux équipes étudiant les supernovae lointaines n'ont observé aucun tel effet. Pour l'argumentation, on pourrait postuler une « poussière grise » qui assombrit les objets également à toutes les longueurs d'onde. La dernière possibilité est que l'univers contient une forme d'énergie sombre (voir les sections 1c et 2n). Cela accélérerait l'expansion, mais pourrait maintenir la géométrie plate.

À des décalages vers le rouge inférieurs à l'unité (z < 1), ces possibilités sont toutes approximativement indistinguables, compte tenu de la précision disponible des mesures. Cependant, pour un univers comportant un mélange de matière noire et d'énergie sombre, il existe un point de transition de la domination de la première à celle de la seconde (tout comme la transition entre l'expansion dominée par le rayonnement et celle dominée par la matière avant la formation du CMBR). Avant cette époque, la matière noire était dominante, de sorte que l'expansion aurait dû être décélérante, ne commençant à accélérer que lorsque la densité d'énergie sombre a surpassé celle de la matière. Ce soi-disant saccade cosmique implique que les supernovae avant ce point devraient être nettement plus brillantes que ce que l'on s'attendrait d'un univers ouvert (décélération constante) ou d'un univers contenant de la poussière grise (affaiblissement constant). De nouvelles mesures à des décalages vers le rouge bien supérieurs à l'unité ont montré que cette "saccade" est bien ce que nous observons : il y a environ 8 milliards d'années, notre univers a basculé d'une décélération lente à une expansion accélérée, exactement comme le prédisaient les modèles d'énergie sombre (Riess 2004).

c) Abondances des éléments légers

Comme nous l'avons mentionné précédemment, le BBT standard ne comprend pas le début de notre univers. Au contraire, il suit simplement l'univers jusqu'à un point où il était extrêmement chaud et extrêmement dense. Comment il pouvait être extrêmement chaud et extrêmement dense tout en restant raisonnablement décrit par la RG est un domaine de recherche active, mais nous pouvons en toute sécurité remonter à des températures et des densités bien supérieures à ce que l'on trouverait au cœur du soleil.

Dans cette limite, nous avons des températures et des densités suffisamment élevées pour que les protons et les neutrons existent comme des particules libres, non liées dans des noyaux atomiques. C'était l'ère de la nucleosynthèse primordiale, qui a duré la majeure partie des trois premières minutes de l'existence de notre univers (d'où le titre du livre célèbre de Weinberg, "The First Three Minutes"). Une description détaillée de la nucleosynthèse du Big Bang (BBN) peut être trouvée sur le site web de Ned Wright, incluant les réactions nucléaires pertinentes, les graphiques et les références. Pour nos besoins, une brève introduction suffira.

Comme au cœur de notre Soleil, les protons et neutrons libres de l'univers primitif ont subi une fusion nucléaire, produisant principalement des noyaux d'hélium (He-3 et He-4), avec une trace de deutérium (une forme d'hydrogène avec un noyau proton-neutron), du lithium et du béryllium. Contrairement à ceux du Soleil, les réactions n'ont duré qu'un bref instant en raison du fait que la température et la densité de l'univers diminuaient rapidement à mesure qu'il s'expandait. Cela signifie que les noyaux plus lourds n'ont pas eu le temps de se former durant cette période. Au lieu de cela, ces noyaux se sont formés plus tard dans les étoiles. Les éléments avec des numéros atomiques jusqu'au fer sont formés par fusion dans les cœurs stellaires, tandis que les éléments plus lourds sont produits lors de supernovae. Plus d'informations sur la nucléosynthèse stellaire peuvent être trouvées sur les pages de Wikipédia et dans la section 2g ci-dessous.

Armés de la théorie standard du Big Bang (plus facile cette fois, car nous savons que l'expansion à cette époque était dominée par le rayonnement) et de quelques notions de physique nucléaire, les cosmologistes peuvent faire des prédictions très précises sur l'abondance relative des éléments légers issus de la nucléosynthèse primordiale (BBN). Comme pour le diagramme de Hubble, cependant, il est plus facile de dire que l'on peut faire correspondre la prédiction à l'observation que de le faire réellement. Les abondances élémentaires peuvent être mesurées de diverses manières, mais la méthode la plus courante consiste à examiner l'intensité relative des caractéristiques spectrales dans les étoiles et les galaxies. Une fois l'abondance mesurée, nous avons toutefois un problème similaire à celui des vitesses propres de la section précédente : quelle part de l'élément a été produite durant la BBN et quelle part a été générée plus tard lors de la nucléosynthèse stellaire ?

Pour contourner ce problème, les cosmologistes utilisent deux approches :

• Déutérium : Parmi les éléments produits lors de la nucléosynthèse primordiale (BBN), le déutérium possède de loin l'énergie de liaison la plus faible. En conséquence, le déutérium produit dans les étoiles est très rapidement consommé dans d'autres réactions et tout déutérium que nous observons dans l'univers est très probablement primordial. L'inconvénient de cette approche est que le déutérium primordial peut également être détruit dans les couches externes des étoiles, ce qui nous donne une sous-estimation de l'abondance totale, mais il existe d'autres méthodes (comme l'observation de la région de la forêt Lyman-alpha des quasars lointains) qui évitent ces problèmes.
• Regarder loin : On peut tenter d'observer des étoiles et des nuages de gaz situés très loin. Grâce à la vitesse finie de la lumière, plus la distance entre l'objet et les observateurs ici sur Terre est grande, plus l'image est ancienne. Ainsi, en observant des étoiles et des nuages de gaz très éloignés, on peut les observer à une époque où l'abondance des éléments lourds était beaucoup plus faible. En remontant suffisamment loin dans le temps, on arriverait inévitablement à une époque où aucune étoile antérieure n'a eu le temps de se former, et donc où les abondances élémentaires étaient à leur niveau primordial. Pour le moment, nous ne pouvons pas remonter aussi loin. Ces objets présenteraient des décalages vers le rouge très élevés, déplaçant la lumière vers l'infrarouge, où les observations depuis le sol sont rendues très difficiles par les effets atmosphériques. De même, la grande distance les rend extrêmement faibles, aggravant nos problèmes. Ces deux problèmes devraient être grandement résolus lorsque le télescope spatial James Webb entrera en service. Ce que nous pouvons faire maintenant est d'observer des étoiles plus âgées, de mesurer leurs abondances élémentaires et d'essayer d'extrapoler vers le passé.

Comme la plupart des prédictions du BBT, l'abondance des éléments primordiaux dépend de plusieurs paramètres. Les plus importants dans ce cas sont le paramètre de Hubble (la vitesse d'expansion détermine à quelle vitesse l'univers passe d'un état chaud et dense suffisant pour la nucléosynthèse à un état froid et dilué suffisant pour qu'elle s'arrête) et la densité de baryons (afin que la nucléosynthèse se produise, les baryons doivent entrer en collision et la densité nous indique à quelle fréquence cela s'est produit). La dépendance à ces deux paramètres est généralement exprimée comme une dépendance unique au paramètre combiné Omega_B h² (comme on peut le voir sur la figure ci-dessous, fournie par Ned Wright).

Comme le suggère cette figure, il existe un contrôle à deux volets pour la théorie. Premièrement, les mesures des abondances élémentaires variées devraient fournir une valeur cohérente de Omega_B h² (l'intersection des bandes horizontales et des diverses lignes). Deuxièmement, des mesures indépendantes de Omega_B h² provenant d'autres observations (comme les résultats de WMAP dans 2e) devraient fournir une valeur cohérente avec le composite issu des abondances primordiales (la bande verticale). Les deux approches ont été utilisées par le passé ; avant les résultats précis de WMAP concernant la densité baryonique, la première était utilisée plus fréquemment. Pour un compte rendu détaillé de l'état des connaissances en 1997, consultez Big Bang Nucleosynthesis Enters the Precision Era.

L'une des principales preuves de la théorie du Big Bang réside dans des observations cohérentes montrant que, plus on examine des objets anciens, plus l'abondance de la plupart des éléments lourds diminue, tendant asymptotiquement vers zéro. Par contraste, l'abondance d'hélium tend vers une valeur limite non nulle. Les mesures montrent de manière constante que l'abondance d'hélium, même dans des objets très anciens, reste d'environ 25 % de la masse totale de la matière « normale ». Cela correspond bien à la valeur prédite par la TBB pour la production d'hélium lors de la nucléosynthèse primordiale. Pour plus de détails, consultez Olive 1995 ou Izotov 1997. Consultez également le graphique ci-dessous, comparant la prédiction de la TBB à celle du modèle de l'État stationnaire (les données proviennent de Turck-Chieze 2004, le graphique fourni par Ned Wright).

Des calculs récents ainsi que des références à des observations récentes peuvent être trouvés dans Mathews (2005). Dans des études antérieures, il y avait eu certains problèmes concernant des galaxies qui présentaient apparemment des abondances d'hélium très faibles (spécifiquement I Zw 18) ; ce problème a été abordé et résolu dans l'intervalle (cf. Luridiana 2003).

d) Existence du rayonnement cosmique micro-ondes

Même si les noyaux ont été créés lors de la nucléosynthèse primordiale, les atomes tels que nous les concevons généralement n'existaient toujours pas. Au contraire, l'univers était rempli d'un plasma très chaud et dense composé de noyaux libres et d'électrons. Dans un tel environnement, la lumière ne peut pas se propager librement : les photons sont en permanence diffusés par des particules chargées. De même, tout noyau qui se serait lié à un électron aurait rapidement rencontré un photon assez énergétique pour rompre ce lien.

Comme pour l'ère du BBN, cependant, l'univers ne serait pas resté assez chaud et dense pour maintenir cet état. Finalement (après environ 400 000 ans), l'univers s'est refroidi au point où les électrons et les noyaux pouvaient former des atomes (un processus décrit de manière confuse comme la « recombinaison »). Puisque les atomes sont électriquement neutres et n'interagissent qu'avec des photons d'énergies particulières, la plupart des photons ont soudainement pu parcourir de bien plus grandes distances sans interagir avec aucune matière du tout (cette partie du processus est généralement décrite comme le « découplage »). En effet, l'univers est devenu transparent et les photons présents à cette époque ont continué de se déplacer librement à travers l'univers depuis ce moment-là. Et, puisque l'univers s'est considérablement étendu depuis ce moment-là, les longueurs d'onde de ces photons ont été considérablement étirées (d'un facteur d'environ 1000).

À partir de ce schéma de base, nous pouvons formuler deux prédictions très fortes concernant ce rayonnement fossile :

• Il devrait être hautement uniforme. L'une des hypothèses de base du BBT est que l'univers est homogène et, compte tenu du temps écoulé entre le début de l'univers et le découplage, aucune inhomogénéité (comme celles attendues de l'inflation) n'aurait eu le temps de se développer.
• Il devrait avoir un spectre de corps noir. Comme nous l'avons dit précédemment, avant le découplage, l'univers était rempli de plasma et les photons étaient constamment en train de se disperser sur toute la matière ionisée. Cela rend l'univers un absorbeur parfait ; aucun photon ne pouvait quitter l'univers, de sorte qu'ils mettaient l'univers entier (ou du moins la partie qui était connectée causalement) en équilibre thermique. En conséquence, nous pouvons en réalité décrire l'univers comme ayant une température unique. En thermodynamique classique, les photons émis par un corps noir à une température donnée ont une distribution très spécifique des énergies et, comme Tolman l'a montré en 1934, un spectre de corps noir restera un spectre de corps noir (bien qu'à une température plus basse) lorsqu'il subit un décalage vers le rouge.

L'existence de ce rayonnement fossile a d'abord été suggérée par Gamow, ainsi que par Alpher et Herman, en 1948. Leurs prédictions initiales ont correctement indiqué que la température du rayonnement, qui aurait été de la lumière visible au moment du découplage, serait décalée vers la région des micro-ondes du spectre électromagnétique à ce stade. Ce fait, combiné au fait que la source du rayonnement la plaçait « derrière » les sources de lumière normales comme les étoiles et les galaxies, a donné à ce rayonnement son nom : le Rayonnement Cosmique Micro-ondes (CMBR ou, de manière équivalente, simplement CMB).

Bien qu'ils aient raison dans les grandes lignes, les estimations de Gamow, Alpher & Herman concernant la température exacte n'étaient pas aussi précises. La fourchette initiale se situait quelque part entre 1 K et 5 K, en utilisant des modèles quelque peu différents de l'univers (Alpher 1949), et dans un livre ultérieur, Gamow a poussé cette estimation jusqu'à 50 K. Les meilleures estimations d'aujourd'hui placent la température à 2,725 K (Mather 1999). Bien que cela puisse sembler être une grande divergence, il est important de garder à l'esprit que la prédiction repose fortement sur un certain nombre de paramètres cosmologiques (notamment la constante de Hubble) qui n'étaient pas connus avec une grande précision à l'époque. Nous reviendrons sur ce point plus bas, mais prenons un moment pour discuter des mesures qui ont conduit à la valeur actuelle (la page de Ned Wright sur le CMB mérite également d'être consultée pour plus de détails sur l'histoire précoce des mesures du CMBR).

La première tentative intentionnelle de mesurer le rayonnement cosmique micro-ondes (CMBR) a été réalisée par Dicke et Wilkinson en 1965 avec un instrument monté sur le toit du département de physique de Princeton. Alors qu'ils construisaient encore leur expérience, ils ont été battus par deux ingénieurs de Bell Labs travaillant sur les transmissions micro-ondes en tant qu'outil de communication. Penzias et Wilson avaient construit un récepteur micro-ondes mais n'ont pas pu éliminer un bruit de fond persistant qui semblait affecter le récepteur quelle que soit la direction dans laquelle ils le pointaient dans le ciel, jour ou nuit. Après avoir contacté Dicke pour obtenir des conseils sur le problème, ils ont réalisé ce qu'ils avaient observé et ont finalement reçu le prix Nobel de physique en 1978. Plus de détails sur cette découverte sont disponibles ici.

Depuis lors, les mesures de la température et de la distribution d'énergie du rayonnement cosmique de fond (CMBR) ont considérablement progressé. La mesure du CMBR depuis le sol est difficile car le rayonnement micro-ondes est fortement absorbé par la vapeur d'eau dans l'atmosphère. Pour contourner ce problème, les cosmologistes ont utilisé des ballons à haute altitude, des fusées balistiques et des expériences embarquées sur satellites. L'expérience la plus célèbre consacrée à la température du CMBR fut le satellite COBE (COsmic Background Explorer). Il orbitait autour de la Terre, collectant des données de 1989 à 1993.

COBE était en réalité plusieurs expériences en une. L'instrument DMR a mesuré les anisotropies de la température du CMBR dans tout le ciel (voir plus ci-dessous) tandis que l'expérience FIRAS a mesuré la température absolue du CMBR et sa distribution d'énergie spectrale. Comme nous l'avons mentionné ci-dessus, la prédiction issue de la BBT est que le CMBR devrait être un corps noir parfait. FIRAS a trouvé que c'était vrai à un degré extraordinaire. Le graphique ci-dessous (fourni par Ned Wright) montre le spectre du CMBR et le corps noir de meilleure adéquation. Comme on peut le voir, les barres d'erreur, qui sont assez petites, correspondent en réalité à 400 écarts-types. En fait, le CMBR est aussi proche d'un corps noir que n'importe quoi que nous puissions créer ici sur Terre.

Dans de nombreuses sources de cosmologie alternatives, on rencontrera l'affirmation selon laquelle le CMBR n'était pas une prédiction authentique de la BBT, mais plutôt une « rétroprédiction » puisque les valeurs de la température du CMBR prédites par Gamow avant la mesure différaient considérablement de la valeur mesurée ultérieure. Ainsi, selon l'argument, la valeur « juste » ne pouvait être obtenue qu'en ajustant les paramètres de la théorie pour qu'ils correspondent à la valeur observée. Cela rate deux points cruciaux :

• L'existence, et non la température, est la clé. En l'absence de BBT, il n'y aurait aucune raison d'attendre un rayonnement de fond uniforme et à longue longueur d'onde dans l'univers. Vraiment, des astronomes comme Eddington ont prédit que nous observerions un rayonnement provenant de la poussière interstellaire (lumière stellaire absorbée, réémise en émission thermique) ou d'étoiles de fond. Cependant, ces modèles ne mènent pas au type d'uniformité que nous observons dans le CMBR, ni ne produisent un spectre de corps noir (les étoiles, en particulier, ont des raies spectrales fortes qui sont notablement absentes du spectre du CMBR). Des prédictions similaires peuvent être faites pour le rayonnement de fond dans d'autres parties du spectre électromagnétique (rayon X de fond provenant de supernovae et de quasars lointains, par exemple) et la distribution de ces fonds n'est nulle part aussi uniforme que celle que nous observons avec le CMBR.
• C'est ainsi que fonctionne la science. Aucune théorie physique n'existe de manière indépendante de paramètres libres qui sont déterminés à partir d'observations ultérieures. C'est vrai pour la gravité newtonienne et la RG (constante de Newton), c'est vrai pour la mécanique quantique et l'électrodynamique quantique (constante de Planck, charge de l'électron) et c'est vrai pour la cosmologie. Comme nous l'avons mentionné ci-dessus, le test d'une théorie n'est pas qu'elle rencontre une prédiction. Au contraire, le vrai test est de savoir si le modèle peut correspondre à d'autres observations une fois qu'il a été étalonné contre un ensemble de données.

Un dernier test des origines cosmologiques du CMBR provient de l'observation de galaxies lointaines. Puisque la lumière de ces galaxies a été émise dans le passé, nous nous attendons à ce que la température du CMBR à cette époque ait été correspondamment plus élevée. En examinant la distribution de la lumière de ces galaxies, nous pouvons obtenir une mesure grossière de la température du CMBR au moment où la lumière que nous observons actuellement a été émise (par exemple, Srianand 2000). L'état actuel de cette mesure est présenté dans le graphique ci-dessous (fourni par Ned Wright). La précision de cette mesure est évidemment bien moindre que celle observée avec les données de COBE, mais elles concordent avec les prédictions de base du BBT concernant l'évolution de la température du CMBR avec le décalage vers le rouge (et s'écartent significativement de ce que l'on s'attendrait à trouver pour un CMBR généré à partir de lumière stellaire décalée ou similaire).

e) Fluctuations du fond diffus cosmologique

Comme mentionné dans le point précédent, la température du CMBR est extrêmement uniforme ; les différences de température à différentes emplacements du ciel sont inférieures à 0,001 K. Puisque la matière et le rayonnement étaient étroitement couplés durant les premières étapes de l'univers, cela implique que la distribution de la matière était également initialement uniforme. Bien que cela corresponde à notre hypothèse cosmologique de base, cela conduit à la question de savoir comment nous sommes passés de cet univers très uniforme à la distribution de matière nettement grumeleuse que nous observons aujourd'hui à petite échelle. En d'autres termes, comment les planètes, les étoiles, les galaxies, les amas de galaxies, etc., ont-ils pu se former à partir d'un gaz essentiellement homogène ?

En étudiant cette question, les cosmologistes aboutiraient à formuler l'une des prédictions les plus puissantes et spectaculeusement réussies de la BBT. Avant de décrire le côté théorique des choses, nous allons cependant faire une petite digression dans l'histoire de la mesure des fluctuations (« anisotropies » en termes cosmologiques) dans le CMBR.

La première tentative de mesure des fluctuations du CMBR a été réalisée dans le cadre de la mission COBE (COsmic Background Explorer). Dans le cadre de sa mission de quatre ans au début des années 1990, elle a utilisé un instrument appelé DMR pour rechercher des fluctuations du CMBR dans tout le ciel. Sur la base des modèles BBT alors en vigueur, les fluctuations observées par le DMR étaient beaucoup plus petites que prévu. Étant donné que l'instrument avait été conçu en tenant compte des amplitudes de fluctuations attendues, les observations se sont révélées être juste au-dessus du seuil de sensibilité de l'instrument. Cela a conduit à des spéculations selon lesquelles le « signal » n'était qu'un simple bruit statistique, mais il a suffi à générer plusieurs tentatives ultérieures pour rechercher ce signal.

Avec les observations par satellite encore à l'horizon, les données pour la décennie suivante ont été collectées principalement à l'aide d'expériences embarquées sur des ballons (voir la liste au centre de données CMBR de la NASA pour un historique complet). Ces expériences à haute altitude ont pu se placer au-dessus de la grande majorité de la vapeur d'eau dans l'atmosphère pour obtenir une vue plus claire du ciel du fond diffus cosmologique (CMBR), au prix d'un temps d'observation relativement réduit. Cela a limité la couverture du ciel que ces missions pouvaient atteindre, mais elles ont pu démontrer de manière concluante que le signal détecté par COBE était réel et (dans une moindre mesure) que les fluctuations correspondaient aux prédictions de la BBT.

En 2001, la sonde MAP (Microwave Anisotropy Probe) a été lancée, plus tard renommée WMAP en l'honneur de Wilkinson qui avait fait partie de l'équipe originale cherchant le CMBR dans les années 1960. Contrairement à COBE, WMAP était entièrement axée sur la question de la mesure des fluctuations du CMBR. Tirant de l'expérience et des avancées technologiques développées pour les missions ballon, elle avait une résolution angulaire beaucoup meilleure que COBE (voir l'image ci-dessous de l'équipe scientifique NASA/WMAP). Elle a également évité l'un des problèmes qui ont hanté la mission COBE : l'émission thermique forte de la Terre. Au lieu d'orbiter autour de la Terre, le satellite WMAP a entrepris un voyage de trois mois vers L2, le deuxième point de Lagrange dans le système Terre-Soleil. Ce point métastable se trouve au-delà de la trajectoire orbitale de la Terre autour du Soleil, à environ un dixième de la distance qui sépare la Terre du Soleil. Il y est resté, collectant des données, depuis lors.

Au printemps 2003, les résultats de la première année d'observation ont été publiés – et ils ont été étonnants par leur précision. Par exemple, pendant des décennies, l'âge de l'univers n'était connu qu'avec une précision d'environ deux milliards d'années. En combinant les données du WMAP avec d'autres mesures disponibles, nous avons soudainement pu connaître l'âge de l'univers avec une marge d'erreur de 0,2 milliard d'années. Dans tous les domaines, les paramètres qui étaient connus avec une précision de 20 à 30 % ont vu leurs erreurs se réduire à moins de 10 % ou mieux. Pour une description plus complète de la manière dont les données du WMAP ont impacté notre compréhension du BBT, consultez les résultats de la mission du site du WMAP. Cette page est destinée à un public non spécialisé ; plus de détails techniques peuvent être trouvés dans leur liste de leurs premières années de publications.

Alors, comment cette amélioration remarquable de la précision s'est-elle produite ? La réponse réside dans la compréhension de ce qui s'est passé entre le moment où la matière et le rayonnement avaient des densités d'énergie égales et le moment du découplage. Une description plus complète de cela peut être trouvée sur les pages de Wayne Hu sur l'anisotropie du CMB pages et sur les pages de Ned Wright pages. Après l'égalité matière-rayonnement, la matière noire s'est efficacement découplée du rayonnement (la matière normale est restée couplée car elle était toujours un plasma ionisé). Cela signifiait que toute inhomogénéité (provenant essentiellement de fluctuations quantiques) dans la distribution de matière noire commencerait rapidement à s'effondrer et formerait la base du développement ultérieur de la structure à grande échelle (les graines de ces inhomogénéités ont été posées pendant l'inflation, mais nous l'ignorons pour la discussion actuelle). L'échelle physique la plus grande pour ces inhomogénéités à un instant donné était la taille alors actuelle de l'univers observable (puisque l'effet de la gravité voyage également à la vitesse de la lumière). Ces amas de matière noire ont établi des puits de potentiel gravitationnel qui ont attiré plus de matière noire ainsi que le mélange rayonnement-baryon.

Contrairement à la matière noire, le fluide rayonnement-baryons possédait une pression associée. Au lieu de s'enfoncer directement au fond du potentiel gravitationnel, il oscillait, se comprimant jusqu'à ce que la pression surmonte l'attraction gravitationnelle, puis s'expandant jusqu'à ce que l'inverse soit vrai. Cela créait des zones chaudes là où la compression était la plus forte et des zones froides là où le fluide était devenu le plus raréfié. Lorsque les baryons et le rayonnement se sont découplés, ce motif a été figé sur les photons du CMBR, menant aux zones chaudes et froides que nous observons aujourd'hui.

Évidemment, le motif exact de ces variations de température ne nous dit rien de particulier. Cependant, si nous rappelons que la taille la plus grande des taches chaudes correspond à la taille de l'univers visible à un instant donné, cela nous indique que, si nous pouvons trouver la taille angulaire de ces variations dans le ciel, alors cet angle le plus grand correspondra à la taille de l'univers visible au moment du découplage. Pour cela, nous mesurons ce qui est connu sous le nom de spectre de puissance angulaire du CMBR. En bref, nous trouvons tous les points du ciel séparés par une échelle angulaire donnée. Pour toutes ces paires, nous trouvons la différence de température et nous calculons la moyenne sur toutes les paires. Si notre image de base est correcte, nous devrions observer une augmentation du spectre de puissance à l'échelle angulaire de la plus grande compression, une autre à la taille de l'échelle la plus grande qui a subi une compression et est à la raréfaction maximale (le spectre de puissance n'est sensible qu'au carré de la différence de température, donc les taches chaudes et froides sont équivalentes), et ainsi de suite. Cela conduit à une série de ce qui est connu sous le nom de « pics acoustiques », dont la position et la forme exactes nous disent beaucoup non seulement sur la taille de l'univers au moment du découplage, mais aussi sur la géométrie de l'univers (puisque nous observons la distance angulaire ; voir 1b) et d'autres paramètres cosmologiques.

La figure ci-dessous, issue de l'équipe scientifique NASA/WMAP, montre les résultats de la mesure du spectre de puissance angulaire par WMAP en utilisant les données de la première année de WMAP. En plus de l'échelle angulaire tracée sur l'axe des x supérieur, les graphiques du spectre de puissance angulaire sont généralement présentés en fonction de "l". Il s'agit du nombre de multipôle et est approximativement traduit en angle en divisant 180 degrés par l. Pour plus de détails à ce sujet, vous pouvez effectuer une recherche Google sur "multipole expansion" ou consulter cette page. Les pages scientifiques de WMAP fournissent également une introduction à cette manière d'analyser les données.

Comme pour la mesure de température de COBE, l'accord entre la forme prédite du spectre de puissance du CMBR et les observations réelles est stupéfiant. Les expériences embarquées sur des ballons (en particulier BOOMERang, MAXIMA et DASI) ont été capables de fournir des détections convaincantes des premiers et seconds pics acoustiques avant WMAP, mais aucune de ces expériences n'a été en mesure de cartographier une zone suffisamment grande du ciel pour correspondre aux données COBE DMR. WMAP a comblé ce fossé et a fourni des mesures beaucoup plus précises des positions des premiers et seconds pics. Cela constitue une confirmation majeure non seulement de la version Lambda CDM du BBT, mais aussi de l'image de base de la manière dont l'univers est passé d'un univers primitif dominé par le rayonnement et rempli de plasma à l'univers dominé par la matière où la plupart des grandes structures que nous observons aujourd'hui ont commencé à se former.

f) Structure à grande échelle de l'univers

Les points chauds et froids que nous observons aujourd'hui dans le fond diffus cosmologique (CMBR) correspondaient aux régions de haute et de faible densité au moment où le rayonnement que nous observons aujourd'hui a été émis pour la première fois. Une fois que la matière a pris le pas sur la densité d'énergie dominante, ces perturbations ont pu croître en accrétant d'autres matières de leur environnement. Initialement, la matière en effondrement n'était constituée que de matière noire, car les baryons étaient encore liés au rayonnement. Après la formation du CMBR et le découplage, cependant, les baryons sont également tombés dans les puits gravitationnels créés par la matière noire et ont commencé à former des étoiles, des galaxies, des amas de galaxies, et ainsi de suite. Les cosmologues désignent cette distribution de matière sous le nom de « structure à grande échelle » de l'univers.

En règle générale, il est très difficile de faire des prédictions concernant les propriétés statistiques de la structure à grande échelle. Pour le CMBR, les écarts par rapport à la température moyenne sont très faibles et la théorie des perturbations linéaires constitue une très bonne approximation. Par comparaison, la densité de matière dans notre galaxie par rapport à la densité moyenne de l'univers est énorme. En conséquence, il existe deux options de base : soit effectuer des mesures sur des échelles physiques très grandes où les variations de densité sont généralement beaucoup plus faibles, soit comparer les mesures à des simulations de l'univers où les effets non linéaires de la gravité peuvent être modélisés. Ces deux options nécessitent un investissement important en théorie et en matériel, mais les dernières années ont permis d'obtenir d'excellentes confirmations de l'image de base.

Comme nous l'avons mentionné dans la section précédente, le processus qui a conduit à la génération des pics acoustiques dans le spectre de puissance du CMBR a été entraîné par la présence d'un couplage serré entre les photons et les baryons juste avant le découplage. Ce fluide s'est effondré dans les puits de potentiel gravitationnel établis par la matière noire (qui n'interagit pas avec les photons) jusqu'à ce que la pression dans le fluide contrecarre l'attraction gravitationnelle et que le fluide s'expande. Cela a conduit à des taches chaudes et froides dans le CMBR, mais a également conduit à des endroits où la densité de matière était légèrement plus élevée grâce aux baryons supplémentaires entraînés par les photons et à des zones où le contraire était vrai. Comme pour le CMBR, la taille de ces zones a été déterminée par la taille de l'univers observable au moment du découplage, de sorte que certaines échelles physiques seraient accentuées si vous observiez le spectre de puissance angulaire des baryons. Bien sûr, une fois que l'univers a traversé le découplage, les baryones sont tombés dans les puits gravitationnels avec la matière noire, mais ces échelles persistent sous forme de « saccades » sur le spectre de puissance global de la matière.

Bien sûr, à mesure que l'univers s'est agrandi, l'échelle physique de ces ondulations a augmenté, atteignant aujourd'hui environ 500 millions d'années-lumière. Effectuer une mesure statistique d'objets séparés par de telles distances nécessite d'enquêter sur un très grand volume d'espace. En 2005, deux équipes de cosmologistes ont rapporté des mesures indépendantes de la caractéristique baryonique attendue. Comme pour le spectre de puissance du CMBR, cela a confirmé que le modèle développé par les cosmologistes pour la croissance initiale de la structure à grande échelle correspondait bien à ce que nous observons dans le ciel.

La deuxième méthode pour comprendre la structure à grande échelle est via les simulations cosmologiques. L'idée de base derrière toutes les simulations est la suivante : si nous étions un corps massif et que nous pouvions ressentir l'attraction gravitationnelle de tous les autres corps massifs de l'univers et la géométrie globale de l'univers, où irions-nous ensuite ? Les simulations répondent à cette question en quantifiant à la fois la matière et le temps. Une simulation typique prendra N particules (où N est un grand nombre ; d'où le terme simulation à N corps) et leur assignera une grille tridimensionnelle. Ces positions initiales sont ensuite perturbées légèrement pour imiter les fluctuations initiales de densité d'énergie issues de l'inflation. Étant données les positions de toutes ces particules et ayant choisi une géométrie pour notre univers simulé, nous pouvons maintenant calculer où toutes ces particules devraient se trouver dans le prochain petit intervalle de temps. Nous déplaçons toutes les particules en conséquence, puis recalculons et répétons l'opération.

Évidemment, cette technique a des limites. Si nous attribuons une masse donnée à toutes nos particules, alors les mesures de masse en dessous d'une certaine limite seront fortement quantifiées (et donc imprécises). De même, l'échelle des longueurs est limitée : en haut par le volume du morceau de l'univers que nous avons choisi de simuler et en bas par l'échelle de résolution de nos particules de masse. Il y a aussi le problème que, du moins aux petites échelles, la physique qui détermine où iront les baryons implique plus que la seule gravité ; la dynamique des gaz et les effets de la formation d'étoiles rendent la simulation des baryons (et donc de la partie de l'univers que nous pouvons réellement voir !) difficile. Enfin, nous ne nous attendons pas à ce que la distribution exacte de la masse dans la simulation nous dise quelque chose de particulier ; nous voulons seulement comparer les propriétés statistiques de la distribution à notre univers. Cet article discute de ces méthodes statistiques en détail ainsi que des références aux données observationnelles pertinentes.

Néanmoins, compte tenu de tous ces défauts, les efforts visant à simuler l'univers ont considérablement progressé au cours des dernières décennies, tant sur le plan matériel que logiciel. White (1997) passe en revue les bases de la simulation de la formation des structures ainsi que les tests observationnels que l'on peut utiliser pour comparer les simulations aux données réelles. Il présente des résultats pour quatre types différents de modèles — incluant à la fois l'univers « matière noire froide » alors standard et un univers avec une constante cosmologique. Cela remonte à une époque antérieure à la publication des résultats sur les supernovae, ce qui contredit l'affirmation selon laquelle, avant les données sur les supernovae, la possibilité que la constante cosmologique soit non nulle était ignorée dans la littérature cosmologique. Un univers de matière noire froide (CDM) était alors le favori, mais les cosmologues étaient bien conscients du fait que les données n'étaient pas suffisamment solides pour écarter plusieurs modèles variants.

L'article de Columbi (1996) est un bon exemple de cette prise de conscience également. Dans cet article, divers modèles contenant différentes quantités de matière noire chaude et froide ont été simulés, ainsi que des tentatives d'inclusion de la matière noire « tiède » (c'est-à-dire la matière noire qui n'est pas hautement relativiste, mais qui se déplace encore assez vite pour exercer une pression significative). Leur figure 7 offre une comparaison visuelle intéressante entre les distributions de galaxies observées et les résultats des différents univers simulés.

En 2005, le Consortium Virgo a publié la « Simulation du Millénaire » ; les détails peuvent être consultés sur la page d'accueil de Virgo et sur cette page de l'Institut Max Planck pour l'astrophysique. En utilisant le modèle de concordance (déduit de la correspondance des résultats des études sur les supernovae, des observations de WMAP, etc.), ces simulations sont capables de reproduire assez bien les distributions observées des galaxies à grande échelle. À petite échelle, il subsiste toutefois certaines divergences (voir ci-dessous pour une discussion plus détaillée).

g) Âge des étoiles

Étant donné que les étoiles font partie de l'univers, il s'ensuit naturellement que, si BBT et nos théories sur la formation et l'évolution des étoiles sont plus ou moins correctes, nous ne devrions pas nous attendre à observer des étoiles plus anciennes que l'univers (comparez 3d!). Plus précisément, les observations WMAP suggèrent que les premières étoiles sont « nées » lorsque l'univers n'avait que d'environ 200 millions d'années, de sorte que nous devrions nous attendre à ne voir aucune étoile plus ancienne d'environ 13,5 milliards d'années. D'un autre côté, les modèles d'évolution stellaire nous indiquent que les étoiles de plus faible masse (celles dont la masse est d'environ 1/10 de celle de notre Soleil) devraient « vivre » pendant des dizaines de billions d'années, ce qui laisse une possibilité de désaccord significatif.

Avant d'aborder plus en détail cette question, une certaine nomenclature est nécessaire. Les astronomes classent généralement la formation stellaire en trois générations appelées « populations ». La caractéristique distinctive ici est l'abondance des éléments dont la masse atomique est supérieure à celle de l'hélium (tous sont désignés dans la littérature astronomique comme des « métaux » et l'abondance de ces métaux est appelée la « métallicité » de l'étoile). Comme nous l'avons expliqué dans la section 2c, à très bonne approximation, la nucléosynthèse primordiale n'a produit que de l'hélium et de l'hydrogène. Tous les métaux ont été produits plus tard dans les cœurs des étoiles. Ainsi, les populations d'étoiles sont approximativement séparées par leur teneur en métaux ; les étoiles de la Population I (comme notre Soleil) ont une métallicité élevée, tandis que les étoiles de la Population II sont beaucoup plus pauvres en métaux. Comme la teneur en métaux de notre univers augmente avec le temps (les étoiles ayant plus de temps pour fusionner des éléments légers en éléments plus lourds), la métallicité sert également d'indicateur approximatif de la date de formation d'une étoile donnée. Les différentes générations stellaires sont également résumées dans cet article.

Bien que cela ne soit pas immédiatement évident, l'abondance des métaux lors de la formation des étoiles a un impact significatif sur la population stellaire résultante. Le problème fondamental de la formation des étoiles est que l'auto-gravité d'un nuage donné de gaz interstellaire doit surmonter la pression thermique du nuage ; les nuages où cela se produit finiront par s'effondrer pour former des étoiles, tandis que ceux où cela ne se produit pas resteront des nuages. À mesure qu'un nuage de gaz s'effondre, l'énergie gravitationnelle est transférée en énergie thermique et le nuage se réchauffe. En retour, cela augmente la pression et rend le nuage moins susceptible de s'effondrer davantage. L'astuce consiste alors à rayonner cette énergie thermique supplémentaire aussi efficacement que possible afin que l'effondrement puisse se poursuivre. Les métaux ont tendance à avoir une structure électronique plus complexe et sont plus susceptibles de former des molécules que l'hydrogène ou l'hélium, ce qui les rend beaucoup plus efficaces pour rayonner l'énergie thermique. En l'absence de tels canaux, la seule façon de contourner ce problème est d'augmenter le côté gravitationnel de l'équation, c'est-à-dire la masse du nuage de gaz en effondrement. Par conséquent, pour un nuage interstellaire donné, plus il y aura de métaux, plus la fraction d'étoiles de faible masse sera élevée, par rapport aux étoiles produites par un nuage pauvre en métaux.

L'extrême cas à cet égard concerne les étoiles Population III. Il s'agit de la toute première génération d'étoiles et elles se sont donc formées avec pratiquement aucun métal. En conséquence, leur distribution de masse était fortement biaisée vers l'extrémité de haute masse du spectre. Certains détails et implications de cette situation peuvent être trouvés dans cet exposé sur la réionisation et ces deux articles sur les premières étoiles.

Observer directement cette population d'étoiles constituerait une preuve très convaincante de la BBT. Malheureusement, la durée de vie des étoiles (c'est-à-dire la période durant laquelle elles fusionnent l'hydrogène en leur cœur en hélium) diminue fortement avec leur masse. Pour une étoile comme notre Soleil, la durée de vie est de l'ordre de 10 milliards d'années. Pour les étoiles de la Population III, qui devraient avoir une masse typique environ 100 fois celle du Soleil, ce temps se réduit à quelques millions d'années (un instant, selon les standards cosmologiques). Par conséquent, nous devons observer des régions de l'univers où la lumière que nous détectons a été émise pour la première fois à une époque proche de celle où ces étoiles brillaient. Cela signifie que la lumière sera à la fois faible et fortement décalée vers le rouge (z ~ 20). La combinaison de ces deux effets rend les observations depuis le sol largement inaccessibles, mais pourrait devenir possible lorsque le télescope spatial James Webb entrera en service. Les premiers résultats prometteurs ont été obtenus récemment par le télescope spatial infrarouge Spitzer.

Comme les étoiles d'aujourd'hui, les étoiles de la Population III ont formé des éléments lourds dans leurs cœurs (par fusion nucléaire), et même des éléments encore plus lourds lorsqu'elles ont explosé en supernova. Ces métaux ont été dispersés dans l'espace par les explosions de supernovae et la formation des étoiles de la Population II. Avec l'aide du refroidissement par métaux, des étoiles de masse inférieure ont pu se former, de masse suffisamment faible pour qu'elles continuent encore de brûler aujourd'hui. Les étoiles de la Population II sont préférentiellement observées dans les amas globulaires orbitant autour de la galaxie et dans le bulbe galactique. En utilisant le diagramme de Hertzsprung-Russell, les astronomes peuvent estimer quand les étoiles d'un amas globulaire (ou d'un autre amas d'étoiles) se sont formées. Ceci est expliqué en plus de détail dans la FAQ sur la détermination des distances aux objets astronomiques ou sur cette page concernant le diagramme de Hertzsprung-Russell et l'évolution stellaire.

Une seconde méthode pour déterminer l'âge d'une étoile consiste à mesurer la teneur en béryllium dans les couches externes de l'étoile. En appliquant cette technique au amas globulaire NGC 6397, Pasquini (2004) a trouvé un âge de 13,4 milliards d'années, plus ou moins 800 millions d'années (plus de détails peuvent être trouvés dans cet article). D'autres études comme Krauss (2003) et Hansen (2004) ont obtenu des résultats similaires avec des méthodes connexes : 12,2 et 12,1 milliards d'années, respectivement, avec des erreurs de l'ordre de 1 à 2 milliards d'années.

Les grandes incertitudes concernant ces âges sont en partie dues au fait que ces méthodes dépendent crucialement de notre théorie de l'évolution stellaire ("évolution des étoiles"), qui dépend à son tour de notre compréhension des réactions nucléaires se produisant dans les étoiles. Malgré les énergies relativement faibles, les détails de certaines de ces réactions restent quelque peu imprécis.

Récemment, de nouveaux résultats ont été obtenus sur la vitesse d'une chaîne de réactions nucléaires, qui est très importante dans les étoiles, le cycle dit CNO. Cette étude (Imbriani 2004) a révélé que la vitesse de cette réaction est beaucoup plus lente que ce qui était précédemment supposé. Cela implique à son tour que les étoiles sont plus âgées que ce qui était précédemment supposé, d'environ entre 0,7 et 1 milliard d'années. En utilisant les données de Pasquini, cela implique que les étoiles les plus anciennes de la Voie lactée ont entre 14,1 et 14,4 milliards d'années. C'est plus âgé que l'âge de l'univers déterminé à partir d'autres mesures (comparer les données WMAP, 2d) ; mais il faut tenir compte des erreurs relativement importantes associées à ces déterminations d'âge (voir ci-dessus). Ainsi, ces âges d'étoiles sont toujours cohérents avec l'âge de l'univers déterminé par d'autres méthodes.

Comme l'a souligné Dauphas (2005), il est également possible de déterminer l'âge de la Voie lactée sans se fier à des hypothèses concernant les détails des réactions nucléaires se produisant dans les étoiles. Il a utilisé des mesures de l'abondance d'uranium (U-238) et de thorium (Th-232), à la fois dans le système solaire et dans les étoiles du halo à faible métallicité, pour déterminer l'âge de notre galaxie. Son résultat est de 14,5 milliards d'années, avec des incertitudes de -2,2 et +2,8 milliards d'années. En tenant compte de ces marges d'erreur, ce résultat est à nouveau parfaitement cohérent avec l'âge de l'univers déterminé par WMAP.

Il convient également de noter que l'âge des étoiles dans les galaxies lointaines peut également être déterminé. Pour cela, on calcule des modèles théoriques de l'apparence du spectre d'une galaxie lorsque les étoiles qu'elle contient ont un certain âge (voir Jimenez 2004), et on compare ces prédictions du modèle avec les spectres observés des galaxies. Évidemment, il s'agit d'une méthode quelque peu compliquée, avec des erreurs potentielles encore plus grandes que celles des méthodes pour déterminer l'âge des étoiles dans notre voisinage.

Néanmoins, jusqu'à présent, les résultats obtenus sont cohérents avec un univers ayant une durée de vie finie. Dans les galaxies situées loin de nous, que nous devrions donc voir telles qu'elles étaient lorsqu'elles étaient encore très jeunes, seules des étoiles jeunes sont observées. Par exemple, Nolan (2003) a constaté que dans deux galaxies dont les décalages vers le rouge sont d'environ 1,5, les étoiles avaient au plus 3 à 4 milliards d'années. Une étude détaillée a également été réalisée sur l'histoire de la formation stellaire de l'univers, en utilisant les observations des âges des étoiles dans des galaxies lointaines, laquelle a montré que le taux de formation d'étoiles était le plus élevé il y a environ 5 milliards d'années (Heavens 2004).

h) Évolution des galaxies

Les galaxies sont également des entités dynamiques, qui évoluent au fil du temps. Comme pour la structure à grande échelle, les grandes lignes de la formation des galaxies suivent une trajectoire de « regroupement hiérarchique » : de petites structures se forment très tôt et fusionnent pour former des structures plus grandes au fur et à mesure que le temps passe. Dans ce cadre plus large, certaines galaxies développeront des caractéristiques secondaires comme des bras spiraux ou des structures en barre, certaines de ces caractéristiques étant transitoires et d'autres persistantes.

Cette image de base nous indique que, si nous observons des régions très lointaines de l'univers (c'est-à-dire des galaxies à très fort décalage vers le rouge), nous devrions principalement voir de petites galaxies irrégulières. Pour la plupart, c'est ce que nous trouvons (avec quelques exceptions notables, comme nous le verrons plus tard). À partir de 1996, le Télescope spatial Hubble a pris une série d'images très profondes : le Champ profond de Hubble, le Champ profond du Sud de Hubble et le Champ ultra profond de Hubble. Comme on s'y attendait, la morphologie des quelques galaxies proches dans ces images est très différente de celle des galaxies à très fort décalage vers le rouge.

Un autre indicateur important de l'évolution des galaxies provient des quasars, plus précisément de leur distribution de décalage vers le rouge. Les quasars sont généralement considérés comme étant alimentés par des trous noirs supermassifs situés au centre des galaxies qui accumulent de la matière ; lorsque la poussière et le gaz tombent dans le trou noir, ils chauffent considérablement et émettent une grande quantité d'énergie sur un large spectre. Pour la plupart des vrais quasars, la quantité d'énergie libérée lors de ce processus est de quelques ordres de grandeur supérieure à toute la lumière émise par le reste de la galaxie. Pour que ce type de comportement se produise pendant une certaine durée, les galaxies doivent posséder une grande quantité de poussière et de gaz libre près de leurs noyaux. La majorité des quasars observés ont des décalages vers le rouge proches de z ~ 2, ce qui suggère qu'il y a eu une époque particulière dans l'histoire de l'univers où les conditions étaient favorables pour une grande fraction des galaxies. Pour les modèles à état stationnaire de l'univers, c'est difficile à expliquer. D'un autre côté, le BBT explique cela très clairement en notant que, dans leurs premières étapes de formation, les galaxies contiennent beaucoup de poussière et de gaz libre et que les collisions de galaxies étaient également plus fréquentes, ce qui pourrait servir de mécanisme pour déclencher l'activité des quasars.

Cela dit, il convient de noter que la formation et l'évolution des galaxies restent une question très ouverte au sein de la BBT et ne sont pas sans controverse. Voir la section 5d pour plus de détails.

i) Dilatation du temps dans les courbes de luminosité des supernovae

Comme expliqué dans 2b, la lumière voyageant à travers l'univers en expansion subit un décalage vers le rouge (c'est-à-dire que la longueur d'onde s'étire vers des valeurs plus grandes à mesure que l'univers s'expand). Puisque la longueur d'onde et la fréquence pour un photon donné sont liées inversement par la vitesse de la lumière, qui est une constante, il est évident que lorsque la longueur d'onde augmente, la fréquence doit diminuer. De même, si la lumière d'une galaxie lointaine varie dans le temps (comme nous le pourrions attendre pour les étoiles variables Céphéides ou les pulsars), alors l'intervalle de temps entre ces événements s'étire (souvenez-vous, la fréquence est liée inversement au temps). Ainsi, si nous observons cette galaxie depuis la Terre, nous verrons une variation plus lente qu'un observateur dans cette galaxie lointaine et le rapport entre ces temps sera exactement égal à un plus le décalage vers le rouge de la galaxie.

Bien que l'observation de cette dilatation du temps avec des étoiles dans des galaxies lointaines soit difficile, nous pouvons la tester en utilisant des supernovae dans ces galaxies. Les supernovae de type Ia, en particulier, sont connues pour avoir une signature caractéristique, augmentant rapidement leur luminosité puis s'estompant lentement sur plusieurs semaines. Cette signature varie quelque peu selon la composition chimique exacte de l'étoile avant qu'elle ne subisse son explosion de supernova, mais avec une surveillance attentive, nous pouvons compenser cet effet. Cet aspect a été clé pour les mesures de supernovae qui ont donné la première indication de l'existence de l'énergie sombre et a fait l'objet de nombreux articles (par exemple, Leibundgut 1996, Riess 1997, Goldhaber 2001 et Knop 2003). Ces articles montrent clairement que corriger les effets de la dilatation du temps due au décalage vers le rouge est crucial pour comprendre les données. En particulier, Goldhaber écarte un modèle « sans dilatation du temps » à 18 écarts-types. Le graphique ci-dessous (de Ned Wright) démontre les conclusions de Goldhaber.

j) Tests de Tolman

En plus de prédire que la longueur d'onde de la lumière devrait changer à mesure que l'univers s'étend (où la longueur d'onde observée est étirée d'un facteur (1+z) par rapport à la longueur d'onde initiale), le BBT exige également que la brillance de surface des sources lumineuses diminue, mais selon la quatrième puissance de (1+z). Une conséquence importante de cet effet est que le rayonnement thermique d'un corps noir à une température donnée à un certain moment de l'histoire de l'univers apparaîtra toujours comme un spectre thermique plus tard, mais à une température qui est un facteur (1+z) plus basse (comme nous l'avons mentionné dans 2d). Ainsi, en mesurant l'écart du spectre du CMBR observé par rapport à celui d'un corps noir parfait, nous obtenons un test très puissant de l'idée que l'expansion de l'univers suit le schéma de base du BBT standard. Cette mesure a été réalisée avec le satellite COBE dans les années 1990 et le spectre s'est révélé correspondre à un corps noir à une précision d'une partie sur 10 000 (Mather 1990, Fixsen 1996).

Plusieurs tentatives ont été faites pour appliquer ce test à d'autres objets de l'univers depuis que Tolman a établi l'échelle de la brillance de surface en 1930. La principale difficulté à appliquer ce test à un objet particulier réside dans le fait que, pour tester la brillance de surface observée contre l'attente, il faut d'abord connaître la brillance absolue. Le manque d'une telle « bougie standard » en cosmologie est vivement ressenti.

En 2001, une série d'articles de Lubin a tenté d'appliquer ce test à des galaxies lointaines. C'est une tâche difficile car les galaxies sont des entités dynamiques à l'échelle de temps de l'univers. Elles subissent des périodes d'explosions stellaires (formation rapide d'étoiles, généralement dans les disques galactiques), elles fusionnent entre elles, l'opacité de la poussière interstellaire change à mesure que la teneur en métaux augmente, et leurs étoiles constitutives changent de luminosité en vieillissant. Le papier de Lubin tente de prendre tout cela en compte. Après avoir intégré ces effets dans l'échelle de surface attendue pour les brillances de surface des galaxies, ils obtiennent des résultats cohérents avec ce qu'ils attendent des modèles d'évolution galactique. Ce n'est pas une indication aussi forte que la température du CMBR que la relation de Tolman est valide, mais c'est un signe positif que la variation par rapport à la relation stricte est plus ou moins comprise. En effet, les résultats étaient suffisamment solides pour que les modèles de « lumière fatiguée » puissent être écartés en utilisant cette méthode.

k) Effet Sunyaev-Zel'dovich

L'image décrite dans 2d impliquait que les photons du fond diffus cosmologique (CMBR) traversent l'univers depuis l'époque du découplage jusqu'à ce que nous les détections ici sur Terre sans interagir avec quoi que ce soit en chemin. Bien que cela soit largement vrai, ce n'est pas le cas pour tous les photons. Les régions autour des amas de galaxies massifs sont remplies de gaz très chaud et ionisé. Si chaud, en fait, que les électrons libres se déplacent à des vitesses relativistes. Étant donné qu'il s'agit d'ions libres, ils peuvent interagir beaucoup plus librement avec les photons (comme lors de la phase de plasma de l'univers). Lorsque les photons du CMBR traversent ce gaz, environ 1 % d'entre eux interagissent avec le gaz. Étant donné que les photons ont une énergie bien inférieure à celle des électrons, la diffusion transfère de l'énergie aux photons via l'effet inverse de Compton. Le résultat est que le spectre du CMBR est déformé, certains photons étant décalés vers des énergies plus élevées que ce que nous attendrions d'un spectre thermique pur. Il s'agit de l'effet Sunyaev-Zel'dovich thermique et lorsque nous observons le CMBR dans la direction de ces amas de galaxies, nous devrions nous attendre à voir les effets de cette déformation (cette page offre également plus de détails).

Comme nous pouvons le voir à partir des données observationnelles, cet effet est clairement observé. Puisque cela est indicatif du fait que les photons doivent avoir traversé le cluster pour nous atteindre, c'est une preuve forte que le CMBR est en effet un phénomène cosmologique et non produit localement. Ces observations peuvent également être utilisées pour mesurer la valeur de le paramètre de Hubble. La précision de la mesure est quelque peu limitée puisqu'elle dépend des détails de la distribution du gaz chaud au sein du cluster, mais les résultats sont cohérents avec ce que nous observons par d'autres méthodes.

l) Effet Sachs-Wolfe intégré

En plus de l'effet Sunyaev-Zel'dovich, les photons du CMBR peuvent également être subtilement affectés par l'effet Sachs-Wolfe intégré. La base de cet effet est le décalage gravitationnel vers le rouge, l'une des prédictions les plus fondamentales de la RG et démontrée expérimentalement pour la première fois par Pound et Rebka en 1960. L'idée de base est que, lorsque les photons pénètrent dans un puits de potentiel gravitationnel, ils acquièrent de l'énergie supplémentaire et lorsqu'ils en sortent, ils perdent de l'énergie. Par conséquent, les scientifiques font référence aux photons « tombant dans » et « grimpant hors de » les puits gravitationnels.

Lorsque les photons du fond diffus cosmologique (CMBR) traversent la structure à grande échelle en premier plan, ils traversent de nombreux puits gravitationnels de ce type. Si la profondeur du puits est statique (ou plutôt si la profondeur du puits augmente au même rythme que l'expansion de l'univers), alors la variation nette d'énergie est nulle. Toute l'énergie qu'ils gagnent en tombant est perdue en remontant. Cependant, si l'univers contient de l'énergie sombre (ou possède une géométrie ouverte), alors l'univers s'expand plus vite que les puits gravitationnels autour des objets massifs ne peuvent grandir. En conséquence, les photons du fond diffus cosmologique ne perdent pas toute l'énergie qu'ils ont gagnée en tombant dans les potentiels. Cela rend le fond diffus cosmologique apparemment légèrement plus chaud dans la direction de ces potentiels, qui contiennent également les plus fortes concentrations de galaxies.

Après la publication des données de WMAP, des études menées par Scranton (2003), Afshordi (2004), Boughn (2004) et Nolta (2004) ont mesuré cet effet en sélectionnant des galaxies de différentes manières. Le rapport signal sur bruit dans chacune des mesures n'était pas très élevé. Cependant, pris ensemble (et combinés avec l'observation de WMAP selon laquelle la géométrie de l'univers était mieux décrite par un univers plat), ils fournissent des preuves significatives que cet effet est réel et qu'il est le mieux expliqué par le modèle Lambda CMD standard de la BBT.

m) Matière noire

Une plainte fréquente concernant l'inclusion de la matière noire en cosmologie est qu'il s'agit d'un "épicycle", analogue aux épicycles des modèles géocentriques de Ptolémée du système solaire. Dans cette perspective, la matière noire est une béquelle inventée pour sauver un modèle qui, autrement, ne correspond pas aux données. Bien que populaire parmi les critiques du Big Bang, cette position ne résiste pas à un examen plus approfondi.

L'origine de la matière noire en tant qu'entité astronomique ne provient pas de la cosmologie, mais plutôt du travail de Zwicky et Oort en 1933 et 1940, respectivement. Les études de Zwicky sur les vitesses des galaxies dans les grands amas l'ont convaincu qu'il devait y avoir plus de masse présente dans les amas (afin de fournir une attraction gravitationnelle suffisante pour empêcher les amas de se disperser) que ce qui pouvait être expliqué par la masse visible des galaxies elles-mêmes. De même, la mesure d'Oort des courbes de rotation des galaxies (essentiellement, la vitesse orbitale des étoiles autour du centre galactique tracée en fonction des rayons des étoiles) suggérait que la masse intérieure à ces orbites stellaires indiquée par la simple physique newtonienne ne correspondait pas à la masse déduite de la lumière émise par les centres de ces galaxies. Ces deux observations ont été faites bien avant que la cosmologie moderne n'ait vraiment pris forme et, par conséquent, étaient indépendantes de tout besoin de matière noire pour faire correspondre les mesures cosmologiques à la théorie. Plus d'informations sur l'histoire de la matière noire peuvent être trouvées ici et dans van den Bergh (1999).

Comme le reste de la cosmologie, les preuves actuelles de la matière sombre proviennent de plusieurs observations différentes :

• Comme les observations originales d'Oort, les mesures modernes des courbes de rotation des galaxies spirales indiquent qu'il doit y avoir plus de masse dans ces galaxies que nous ne pouvons directement voir. La vitesse d'une étoile (ou d'un nuage de gaz) en orbite approximativement circulaire autour du centre d'une galaxie dépend de la masse intérieure à cette orbite, comme nous le dit la mécanique newtonienne de base. Par conséquent, en mesurant la vitesse des orbites stellaires à plusieurs rayons, nous pouvons en déduire un profil de masse. Faber (1979) donne un aperçu de plusieurs telles mesures de vitesse.
  
  Deux points sont pertinents ici : Premièrement, la masse déduite de ces mesures est invariablement supérieure à celle que l'on déduirait en observant la matière visible dans ces galaxies. Cela était clair pour Oort et reste vrai aujourd'hui. Deuxièmement, la distribution de cette matière noire n'est pas la même que celle de la matière visible. La densité stellaire dans une galaxie spirale tend à décroître exponentiellement lorsque l'on se déplace du centre vers le bord dans le plan du disque. Le profil de masse déduit des courbes de vitesse, en revanche, décroît comme l'inverse du cube du rayon (Prada 2003). Ce n'est pas ce que nous attendons pour les baryons, qui peuvent perdre de l'énergie gravitationnelle par rayonnement et tomber plus profondément dans le puits de potentiel gravitationnel de la galaxie. Pour la CDM, cependant, cette option n'est pas disponible (puisque la matière noire n'interagit pas avec les photons) et elle reste donc coincée à des rayons plus grands. Les simulations de la CDM vérifient ce comportement, fournissant un autre indice non seulement que la matière noire est présente, mais que la majorité d'elle n'est pas constituée de baryons.
• Un jeu similaire peut être joué avec les galaxies elliptiques. Ces galaxies n'ont pas la même structure orbitale simple que les galaxies spirales, de sorte que l'observation est quelque peu différente. Au lieu de mesurer les courbes de vitesse, nous pouvons examiner l'émission de rayons X de ces galaxies. Les rayons X sont produits par un gaz extrêmement chaud (des températures de plusieurs millions de degrés) entourant ces galaxies. Comme pour les étoiles dans la galaxie spirale, cependant, la masse de la galaxie doit être suffisante pour maintenir les particules du gaz gravitationnellement liées à la galaxie, de sorte qu'une masse peut être déduite d'une mesure de la température des rayons X. Encore une fois, la masse mesurée de cette manière dépasse invariablement celle attendue en fonction de la quantité de matière visible (cf Fabian 1986).
• De manière similaire, on peut également examiner le mouvement des galaxies dans les amas. Comme les étoiles dans les galaxies elliptiques, les mouvements des galaxies dans ces amas ne sont pas de simples orbites circulaires. Pour obtenir une mesure de l'énergie cinétique des galaxies, les astronomes mesurent leur dispersion de vitesses, essentiellement la variance des vitesses observées pour les galaxies dans l'amas. Si l'amas de galaxies est relativement non perturbé (c'est-à-dire qu'il n'a pas subi de fusion majeure avec un autre amas de galaxies), alors le théorème du viriel peut être utilisé pour calculer la force gravitationnelle nécessaire pour maintenir ensemble un amas de galaxies d'une dispersion de vitesses donnée. Comme mentionné ci-dessus, les mesures de Zwicky en 1933 de la dispersion de vitesses des amas de galaxies ont été le premier indicateur que la masse totale des amas doit être considérablement plus élevée que la matière visible seule, et cela reste vrai avec les mesures modernes.
• Comme nous l'avons mentionné dans 2k, les amas de galaxies sont entourés d'un halo de gaz ionisé extrêmement chaud. Cela signifie que nous pouvons utiliser la même technique que dans notre exemple de galaxie elliptique ci-dessus pour obtenir une mesure de masse pour les amas de galaxies et la comparer à la masse visible. Les observations en rayons X avec le satellite Chandra ont en effet révélé des preuves de matière noire ; voir les communiqués de presse Chandra Discovers "Rivers Of Gravity" That Define Cosmic Landscape et Motions of Nearby Galaxy Cluster Reveal Presence of Hidden Superstructure.
• La grande quantité de masse contenue dans les amas de galaxies en fait également une excellente source de lentilles gravitationnelles. L'une des prédictions les plus surprenantes de la RG, la lentille gravitationnelle est la déviation de la lumière due aux potentiels gravitationnels. La confirmation de la lentille gravitationnelle par l'expédition d'Eddington en 1919 fut l'une des premières observations importantes en faveur de la RG et la lentille reste aujourd'hui une sonde cosmologique puissante. Pour les potentiels gravitationnels particulièrement forts (comme les amas de galaxies), la lumière provenant de sources situées derrière la lentille peut en réalité emprunter plusieurs chemins vers les observateurs de l'autre côté de la lentille. Cela résulte en des images déformées, en forme d'arc, de l'objet d'arrière-plan comme celles observées dans cette image d'Abell 2218. Le motif et la forme de ces images sont très sensibles à la masse (et à la distribution de masse) de l'objet lentille, fournissant notre mesure la plus propre des masses des amas de galaxies et, une fois encore, la matière noire est nécessaire pour combler le fossé entre la masse observée et la masse visible. Une liste des lentilles gravitationnelles actuellement découvertes peut être trouvée sur le site web de l'enquête CASTLES. Cet article, Les scientifiques cartographient la matière noire et prouvent qu'Einstein a raison explique également cet effet en détail.
• Enfin, nous avons le modèle cosmologique de concordance actuel. Les mesures des supernovae lointaines, des anisotropies du CMBR et de la structure à grande échelle indiquent toutes un modèle comportant une composante relativement importante de matière noire. De plus, les deux dernières mesures permettent également de différencier la quantité de matière sous forme baryonique normale de celle de la matière non baryonique. Dans le modèle le mieux ajusté, elles nécessitent environ 5 parties de la dernière pour chaque partie de la première.

Une revue complémentaire de ces observations est fournie sur cette page concernant Matière noire.

Ainsi, étant donné que nous avons besoin d'un nouveau type de matière, celle qui n'interagit pas avec la lumière de la même manière que la matière normale, plusieurs questions se posent : existe-t-il un modèle raisonnable qui puisse offrir des pistes sur ce que cette matière sombre est réellement ? Et si oui, pourquoi n'avons-nous pas été capables de l'observer directement dans des laboratoires ici sur Terre ?

Avant d'aborder ces questions, il est important de rappeler que tout le matière noire n'est pas non baryonique. Pour ces baryons, le terme « sombre » est quelque peu vague. Parfois, il est pris pour signifier qu'ils n'émettent pas de lumière dans la partie visible du spectre électromagnétique ; par exemple, le gaz interstellaire et intergalactique chaud, nains bruns, trous noirs, et étoiles à neutrons. De ces objets, seul le premier est actuellement au-delà de nos capacités à observer directement ; les nains bruns émettent de la lumière dans l'infrarouge, tandis que les trous noirs et les étoiles à neutrons (ou plutôt leurs environnements) sont de fortes sources d'ondes radio et de rayons X. En tenant compte de l'ensemble du spectre électromagnétique disponible pour les astronomes, environ la moitié des baryons de l'univers peuvent être appelés « matière noire » à l'heure actuelle.

Ainsi, après avoir abordé cela, nous revenons au secteur non baryonique de la matière noire. Les meilleures hypothèses actuelles pour les candidats à la matière noire proviennent de la physique des particules, où les théories actuelles de supersymétrie offrent une multitude de possibilités. Dans le Modèle Standard Supersymétrique Minimal, chaque particule du Modèle Standard a une particule partenaire supersymétrique de masse bien plus grande. Ces particules n'existeraient en abondance qu'aux tout premiers stades de l'univers, mais la plus légère de ces particules serait stable contre la désintégration en particules plus légères (puisqu'aucune n'existe) et, par conséquent, persisterait jusqu'à aujourd'hui. Dans des scénarios de ce type, la particule la plus légère est généralement le neutralino. Une possibilité encore plus exotique, mais largement discutée, est l'appelée « axion ». Collectivement, ces particules sont généralement appelées WIMPs, abréviation de « particule massive faiblement interagissante ».

Pendant de nombreuses années, les neutrinos ont été considérés comme des candidats viables à la matière noire (avec l'avantage que nous savions définitivement qu'ils existaient). Cependant, à mesure que de nouvelles preuves s'accumulaient à partir de la structure à grande échelle et du CMBR, la possibilité que les neutrinos puissent expliquer les observations a diminué. Pour correspondre aux observations, la matière noire devait être froide, c'est-à-dire se déplacer lentement par rapport à la vitesse de la lumière. Avec leur très faible masse, les neutrinos sont très faciles à accélérer à une vitesse proche de celle de la lumière. Étant donné qu'ils possèdent une énergie cinétique si importante, les neutrinos ne s'effondrent pas facilement dans des potentiels gravitationnels relativement petits. S'ils constituaient la forme dominante de matière noire, ils lisseraient la distribution de la matière à petite échelle, ce qui serait en conflit évident avec le regroupement à petite échelle que nous observons. En effet, lorsque nous incluons les informations provenant de WMAP, les cosmologues constatent que les neutrinos ne peuvent représenter que jusqu'à 1,5 % de la densité d'énergie totale de l'univers.

À mesure que les preuves en faveur de la matière noire s'accumulaient et que la physique des particules était en mesure de proposer plusieurs candidats plausibles, plusieurs expériences ont commencé au cours des dernières années à détecter directement la matière noire. Jusqu'à présent, les expériences n'ont pas pu effectuer une détection définitive, mais un grand espace de paramètres théoriques reste inexploré. Pour une revue des contraintes actuelles, ces deux articles méritent d'être lus.

Une autre possibilité passionnante à l'horizon est le Grand collisionneur de hadrons. Cette expérience au CERN devrait atteindre des énergies suffisamment élevées pour rechercher des particules supersymétriques ; leur découverte serait un indicateur important que nos théories actuelles sur les particules de matière sombre sont une forte possibilité. Bien sûr, il est également possible que le LHC découvre quelque chose d'entièrement nouveau et inattendu.

n) Énergie sombre

Dans une diatribe en épicycle, l'énergie sombre est rapidement ajoutée à la liste, ainsi que la matière sombre. Comme dans le cas de la matière sombre, qualifier l'énergie sombre d'épicycle inséré pour sauver le BBI (Big Bang Theory) ignore un certain nombre de faits du dossier. Contrairement à la matière sombre, la seule preuve de l'énergie sombre provient de mesures purement cosmologiques, mais l'existence d'une sorte d'énergie sombre faisait partie de la RG (Relativité Générale) et du BBI dès les tout premiers jours de la théorie, ce qui est loin de ce que l'on pourrait attendre d'un paramètre inventé ad hoc pour sauver une théorie. De plus, les preuves de l'énergie sombre proviennent d'une grande variété d'observations cosmologiques, chacune avec ses propres erreurs indépendantes et biais systématiques. De plus, il existe des arguments théoriques selon lesquels ce type d'énergie devrait exister.

En premier lieu, nous examinons les preuves observationnelles.

Au milieu des années 1990, un certain nombre d'observations cosmologiques avaient atteint une précision suffisante pour qu'il fût difficile de les concilier avec un univers dominé par la matière sombre. Environ un demi-siècle auparavant, Alan Guth et d'autres avaient suggéré une addition à l'image alors courante du BBT : l'inflation. La motivation de l'inflation était d'expliquer les problèmes de l'horizon et de la platitude (fondamentalement, pourquoi l'univers est-il si uniforme et si proche de la platitude si nous savons que ce sont des solutions instables aux équations régissant le BBT ; cela est traité plus en détail dans 3e). Depuis cette époque, l'inflation est devenue une partie standard du BBT (et le reste encore aujourd'hui). L'une des prédictions les plus générales de l'inflation était que la densité globale de l'univers devrait être très, très proche de la valeur critique. Les mesures de la densité de matière des amas de galaxies et d'autres sources au milieu des années 1990 préféraient systématiquement des densités de matière beaucoup plus faibles pour correspondre aux données. En même temps, les mesures des âges des étoiles les plus anciennes donnaient des âges incompatibles avec l'âge de l'univers basé sur un modèle ne contenant que de la matière. Un modèle ouvert, où la densité était inférieure à la valeur critique, atténuerait ces problèmes observationnels dans une certaine mesure, mais serait difficile à concilier avec l'inflation, qui avait reçu un coup de pouce important grâce aux mesures du CMBR par COBE quelques années auparavant. Comme il s'est avéré, l'énergie sombre a résolu tous ces problèmes disparates. L'histoire est racontée plus en détail dans cet article : Dark Energy: Just What Theorists Ordered.

Bien que l'énergie sombre ait été une solution possible fréquemment évoquée pour l'état des problèmes à la fin des années 1990, peu de cosmologues étaient prêts à faire ce saut sans des preuves plus solides. Pour de nombreux cosmologues, ces preuves sont arrivées sous la forme des résultats sur les supernovae de 1998. Deux équipes, travaillant indépendamment et avec des ensembles de données largement disjoints, ont découvert que les observations de supernovae lointaines étaient systématiquement plus faibles que ce que l'on s'attendrait pour un univers composé uniquement de matière (voir Riess 1998 et Perlmutter 1999). En effet, elles ont trouvé que l'expansion de l'univers avait été accélérée au cours des derniers milliards d'années, au-delà de l'effet attendu même pour un univers ouvert. La meilleure adéquation aux données incluait une composante substantielle d'énergie sombre, suffisante pour maintenir la géométrie de l'univers plate tout en correspondant aux mesures de faible densité de matière des amas de galaxies et en résolvant la crise de l'âge. Pour plus de détails, consultez cette page : Y a-t-il une constante cosmologique non nulle ?.

Pour ceux qui restent réticents à inclure l'énergie sombre dans leurs modèles, la situation est devenue plus difficile avec la publication des résultats de la première année de WMAP. Ces observations ont révélé que la densité totale de l'univers était très proche de la valeur critique, clouant le cercueil de l'univers ouvert. La possession d'une carte détaillée du fond diffus cosmologique a également permis une mesure beaucoup plus précise de l'effet Sachs-Wolfe intégré, l'un des indicateurs clés de l'énergie sombre.

Un bon résumé des différentes lignes de preuves soutenant l'existence de l'énergie sombre est également fourni par cette page web : Dark Energy.

Bien que les données actuelles soient suffisantes pour indiquer la nécessité d'une forme d'énergie sombre, les détails de l'énergie sombre restent largement non contraints. Nous ne savons pas quelle est l'équation d'état de l'énergie sombre, si elle reste constante ou change au fil du temps, si la densité d'énergie sombre reste constante dans tout l'espace ou si elle se regroupe, etc. Comme pour la matière sombre, cependant, plusieurs modèles potentiels issus de la physique théorique ont été proposés, bien que la physique de l'énergie sombre soit généralement plus spéculative que celle de la matière sombre. Ils correspondent tous aux données actuelles, mais, en général, font des prédictions très différentes pour les futures observations. Nous passerons brièvement en revue quelques-uns d'entre eux.

La forme la plus fondamentale de l'énergie sombre est une constante cosmologique : une densité d'énergie lisse et constante partout dans l'univers, avec un paramètre d'état égal à -1. Ce type de champ scalaire correspond à l'image de base du vide issue de la théorie quantique des champs : même en l'absence de particules, des fluctuations dites « fluctuations du point zéro » rempliront uniformément tout l'espace. Sans une théorie appropriée de la gravité quantique, un calcul précis de l'ampleur de cette densité d'énergie du vide est impossible (nous devrions connaître la quantification appropriée de l'espace et du temps pour le faire). En l'absence d'une telle théorie, le calcul le plus évident (basé sur la masse de Planck) donne une densité d'énergie du vide environ 120 ordres de grandeur supérieure à la densité d'énergie que nous déduisons des observations cosmologiques. Cette dissonance a été qualifiée de « la pire prédiction jamais faite en physique théorique », avec une justification non négligeable.

Pour réconcilier cette discordance, on pourrait imaginer qu'un bilan complet des contributions de toutes les différentes parties de la théorie s'annulerait largement, laissant la faible densité d'énergie du vide que nous observons aujourd'hui. Une discussion plus approfondie de cette idée (et d'idées connexes) peut être trouvée ici : Quelle est la densité d'énergie du vide ?

En relâchant la contrainte selon laquelle la densité d'énergie sombre doit rester constante dans le temps, nous aboutissons à la classe de modèles d'énergie sombre appelée quintessence . L'idée ici est que, au lieu de nous fier à une légère asymétrie en physique des particules pour obtenir notre énergie sombre, nous proposons l'existence d'un type de champ (jusqu'à présent entièrement hypothétique) ; rappelons que, en théorie quantique des champs, les « particules » et les « champs » sont largement la même chose. Comme pour l'énergie du vide, l'équation d'état de ce champ est négative. Cependant, puisqu'il est associé à un champ plutôt qu'à une partie innée de l'espace-temps, la densité d'énergie et l'équation d'état peuvent évoluer dans le temps. Selon les détails du modèle, cette flexibilité peut aider à expliquer le « problème de la coïncidence cosmique » : le fait que la densité d'énergie de l'énergie sombre et de la matière soient presque égales aujourd'hui nous place à un point relativement rare dans l'histoire de notre univers, comparable à celui de se trouver par hasard exactement là où deux trains transcontinentaux se croisent. Les données actuelles sont suffisantes pour contraindre une évolution très forte de l'équation d'état, mais des changements plus faibles associés à certaines variétés de quintessence restent des modèles viables.

En résumé, bien que la matière noire dispose de plusieurs modèles prometteurs et que sa détection directe soit une possibilité très réelle à court terme, l'énergie sombre reste un mystère. Plusieurs modèles existent pour expliquer les données actuelles, mais aucun n'est aussi mature que les modèles de matière noire. Les futures observations permettront d'imposer des contraintes plus strictes à la fois sur l'équation d'état actuelle et sur son évolution dans le temps, mais tester ces modèles en détail est extrêmement difficile. Comme dans tout domaine de la recherche théorique actuelle, nous devrons simplement attendre que davantage de données soient disponibles et que la théorie ait progressé avant de faire des déclarations plus détaillées.

z) Cohérence

Dans la discussion ci-dessus, nous avons fait fréquemment référence au fait que de nombreux types d'observations cosmologiques sont combinés pour produire le modèle concordance Lambda CDM que la plupart des cosmologistes utilisent aujourd'hui. Cela ne doit pas être interprété comme un ensemble d'observations toutes dépendantes les unes des autres pour un soutien mutuel, où la suppression d'une observation entraînerait l'effondrement de l'ensemble de la structure. Au contraire, il s'agit de trouver des intersections entre des lignes de preuves mutuelles pour localiser la meilleure solution globale. Même si des données futures montrent que notre interprétation d'une ligne est incorrecte, les autres restent largement inchangées.

Par exemple, considérons le papier de l'équipe WMAP intitulé Détermination des paramètres cosmologiques. L'âge de l'univers obtenu à partir des mesures WMAP est cohérent avec les méthodes d'âges stellaires observés. Le rapport entre les baryons et les photons est cohérent avec le rapport entre le deutérium et l'hélium prédit par la nucléosynthèse primordiale. La constante de Hubble est cohérente avec les mesures issues de supernovae lointaines, de la relation de Tully-Fisher et des brillances de surface des galaxies. De même, le modèle cosmologique issu des mesures WMAP est cohérent avec les mesures de la structure à grande échelle provenant d'enquêtes telles que la Sloan Digital Sky Survey (SDSS) et la Two-Degree Field Survey (2dF). Si ces résultats individuels n'étaient pas compatibles entre eux, nous ne verrions pas d'amélioration des contraintes sur les paramètres lorsque nous combinons les ensembles de données. Le fait que nous observions une telle amélioration constitue une preuve que la théorie tient effectivement ensemble.

3) Problèmes et objections

Cette section abordera un certain nombre des objections courantes à la BBT. Il ne s'agit pas d'alternatives complètes à la BBT (nous y reviendrons dans la section suivante), mais plutôt d'objections soit aux fondements fondamentaux de la BBT, soit à des réinterprétations radicales des données physiques.

a) « Rien ne peut venir de rien » - la première loi de la thermodynamique

L'énoncé simple « quelque chose ne peut pas venir de rien » n'est, en soi, pas très convaincant. De la théorie quantique des champs, nous savons que en effet quelque chose vient de rien : à savoir, les « fluctuations du vide ». Dans le cas le plus simple, un électron, un positron et un photon peuvent apparaître effectivement de nulle part, exister pendant un bref instant puis s'annihiler, sans création nette de masse ou d'énergie. Un soutien expérimental à ce type d'effet a été trouvé à partir de nombreux essais différents. Voir, par exemple, la page Wikipédia sur l' effet Casimir.

Le point commun à tous ces effets est qu'ils ne violent aucune loi de conservation connue de la physique (par exemple, la conservation de l'énergie, de la quantité de mouvement et de la charge). Il est en effet possible que quelque chose émerge de rien tant que ces lois de conservation le permettent. Mais les gens argumentent souvent que la théorie du Big Bang viole la conservation de l'énergie (qui est essentiellement la première loi de la thermodynamique).

Il existe plusieurs contre-arguments valables à cet égard : d'abord, comme déjà souligné, le BBT ne porte pas sur l'origine de l'univers, mais plutôt sur son développement au fil du temps. Par conséquent, toute affirmation selon laquelle l'apparition de l'univers « à partir de rien » est impossible n'a rien à voir avec ce que le BBT aborde réellement. De même, bien que les lois de la thermodynamique s'appliquent à l'univers actuel, il n'est pas certain qu'elles s'appliquent nécessairement à l'origine de l'univers ; nous ne le savons tout simplement pas. Enfin, il n'est pas certain qu'on puisse raisonnablement parler de temps « avant le Big Bang ». Le « temps » fait partie intégrante de notre univers (d'où le terme de la RG « espace-temps ») ; il n'est donc pas clair comment caractériser précisément l'énergie avant et après le Big Bang d'une manière suffisamment précise pour conclure qu'elle n'était pas conservée.

En supposant que nous ayons un moyen de gérer les notions de temps en dehors de notre espace-temps, l'apparition de l'univers à partir de rien ne violerait la première loi de la thermodynamique que si l'énergie avant était différente de l'énergie après. Probablement, tout le monde s'accordera pour dire que le « néant » devrait avoir une énergie de zéro ; ainsi, la loi ne serait violée que si l'énergie de l'univers est non nulle. Mais il existe en effet de bons arguments selon lesquels l'énergie de l'univers devrait être exactement nulle !

Cette conclusion est quelque peu contre-intuitive au premier abord, car évidemment, toute la masse et le rayonnement que nous observons dans l'univers possèdent une énorme quantité d'énergie associée. Cependant, ce bilan ignore l'énergie potentielle gravitationnelle au sein de l'univers. Dans la limite newtonienne, nous pouvons saisir cette contribution en considérant l'exemple standard d'une fusée quittant la Terre, avec une vitesse suffisante pour "s'échapper" de son champ gravitationnel. En s'éloignant de plus en plus de la Terre, la vitesse de la fusée diminue progressivement, jusqu'à devenir nulle "à l'infini". Par conséquent, la fusée n'a plus d'énergie restante "à l'infini" (en négligeant ici son "énergie au repos", qui est sans rapport pour l'argument). En appliquant la conservation de l'énergie, il s'ensuit que l'énergie de la fusée était également nulle lorsqu'elle a quitté la Terre. Or, elle avait alors une grande vitesse, c'est-à-dire une grande énergie cinétique. Il s'ensuit que l'énergie potentielle gravitationnelle qu'elle possédait sur la Terre était négative. Pour une autre explication, consultez par exemple cet article sur l'énergie gravitationnelle négative.

Dans un article de Nature en 1973, E. Tryon a esquissé un argument selon lequel l'énergie potentielle gravitationnelle négative de l'univers a la même magnitude que l'énergie positive contenue dans ses contenus (matière et rayonnement), et par conséquent l'énergie totale de l'univers est bien nulle (ou du moins très proche de zéro).

Une partie de la difficulté réside ici dans le fait que le concept d'« énergie gravitationnelle » est essentiellement newtonien. En relativité générale, le principe d'équivalence rend la définition d'une énergie gravitationnelle qui puisse être cohéramment vue depuis tous les référentiels problématique. De même, l'idée de l'« énergie totale de l'univers » est difficile à définir correctement. Misner, Thorne et Wheeler (l'un des textes de référence sur la relativité générale) abordent cela en détail au chapitre 20 de leur livre.

Une autre approche est la « fonction hamiltonienne » ou « hamiltonien » de Wald pour la RG, telle qu'elle est dérivée dans son texte sur la RG. En physique classique, cette fonction peut (presque toujours) être interprétée comme représentant l'énergie totale d'un système donné. En utilisant ce formalisme, Wald montre que, pour un univers fermé, le hamiltonien est nul. Des arguments similaires peuvent être appliqués pour le même effet dans un univers plat, bien que pour un univers ouvert, la formulation du hamiltonien se révèle mal définie.

D'autres tentatives pour traiter la conservation de l'énergie en relativité générale ont utilisé des « pseudo-tenseurs ». Cette approche a été essayée par Einstein, entre autres. Cependant, la vision actuelle est que les modèles physiques appropriés doivent être formulés en utilisant uniquement des tenseurs (voir à nouveau Misner, Thorne et Wheeler, chapitre 20), de sorte que cette approche est tombée en désuétude.

Cependant, cela nous laisse dans une certaine embarras : en l'absence d'une définition appropriée de l'énergie potentielle gravitationnelle, la loi de conservation de l'énergie de la mécanique classique ne s'applique clairement pas en RG. Ainsi, pour toute théorie basée sur la RG, comme le BBT, la conservation de l'énergie n'est clairement pas quelque chose qui peut être invoqué contre elle. Par conséquent, l'argument basé sur la première loi de la thermodynamique devient sans objet. Pour une discussion plus détaillée sur ces points, voir cette page FAQ sur la conservation de l'énergie en RG.

b) L'univers hautement ordonné d'aujourd'hui ne pourrait pas provenir d'une explosion - la deuxième loi de la thermodynamique

Cet argument est une variante du canard créationniste standard concernant l'évolution qui crée de l'ordre à partir du désordre, en apparente violation de la deuxième loi de la thermodynamique. Le contre-argument standard, bien sûr, est que cette formulation ne s'applique qu'aux systèmes isolés, contrairement à la Terre.

Si nous parlons de l'univers, d'autre part, il n'est pas clair que cette réplique s'applique. Après tout, l'univers, autant que nous le savons, est le système isolé ultime, avec une énergie qui n'entre ni ne sort du système. Cependant, l'application de cette forme simple de la deuxième loi à l'univers présente certaines complications.

La méprise standard concernant le Big Bang est qu'il s'agit d'une explosion de matière dans un espace déjà existant. Ce n'est pas le cas. Au contraire, la BBT soutient que l'espace-temps lui-même s'est étendu. Évidemment, toute affirmation accompagnée de la prétention que le Big Bang a explosé pour créer de l'ordre doit être prise avec une pincée de sel.

De plus, nos conceptions courantes d'"ordre" et de "désordre" ne s'appliquent pas vraiment à la grandeur physique appelée "entropie". En effet, comme le montrent Kolb & Turner, l'entropie de l'univers primitif était extrêmement faible. Cela a du sens si l'on se souvient que, dans les tout premiers stades de l'univers, la distribution de la matière et de l'énergie était très, très ordonnée, comme le démontre l'uniformité du CMBR. En conséquence, on pourrait caractériser l'ensemble de la distribution de la matière et de l'énergie dans l'univers avec un seul nombre (la température) avec une très bonne approximation. Comparez cela à l'univers que nous voyons aujourd'hui, rempli de distributions complexes et désordonnées de galaxies, d'étoiles et de gaz. La quantité d'entropie dans ces objets est énorme (rappelons notre discussion précédente sur l'absence d'orbites cohérentes pour les étoiles dans les galaxies elliptiques et les galaxies dans les amas de galaxies). Par conséquent, l'idée selon laquelle l'entropie de l'univers aurait diminué d'une manière ou d'une autre, en violation de la deuxième loi de la thermodynamique, est largement dénuée de sens.

Ironiquement, cependant, cette objection facile mène à une question beaucoup plus sérieuse : étant donné que l'entropie de l'univers n'a fait qu'augmenter, comment a-t-il pu avoir une si faible entropie à ses débuts ? À l'heure actuelle, il s'agit toujours d'une question ouverte en cosmologie. Évidemment, beaucoup des problèmes que nous avons exposés dans la section précédente concernant le temps avant le Big Bang et l'applicabilité des lois physiques à l'origine de l'univers entrent en jeu ici, mais il n'existe, pour le moment, pas de réponse simple.

c) Théorie athée

Comme pour l'évolution, BBT est souvent étiqueté par les créationnistes de la Terre jeune comme une autre théorie inventée de toutes pièces par des athées cherchant à nier que Dieu a créé l'univers et tout ce qu'il contient. Évidemment, ce n'est pas un argument scientifique, sous aucun angle de l'imagination, et, comme l'accusation similaire portée contre l'évolution, l'affirmation est fausse en soi.

La théorie du Big Bang n'est pas seulement acceptée par la plupart des dénominations chrétiennes (et autres) mainstream, mais aussi même par des créationnistes de la Terre ancienne comme Hugh Ross. Certains philosophes chrétiens essaient même d'utiliser la théorie du Big Bang comme preuve de l'existence d'un créateur - ils soulignent, par exemple, que cette théorie scientifique est en accord avec la Bible sur le point que l'univers a eu un commencement, que la lumière est venue en premier (bien que ce soit une représentation grossière de ce que la théorie du Big Bang dit réellement), etc. Pour des articles contenant des discussions de ce type d'arguments, voir, par exemple, la page Physique et Religion.

Enfin, il convient de souligner que Lemaître, l'un des initiateurs du BBT (les équations centrales du BBT sont souvent appelées les « équations de Friedmann-Lemaître »), était en réalité un prêtre jésuite !

d) Étoiles plus anciennes que l'univers ?

C'est un problème obsolète, mais il apparaît encore occasionnellement dans certains tracts créationnistes et anti-BBT. Nous avons abordé une partie de cela dans la section énergie sombre, mais nous le réitérerons pour plus de clarté.

Au milieu des années 1990, les meilleures estimations du paramètre de Hubble actuel plaçaient la valeur autour de 80 km/s/Mpc, ce qui n'était pas très loin de la valeur actuelle la plus précise, d'environ 72 km/s/Mpc, et bien dans la marge d'erreur. À l'époque, le modèle théorique par défaut, basé sur les prédictions de l'inflation et les observations du fond diffus cosmologique (CMBR) provenant de COBE, était un univers plat dominé par la matière. Dans ce modèle, les valeurs du paramètre de Hubble donnaient une estimation de l'âge de l'univers d'environ 10 milliards d'années. En même temps, les estimations de l'âge des étoiles les plus anciennes de notre galaxie se situaient entre 13 et 18 milliards d'années. Ce conflit a été appelé la « Crise de l'âge ».

Peu après, deux améliorations des données ont résolu ce conundrum apparent. Premièrement, le satellite Hipparchos a fourni de meilleures estimations des distances aux étoiles utilisées dans les mesures de l'âge. Ces nouvelles distances étaient plus grandes que les mesures précédentes, ce qui, à son tour, signifiait que les étoiles en question étaient plus lumineuses qu'on ne le croyait auparavant. En tenant compte de ce facteur dans les calculs de l'âge, la fourchette des âges attendus a diminué de quelques milliards d'années. Deuxièmement, les mesures des supernovae lointaines et les mesures ultérieures d'anisotropie du CMBR ont démontré la nécessité de l'énergie sombre dans le modèle cosmologique standard. L'inclusion de ce terme supplémentaire a modifié l'estimation de l'âge de l'univers, le portant à la valeur actuelle de 13,7 milliards d'années. Cette combinaison d'effets a élégamment résolu la Crise de l'Âge.

h) Arp

Halton Arp est un astronome professionnel, anciennement associé à l'Observatoire de Palomar, qui travaille actuellement aux laboratoires Max Planck en Allemagne. Au cours de nombreuses années d'observations (et de plusieurs articles publiés), il est arrivé à la conclusion que le décalage vers le rouge mesuré pour de nombreux objets lointains n'est pas de nature cosmologique. Cela va au-delà des vitesses particulières discutées précédemment ; dans le modèle d'Arp, les décalages vers le rouge sont intrinsèques et ne sont en aucun cas liés à la distance.

La base de cette conclusion est que de nombreuses paires de galaxies (ou galaxies jumelées à des quasars) semblent indiquer une forme d'association physique, malgré de grandes différences de décalage vers le rouge (et donc de distance, si nous utilisons le modèle standard du Big Bang). Par exemple, le bras d'une galaxie spirale peut sembler s'étendre vers un quasar proche ou (comme le montre cet article) un quasar peut même sembler se trouver à l'intérieur d'une galaxie. Arp a publié un catalogue entier de ces associations discordantes de décalage vers le rouge.

Les affirmations d'Arp sont soutenues par certains autres astronomes, dont les plus notables sont Gregory et Margaret Burbidge. La plupart des astronomes, en revanche, rejettent ses affirmations, en soulignant que ses observations peuvent être expliquées par des superpositions fortuites d'objets dans le ciel. Le calcul de la probabilité exacte d'un ensemble donné de superpositions peut être assez difficile et les partisans et les détracteurs d'Arp sont généralement en désaccord sur la validité des calculs d'Arp dans ce domaine.

Récemment, une étude de Scranton et al (2005) a peut-être jeté un peu de lumière sur cette controverse. En utilisant les données de Sloan Digital Sky Survey, les positions de 200 000 quasars ont été corrélées avec celles de 13 millions de galaxies. Dans le modèle d'Arp, les galaxies et les quasars sont physiquement associés les uns aux autres et, par conséquent, on s'attendrait à ce que la corrélation de ces deux populations ressemble beaucoup à la corrélation des galaxies avec elles-mêmes. D'un autre côté, le modèle du Big Bang (BBT) nous indique que les quasars sont beaucoup plus lointains que les galaxies de cet échantillon, de sorte que la corrélation croisée due à un regroupement gravitationnel réel devrait être quasi nulle. Au lieu de cela, nous devrions observer une corrélation croisée induite par le lentillage gravitationnel des quasars par les galaxies en premier plan. Ce signal est beaucoup plus faible que celui attendu selon le modèle d'Arp et il change de signe selon la population de quasars. Lorsque les chercheurs du SDSS ont effectué la mesure, les résultats correspondaient aux attentes du BBT avec une haute signification statistique. Plus de détails peuvent être trouvés dans cet article et cette discussion.

i) Tifft

Une autre figure populaire parmi les personnes qui contestent la TBB est William Tifft. Sa notoriété repose également sur le décalage vers le rouge. Contrairement à Arp, il n'a pas examiné les corrélations entre différents objets. Au contraire, il a affirmé avoir découvert une structure périodique dans les décalages vers le rouge : les décalages vers le rouge ne peuvent avoir aucune valeur arbitraire, mais sont "quantifiés". Ainsi, nous ne nous attendrions à mesurer que des décalages vers le rouge en multiples entiers d'une certaine valeur fondamentale ; voir Tifft (1997) pour un résumé. Comme la revendication d'Arp, cela jetterait un grand doute sur l'interprétation traditionnelle du décalage vers le rouge. Comme Arp, Tifft a ses partisans, y compris certains créationnistes. Les revendications de Tifft apparaissent dans l'article de Barry Setterfield sur Le vide, la vitesse de la lumière et le décalage vers le rouge.

Malheureusement pour l'affirmation de Tifft, l'échelle de quantification pour les décalages vers le rouge a continué à diminuer au fur et à mesure que davantage de données sont devenues disponibles. La valeur initiale était de 72,46 km/s. Des observations ultérieures ont ramené cette valeur à 36,2 km/s, 8,05 km/s et enfin 2,68 km/s. Échelle par rapport à la vitesse de la lumière, cela suggère une quantification en z d'environ 0,00001, ce qui est légèrement supérieur (voire inférieur) à la précision de nombreuses mesures de décalage vers le rouge courantes.

L'explication la plus probable des mesures originales de Tifft est la présence d'une structure à grande échelle. Les galaxies ne sont pas distribuées aléatoirement dans l'univers. Au contraire, elles sont regroupées en amas, des « murs » et des « filaments » grâce à leur attraction gravitationnelle mutuelle. De même, ce regroupement donne lieu à de grands vides entre ces structures. Si l'on ne regardait qu'un long faisceau étroit à travers cette structure (une enquête en « faisceau-pinceau » – comme cela a été fait pour la plupart des catalogues de redshift précoces), on s'attendrait naturellement à observer une certaine « quantification » comme vestige de cette interaction gravitationnelle. Lorsque les astronomes ont pu utiliser un échantillon beaucoup plus large et étendu de redshifts de galaxies, comme l' enquête 2dF sur les galaxies, ils n'ont trouvé aucune preuve de la quantification de Tifft (Hawkins 2002). Certains partisans de Tifft ont objecté que l'étude portait sur des quasars plutôt que sur des galaxies (voisines), mais cette objection semble un peu étrange – après tout, si le redshift est quantifié, il devrait l'être partout, et pas seulement dans notre « voisinage ».

4) Modèles cosmologiques alternatifs

Avant d'aborder les alternatives, il convient de souligner qu'aucune alternative au BBT n'a été conçue capable d'expliquer l'ensemble des observations couvertes par le BBT actuel. Cela ne signifie pas qu'un tel modèle est impossible, mais simplement qu'il n'a pas encore été trouvé. Dans tous les cas discutés ci-dessous, un sous-ensemble des données actuelles est soit ignoré, soit dévié d'une manière ou d'une autre (par exemple, l'affirmation selon laquelle les données ne sont pas cosmologiques, mais dues uniquement à certains effets locaux encore non décrits).

Le but de cette section n'est pas de réfuter définitivement chacun de ces modèles (ce qui est souvent une FAQ en soi). Nous décrirons simplement brièvement chaque modèle et les arguments contre-arguments associés, et fournirons des liens vers des discussions plus détaillées.

a) État stationnaire et état quasi-stationnaire

En 1948, H. Bondi, T. Gold, et F. Hoyle ont développé le modèle de l'État stationnaire en tant qu'alternative au modèle du Big Bang de Lemaitre-Friedman décrit des décennies plus tôt. Ce modèle affirmait que le principe cosmologique était valide non seulement pour l'espace, mais aussi pour le temps : l'univers avait toujours l'air tel qu'il est aujourd'hui et aura toujours l'air tel qu'il est aujourd'hui. Ce modèle acceptait la notion d'un espace-temps en expansion (en effet, l'expansion était exponentielle), mais la densité de matière était maintenue à un niveau constant par la création continue de matière. De plus, la densité de matière était égale à la valeur critique nécessaire pour maintenir la géométrie de l'espace plate.

À l'époque, ce modèle était une alternative viable au BBT standard. Il était cohérent avec les données disponibles à l'époque et expliquait certains problèmes du modèle standard qui semblaient problématiques. Cependant, des observations ultérieures comme l'abondance des éléments légers et la découverte du CMBR ont jeté de sérieux doutes sur la validité du modèle de l'État stationnaire. À ce stade, la plupart des cosmologistes ont abandonné ce modèle au profit du BBT.

Intrépides, Hoyle (avec Burbidge et Narlikar) a mis à jour le modèle de l'État stationnaire en 1993, nommant l'extension le modèle de l'État quasi-stationnaire. Comme pour le modèle de l'État stationnaire, l'univers a toujours existé. Cependant, dans cette modification, l'univers subit des pulsations, se dilatant et se contractant alternativement. Le « rebond » à la fin de chaque phase de contraction est causé par un champ à densité d'énergie négative, quelque peu analogue à l'énergie sombre dans le modèle standard du Big Bang. Cela permet au modèle d'intégrer davantage de preuves observationnelles que la version précédente, mais il échoue sur plusieurs points, notamment l'expansion accélérée détectée depuis. Pour plus de détails, consultez la page de Ned Wright sur les Erreurs dans les modèles de l'État stationnaire et de l'État quasi-SS.

b) MOND

MOND est l'abréviation de "Modification Of Newtonian Dynamics". L'idée fondamentale derrière MOND découle de la discordance entre la quantité et la distribution de matière déduite de la lumière visible dans les galaxies spirales et celle obtenue en examinant les vitesses des étoiles dans ces galaxies. L'interprétation standard de ces données est que les galaxies contiennent de la matière sombre. MOND explique ces données en modifiant la façon dont fonctionne la gravité. Proposé par Milgrom (Milgrom 1983), MOND dit essentiellement que pour de grandes distances (faibles forces), la loi de la gravité de Newton n'est plus valide, mais doit être modifiée. En utilisant cette approche, il est en effet possible d'expliquer quantitativement les courbes de rotation des galaxies.

Bien que MOND explique les courbes de rotation des galaxies spirales, celles-ci sont loin d'être les seules preuves de la matière noire. Comme nous l'avons détaillé plus tôt, il existe une grande variété de preuves en faveur de la matière noire, dont certaines ne sont pas liées à des mesures dynamiques comme les courbes de rotation (par exemple, la lentille gravitationnelle, où la déviation de la lumière en relativité générale est deux fois supérieure à celle prédite par la dynamique newtonienne et MOND). Il n'est pas du tout clair si MOND peut également expliquer de manière cohérente toutes ces observations (voir Aguirre 2001 ou Sanders 2002). Plus spécifiquement, des observations de 2002 réalisées par l'Observatoire à rayons X Chandra ont fourni des preuves plus directes contre MOND. Le gaz chaud émettant des rayons X autour de la galaxie NGC 720 forme un nuage ellipsoïdal. Cela nécessite, à son tour, un puits de potentiel gravitationnel ellipsoïdal. Bien que cela soit possible avec la matière noire, l'échelle d'accélération uniforme de MOND conduit immédiatement à un puits de potentiel gravitationnel sphérique.

Du point de vue théorique, plusieurs problèmes se posent également. Fondamentalement, MOND constitue une modification ad hoc d'une théorie de la nature autrement bien étayée. Cette approche peut être appropriée en tant que cadre phénoménologique pour une expérience ou des observations particulières, mais, dans le cas général, il n'y a aucune raison pour qu'elle fonctionne. Un exemple en est que, bien que cette formulation fonctionne très bien pour les galaxies spirales, où l'on observe un mouvement cohérent d'objets de petite masse autour d'une masse grande et concentrée au centre, elle échoue totalement dans les cas où les échelles de masse sont plus équilibrées, par exemple les galaxies dans un amas. Les distances entre les galaxies sont-elles grandes ou petites par rapport à l'échelle MOND ? À partir de quel point définissons-nous la distance et l'accélération ? Avec ce type de handicap, il s'est avéré extrêmement difficile de transformer MOND en une théorie pleinement relativiste.

Récemment, Bekenstein a proposé une nouvelle théorie (essentiellement une extension de la RG) qui pourrait surmonter plusieurs des problèmes du modèle de Milgrom pour la MOND (Bekenstein 2004), mais il n'est pas encore clair dans quelle mesure elle peut répondre aux preuves disponibles. Des travaux sont toujours en cours, mais une brève discussion figure dans l'article Was Einstein wrong? sur le blog Preposterous Universe. Jusqu'à ce que le modèle proposé par Bekenstein soit analysé plus en détail, la MOND reste principalement un exercice théorique sur la distance à laquelle on peut pousser les alternatives à la RG tout en restant cohérent avec l'ensemble des données globales (à la fois les preuves cosmologiques et les tests de la RG au sein de notre système solaire et de la galaxie).

c) Lumière fatiguée

Ce n'est pas un modèle unique, mais un terme collectif désignant diverses idées tentant d'expliquer le décalage vers le rouge observé via des mécanismes autres que l'expansion cosmologique. Il existe une variété d'approches, mais toutes cherchent à montrer que la lumière perd naturellement de l'énergie d'une manière ou d'une autre lors de son voyage sur de longues distances.

Contrairement à MOND, qui génère occasionnellement des articles de journal, les modèles de lumière fatiguée n'ont essentiellement aucun soutien parmi les cosmologistes professionnels. Cela est principalement dû au fait que nous disposons d'une grande quantité de preuves montrant que l'univers s'étend effectivement, conformément aux prédictions de la RG, ce qui rend une explication alternative du décalage vers le rouge cosmologique largement irrelevante. Peebles aborde de nombreuses observations contredisant la lumière fatiguée dans son texte de cosmologie, y compris, par exemple, le test de Tolman. Les preuves collectées depuis la rédaction de ce texte, comme la dilatation du temps des courbes de lumière des supernovae et la variation de la température du CMBR avec le décalage vers le rouge, ne font que renforcer le cas contre la lumière fatiguée. Ned Wright dispose également d'une FAQ spécifique réfutant la lumière fatiguée.

d) Cosmologie du plasma

En 1991, Eric Lerner a publié le livre The Big Bang Never Happened, dans lequel il a affirmé plusieurs problèmes avec le modèle standard du Big Bang et a promu une théorie alternative, basée sur la physique des plasmas. Selon ce modèle, l'univers est d'une durée infinie et subit des cycles (similaires à la théorie de l'état quasi-stationnaire de Hoyle et al., voir 4a). En cosmologie des plasmas, l'électromagnétisme est la force dominante pour la formation des galaxies et des structures à grande échelle, plutôt que la gravité.

Les arguments de Lerner contre le BBT sont loin d'être convaincants. Il soutient que les idées actuelles sur la formation des structures (les petites fluctuations de densité croissent grâce aux interactions gravitationnelles avec leur environnement local) ne peuvent pas expliquer la structure à grande échelle observée de l'univers. Cela ignore commodément les simulations informatiques qui démontrent la capacité de ce mécanisme à générer des structures qui correspondent statistiquement aux observations (voir 2f). Il nie également l'existence de la matière noire et de l'énergie sombre, répétant l'idée que ce sont des épicycles ajoutés à la théorie lorsqu'elle n'a pas répondu aux attentes. Cela est clairement faux aussi bien pour la matière noire que pour l'énergie sombre. Il affirme également que les valeurs pour la quantité de matière noire sont en constante fluctuation. Cela ignore le fait que les premières mesures avaient des barres d'erreur relativement grandes en raison de petits échantillons. À mesure que les données disponibles ont augmenté et que la précision s'est améliorée, les valeurs provenant de diverses méthodes ont convergé harmonieusement. Lerner souligne également que la matière noire n'a pas encore été directement détectée sur Terre, ignorant à nouveau le fait que les accélérateurs de particules et autres méthodes de détection directe n'ont pas encore atteint les énergies ou les sensibilités jugées nécessaires pour une détection positive. La liste s'enchaîne.

En même temps, les affirmations de Lerner concernant la capacité du modèle de la cosmologie des plasmas à décrire correctement les observations sont tout simplement fausses. Ned Wright a rédigé une réfutation de nombreux arguments de Lerner, qui peut être consultée sur la page Erreurs dans « The Big Bang Never Happened ». Elle n'est pas toujours directement pertinente, mais contient suffisamment d'informations pour montrer clairement que les arguments de Lerner sont tout à fait infondés. Lerner a répondu à la critique de Wright, mais ses arguments ne se sont pas améliorés — et il ignore simplement plusieurs des arguments de Wright.

Comme de nombreux créationnistes, Lerner a également la mauvaise habitude de citer des articles scientifiques pour étayer son argumentation, alors qu'en réalité, ils vont à l'encontre de ses affirmations. Un bon exemple de cela est l'article de Scranton et al (2003) qui a trouvé des preuves de l'existence de l'énergie sombre en mesurant l'effet Sachs-Wolfe intégré. Lerner ignore les conclusions de l'article, affirmant qu'il démontre un désaccord entre le BBT et les observations. Les mesures ISW sont en effet incompatibles avec un univers plat ne contenant que de la matière, mais correspondent très bien à ce qui serait attendu pour un univers de type Lambda CDM. En effet, cette mesure constituait un contrôle important pour différencier les deux modèles. Lerner joue un jeu similaire avec les prévisions concernant la taille des vides dans la structure à grande échelle locale. Ceux-ci sont prédits être beaucoup plus grands pour un univers de type Lambda CDM que pour un univers ne contenant que de la matière, et Lerner pointe vers ce dernier comme étant en conflit avec les données, tout en ignorant que le premier correspond très bien.

e) Humphreys

Il existe également des créationnistes qui ont tenté de remplacer le BBT par leurs propres modèles, le plus notable étant Dr. Russell Humphreys. Son modèle, contenu dans son livre Lumière des étoiles et Temps, est approuvé par plusieurs organisations créationnistes, y compris l'Institut de recherche sur la création et Réponses dans la Genèse - ce malgré le fait qu'il ait été largement contesté même parmi les créationnistes et que les éditeurs des actes du colloque sur le colloque international sur la création en 1994 ont conclu qu'il semblait être défectueux (voir l'article L'état actuel de l'astronomie créationniste publié par l'ICR, vers la fin).

Le cœur du modèle de Humphreys est l'abandon du principe cosmologique. Au lieu de cela, il propose que l'univers n'est pas uniforme, mais qu'il a la forme d'une sphère à rayon fini. Dans le modèle, l'univers a originé d'un seul point au centre de la sphère. En effet, le modèle de Humphreys donne vie à de nombreuses idées fausses courantes sur ce que le BBT dit réellement à propos de l'origine de l'univers.

Humphreys tente d'appliquer la RG à la distribution de matière résultante, affirmant que la dilatation temporelle gravitationnelle fera que le temps s'écoule plus vite plus on s'éloigne du centre. Si l'on postule que la Terre est très proche du centre de l'univers, Humphreys soutient que cela résout un problème central pour les créationnistes de la Terre jeune : comment concilier les preuves d'un univers ancien avec leur exigence selon laquelle la Terre a été créée au cours des derniers 10 000 ans (plus ou moins).

Humphreys modélise le centre de l'univers comme un « trou blanc », l'opposé d'un trou noir (au lieu de ne voir que de la matière s'écoulant vers l'intérieur, un trou blanc émet constamment de la matière et de l'énergie). Il ne parvient pas à expliquer pourquoi ce trou blanc ne semble plus exister (nous remarquerions, entre autres choses, un flux extrêmement intense de rayons X), mais ce n'est loin d'être le seul problème du modèle. En particulier, Humphreys gâche lamentablement le traitement standard de la relativité générale pour la dilatation temporelle gravitationnelle : pour que le temps s'écoule plus rapidement loin de la Terre, nous devrions être près d'un trou noir, et non d'un trou blanc. Humphreys a tenté de sauver son modèle en affirmant plus tard une dilatation temporelle à l'intérieur du trou blanc, mais cela était tout aussi inopérant. Il va de soi que son modèle ne parvient pas à expliquer une vaste gamme d'observations cosmologiques, par exemple, l'existence du fond diffus cosmologique et son anisotropie, la dilatation temporelle des supernovae, l'abondance des éléments légers, etc.

Comme nous l'avons mentionné précédemment, le modèle de Humphreys a fait l'objet de nombreuses critiques au sein des rangs créationnistes, en particulier de la part de l'organisation créationniste de la Terre ancienne Reasons to Believe ; consultez leur article The Unraveling of Starlight and Time. D'autres arguments précieux du côté créationniste peuvent être trouvés dans les articles Starlight and Time is the Big Bang et Errors in Humphreys' cosmological model. D'autres critiques du modèle de Humphreys, ainsi que ses réponses, sont rassemblées à Russell Humphreys answers Various Critics.

f) Gentry

Un autre créationniste qui a tenté de développer un modèle alternatif est le Dr R. Gentry (notamment connu pour ses arguments sur les « halos de polonium » pour une création récente). Son modèle et ses tentatives de le relier aux observations alors actuelles sont principalement contenus dans deux articles : Une nouvelle interprétation du décalage vers le rouge et La véritable Rosette cosmique.

Comme dans le modèle de Humphreys, Gentry postule un univers sphérique avec la Terre près du centre. Selon Gentry, l'univers ne s'expand pas, mais l'énergie sombre au sein de l'univers entraîne un mouvement réel et physique des galaxies loin du centre de l'univers (et donc une relation distance-décalage vers le rouge ressemblant à celle de Hubble). Pour générer le CMBR, il entoure l'univers d'une coque fine et opaque d'hydrogène. Comme Humphreys, le modèle de Gentry est intérieurement incohérent et entre en conflit sérieux avec la relativité générale et une grande partie des preuves observationnelles. Une réfutation plus détaillée du modèle de Gentry peut être trouvée dans Carlip & Scranton (1998) et la FAQ de talk.origins Débunking Robert Gentry's New Redshift Interpretation Cosmology. Bien que ces articles soient maintenant âgés de quelques années, des observations plus récentes n'ont rien fait pour améliorer la concordance avec le modèle de Gentry.

5) Questions ouvertes

a) L'origine de l'univers

Comme il devrait être clair à présent, le Big Bang n'est pas une théorie sur l'origine de l'univers, mais plutôt sur son développement au fil du temps. Les créationnistes présentent souvent cela comme une faiblesse, arguant que, si la science ne peut pas expliquer l'origine, alors l'univers a été créé ! À part ce raisonnement erroné, l'origine ultime de l'univers reste un sujet de recherche théorique en cours, tant du point de vue de la recherche de modèles capables d'expliquer les preuves actuelles que de la génération de prédictions uniques à partir de ces modèles pour les futures observations. Pour l'instant, la plupart de ces modèles restent hautement spéculatifs, mais il est utile de présenter certaines des possibilités actuelles, en particulier au vu du nom de l'archive.

• L'une des options les plus populaires est l'"inflation chaotique", décrite pour la première fois par Linde en 1983. Cela ressemble au scénario inflationniste proposé par Guth (voir ci-dessous) mais, au lieu de se produire dans notre univers, l'inflation continue à l'infini avec de petits univers qui se "détachent" de la région principale en inflation. Ces univers "bulles" sont des espaces-temps séparés en eux-mêmes, causalement déconnectés les uns des autres en raison des vastes distances rendues possibles par la région en inflation qui s'étend exponentiellement. Pour plus de détails, voir Une bulle en inflation dans l'inflation chaotique ou la section pertinente dans L'inflation pour les débutants.
  
  Ce modèle résout la question "Qu'y avait-il avant le Big Bang ?" d'une manière similaire au problème de la régression infinie. Notre univers a été créé par un événement d'inflation dans un autre univers à un moment arbitraire dans le passé infini. Que cela soit ou non satisfaisant est laissé au lecteur à décider.
• La théorie des cordes propose également certaines solutions. L'une des idées actuellement envisagées est la possibilité que, avant le Big Bang, il existait quelque chose comme une "image miroir" de notre univers. Notre univers a commencé (presque) infiniment dense et chaud et ira (probablement) à l'infini vers le futur, s'amincissant et se refroidissant de plus en plus. Cela a été précédé par un univers qui était essentiellement le même, mais avec la coordonnée temps inversée. Le "Grand Effondrement" à la fin de cet univers a ensuite engendré notre univers actuel.
• Un autre modèle inspiré par la théorie des cordes est le "ekpyrotique" ou "univers cyclique" de P. Steinhardt, développé en 2002. Il propose que l'espace et le temps aient existé à jamais dans le passé et que l'univers subisse une séquence infinie de cycles. Il subit périodiquement un Grand Effondrement, suivi d'un Big Bang, avec des billions d'années entre chaque Bang et Effondrement. À aucun moment du cycle, la densité ou la température ne deviennent jamais infinies. Ces oscillations se produisent parce que notre univers est en réalité incrusté dans un espace de dimension supérieure avec d'autres univers de ce type. Ces univers s'étendent indépendamment selon la RG, ne subissant qu'un Effondrement lorsqu'ils s'approchent les uns des autres dans cet espace de haute dimension. Lorsque ces univers entrent en collision et se séparent, ils subissent un Bang et répètent le processus.
  
  Comme pour toute nouvelle idée, le modèle de Steinhardt a fait l'objet d'une grande quantité de critiques de la part d'autres cosmologistes. Il a répondu à beaucoup de ces critiques, en soulignant que beaucoup des problèmes allégués étaient basés sur des malentendus, mais en admettant également qu'il reste encore de nombreux problèmes non résolus à expliquer.

Les deuxième et troisième idées sont expliquées en plus de détails dans l'article de Scientific American Le mythe du commencement du temps. Cet article prend également soin de souligner que, bien que ces idées soient principalement spéculatives pour le moment, il existe néanmoins des moyens de les tester réellement. En particulier, ces trois modèles (inflation chaotique, univers miroir ou univers cyclique) font chacun des prédictions uniques concernant les propriétés statistiques du CMBR. Bien que les données disponibles de la sonde WMAP soient de bonne qualité, elles ne sont pas encore suffisantes pour déterminer lequel de ces trois modèles est correct (ou si quelque chose d'autre sera nécessaire). Cependant, les successeurs de WMAP (à la fois des missions terrestres et le satellite Planck) sont déjà en construction, de sorte que les prochaines années pourraient jeter plus de lumière sur cette question.

b) Platitude et horizon

Il était déjà connu dans les années 1970 que la densité de notre univers était relativement proche de la densité critique (les mesures actuelles la placent autour de 30 % de la densité critique). À première vue, cela ne semble pas être un problème : la densité de matière doit être quelque chose, donc toute valeur semblerait tout aussi valide. Cependant, tout comme la densité de matière elle-même n'est pas statique, la valeur de la densité critique évolue également au fil du temps. En particulier, si le rapport entre la densité de matière et la densité critique est inférieur à l'unité (un univers ouvert), alors au fur et à mesure que le temps passe, ce rapport deviendra de plus en plus petit. Le cas inverse est vrai pour un univers fermé ; au lieu de tendre asymptotiquement vers zéro, le rapport diverge. Par conséquent, si la densité de l'univers est actuellement proche de l'unité, elle doit avoir été encore plus proche au début de l'histoire de l'univers. Et plus on remonte dans le temps, plus la densité devait être proche de l'unité.

Bien qu'il ne s'agisse pas d'un conflit explicite entre les données et la théorie en soi (il n'y a rien dans le BBT qui dicte la valeur initiale de la densité de la matière), la coïncidence a semblé à de nombreux cosmologistes un « ajustement fin » merveilleux. Puisque le rapport entre la densité réelle et la densité critique détermine la courbure de l'univers, et qu'un accord entre ces deux valeurs signifie que l'univers est plat, cela est devenu connu sous le nom de « problème de la platitude » en cosmologie.

En même temps, les mesures du CMBR montraient que la température du ciel était très uniforme. Bien que les cosmologistes s'attendent à ce que la température soit approximativement la même partout, le degré d'uniformité était troublant. Pour que deux points de l'univers aient la même température, ils devaient pouvoir échanger des photons. Puisque les photons voyagent à une vitesse finie et que l'univers a une durée de vie finie, cela impose une limite supérieure (l'horizon) à la taille d'une région qui peut être attendue d'être à la même température à un point donné de l'histoire de l'univers. Puisqu'ils connaissaient le décalage vers le rouge du CMBR (et donc le moment où il a été émis), les cosmologistes ne s'attendaient pas à ce que des régions plus grandes que environ 300 000 années-lumière aient la même température. Au lieu de cela, ils ont observé des régions du ciel qui, lorsque le CMBR s'est formé, auraient été séparées de plusieurs, plusieurs millions d'années-lumière, et qui étaient apparemment en équilibre thermique. Cela est devenu connu sous le nom de "problème de l'horizon". Comme pour le problème de la platitude, ce n'est pas un problème qui brise la théorie, mais plutôt une coïncidence apparente qui semblait suspecte.

En 1981, Guth a proposé une solution possible à ces deux problèmes (et d'autres) -- une hypothèse qui est aujourd'hui connue sous le nom d'inflation (Guth 1981). L'idée de base est qu'à un très début de l'histoire de l'univers, l'expansion de l'univers ne ralentissait pas, mais s'accélérait à un taux exponentiel (rappelons que l'expansion de l'univers n'est pas limitée par la vitesse de la lumière, tandis que les objets se déplaçant à l'intérieur de l'univers le sont). Avec ce type d'expansion qui la propulse, des régions qui étaient à l'origine beaucoup plus petites que l'horizon seraient rapidement étirées à une taille énorme, tout en maintenant leur équilibre thermique initial. De plus, cette expansion rapide conduirait exponentiellement la courbure de la région en inflation à zéro, résultant en une densité extrêmement proche de la valeur critique, quelle que soit sa valeur initiale.

Pour plus de détails à ce sujet, consultez l'article de Wikipédia sur l'inflation cosmique. Nous devons réitérer ici le fait que, bien qu'elle ait été proposée comme solution aux « problèmes » de la platitude et de l'horizon, l'inflation fait un certain nombre d'autres prédictions quantitatives (en particulier la forme du spectre de puissance des anisotropies du CMBR) qui ont été confirmées par les observations.

c) Asymétrie matière-antimatière

Dans l'univers très primitif, l'espace-temps était rempli d'une « soupe » très chaude composée de particules de matière et de particules d'interaction (quarks, électrons, positrons, photons, gluons, neutrinos, etc.). Des particules de matière et d'antimatière étaient créées en permanence à partir de photons, de gluons, etc., et disparaissaient à nouveau peu de temps après. Ce n'est que lorsque l'univers s'est refroidi et raréfié que les particules de matière et d'antimatière ont pu survivre et éviter de s'annihiler mutuellement immédiatement.

Ici se cache un problème majeur : selon la théorie quantique des champs, si toutes ces réactions se produisaient à l'équilibre thermique, des quantités exactement égales de particules de matière et d'antimatière auraient dû être produites par ce processus. Or, lorsque nous observons notre univers, nous ne trouvons que de la matière et pratiquement aucune antimatière ! Ce problème est devenu connu sous le nom d'« asymétrie matière-antimatière » en cosmologie.

Pour résoudre ce problème, nous avons besoin d'une forme d'asymétrie entre la matière et l'antimatière. En 1967, Sakharov a souligné que pour générer une telle asymétrie, les réactions devaient se produire (au moins partiellement) hors d'équilibre thermique. De plus, la dite « symétrie CP » de la physique des particules devait être violée (c'est-à-dire que la matière et l'antimatière devaient se comporter légèrement différemment, contrairement à ce que prévoyait la théorie quantique des champs à l'époque) et le « nombre baryonique » ne pouvait pas être conservé (Sakharov 1967).

Bien que cela décrive ce qui devait se produire, ce n'est pas en soi une solution. Les solutions modernes à ce problème reposent sur ce qu'on appelle la « brisure de symétrie électrofaible » : à des températures suffisamment élevées, comme celles trouvées dans l'univers primitif, la force électromagnétique et la force faible sont essentiellement indistinguables, s'unissant en une seule force. À mesure que l'univers refroidissait (en dessous d'une température d'environ 10¹⁵ Kelvin et après un temps d'environ 0,1 milliardième de seconde), ces forces se sont séparées en les forces distinctes que nous observons aujourd'hui. Cette « transition de phase » a conduit, au moins localement, à l'équilibre thermique non requis. La violation de la symétrie CP est naturellement intégrée à la théorie électrofaible, et à haute température, le Modèle Standard de la physique des particules permet également la non-conservation du nombre baryonique.

Tous les détails ne sont pas encore élucidés (par exemple, il n'est pas encore clair si de tels modèles peuvent expliquer l'asymétrie observée à un niveau quantitatif), mais la plupart des physiciens des particules et des cosmologistes d'aujourd'hui sont confiants que c'est la bonne voie, et le problème de l'asymétrie matière-antimatière sera bientôt résolu de manière satisfaisante.

d) Structure à petite échelle

Comme nous l'avons déjà dit, la théorie cosmologique actuelle semble fonctionner très bien à très grande échelle. Cela semble être le cas depuis les plus grandes échelles que nous pouvons examiner dans l'univers jusqu'à la taille des amas de galaxies de taille modérée. Cependant, lorsque nous extrapolons la théorie actuelle en dessous de ces échelles, il n'est pas clair qu'elle corresponde complètement aux observations.

Le premier point de données important dans ce domaine provient du télescope spatial Hubble, lors du premier champ profond de Hubble. Cet ensemble de données a été obtenu en focalisant Hubble sur une région du ciel relativement peu peuplée et en observant plus profondément que jamais auparavant pour les astronomes. De manière surprenante, les astronomes ont découvert que, même à ces très grands décalages vers le rouge correspondant à une époque très ancienne de l'âge de l'univers, des galaxies ont été découvertes qui semblaient déjà « matures ». Autrement dit, elles apparaissaient presque aussi massives que les galaxies que nous observons aujourd'hui et avaient déjà développé des sous-structures comme les bras spiraux que nous voyons dans des galaxies comme Andromède. Cet article de l'ESO fournit quelques détails ; plus d'informations peuvent être trouvées dans Cimatti (2004). Vrai, les étoiles qui composaient ces galaxies semblaient très jeunes et n'étaient pas en conflit avec leur âge selon la théorie standard, mais la présence de galaxies qui avaient déjà subi une relaxation dynamique considérable était quelque peu surprenante. Bien sûr, les observations du champ profond ne sont pas les seules images profondes dont nous disposons. Les observations plus récentes avec le champ profond ultra de Hubble suggèrent que la plupart des galaxies de l'univers à cette époque étaient en effet petites et non entièrement matures. Cela pourrait signifier que ce que Cimatti et d'autres ont observé n'étaient que des valeurs aberrantes statistiques, mais plus de données sont nécessaires pour en être certain.

Dans une perspective plus large, la formation des galaxies reste un sujet très difficile au sein de la cosmologie. Comme pour la structure à grande échelle, l'outil théorique principal pour comprendre le processus est la simulation par ordinateur. Cependant, pour modéliser avec précision une galaxie, il faut savoir comment traiter les baryons. Contrairement à la matière noire, qui n'interagit que par la gravité, les baryons émettent de la lumière, forment des étoiles, explosent en supernovae, etc. Évidemment, une simulation assez grande pour contenir une galaxie ne sera pas capable de simuler avec précision la formation d'une seule étoile. Au mieux, une simulation comportera un milliard de particules, ce qui signifie que chaque particule représentera quelques milliers d'étoiles. Cela signifie que des processus comme la formation et l'évolution stellaires doivent être gérés via une prescription ad hoc, ajustée pour correspondre aux observations. Ce n'est évidemment pas la meilleure des situations, mais nous pouvons apprendre beaucoup de ce processus et des progrès sont réalisés.

En plus des dynamiques intra-galactiques, il existe également ce qu'on appelle le « problème des satellites ». Les grandes galaxies, comme notre Voie lactée, sont généralement orbitées par de plus petites galaxies irrégulières, comme les Nuages de Magellan. Ces types de galaxies apparaissent également dans les simulations informatiques autour de galaxies plus grandes. Cependant, au lieu des douze ou si galaxies que nous pouvons observer en orbite autour de notre galaxie, les simulations prédiraient près de 50. Comme le suggère cet article, il existe des solutions possibles à ce problème (principalement comprendre si le gaz dans ces petites galaxies formera des étoiles ou restera sombre), mais le verdict n'est pas encore rendu.

Pour résumer : malgré le fait que le modèle du Big Bang fonctionne bien à grande échelle (amas de galaxies, structure à grande échelle, l'univers dans son ensemble), certaines observations à plus petite échelle restent énigmatiques. Il n'est pas encore clair si ces questions seront résolues en améliorant notre capacité à simuler ces échelles ou si la théorie nécessitera des révisions (mineures ou majeures).

6) Résumé et perspectives

Résumé :

• La théorie du Big Bang est une théorie très bien testée. Une grande quantité de données, provenant de types d'observations très variés (voir chapitre 2) donnent une image cohérente de la géométrie, de la composition et de l'histoire de l'univers. L'ensemble principal de paramètres dictant le comportement de la théorie a été déterminé avec une précision de 10 % ou meilleure (ce qui est remarquable compte tenu des contraintes sur la réalisation des observations) et toutes les meilleures mesures actuelles concordent dans leur marge d'erreur avec ces paramètres.
• Bien que des objections et des modèles alternatifs existent, ils sont soit facilement infirmés par les données, soit incapables d'expliquer l'ensemble de la gamme des données aussi bien que l'image standard (et parfois les deux). Cela n'empêche pas les partisans de ces idées d'attaquer la théorie du Big Bang, mais c'est plus que suffisant pour convaincre la grande majorité de la communauté cosmologique de la solidité fondamentale du modèle.
• Comme pour toute théorie scientifique, il existe des questions encore qui sont soit partiellement soit complètement non résolues. Ce sont des points de recherche continue, et à la fois les observations supplémentaires et les avancées en physique théorique devraient jeter de la lumière sur elles dans les années à venir.

La dernière décennie a vu le développement du modèle de concordance de la cosmologie. La décennie à venir continuera cet effort, en explorant les questions énoncées dans le chapitre 5, ainsi qu'en recherchant plus d'informations sur la nature et le comportement de la matière noire et de l'énergie sombre. Les travaux sur le côté théorique des choses continueront, bien sûr ; la liste suivante donne un ensemble de liens vers des observations et des expériences à venir se concentrant sur ces sujets :

• Les télescopes infrarouges comme le James Webb Space Telescope regarderont plus loin dans le temps, à la recherche des premières étoiles et galaxies ; ils aideront également à améliorer nos idées sur la formation des galaxies.
• Le satellite Planck mesurera le CMBR avec plus de détails que le satellite WMAP (testant l'inflation, la théorie des cordes, etc.).
• Les grands relevés de la distribution des galaxies et des supernovae augmenteront notre connaissance sur la distribution de la matière noire et fourniront des indices sur la nature de l'énergie sombre ; par exemple, le Large Synoptic Survey Telescope, The Dark Energy Survey, et le Supernova/Acceleration Probe.
• Les candidats à la matière noire seront probablement (espérons-le ?) découverts dans les accélérateurs de particules comme RHIC ou LHC

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Remerciements

Je tiens à remercier Ned Wright, Ulf Torkelsson, Stuart A. Weinstein, Martin Hutton, Edward Cooper, Jon Fleming et Mark Isaak pour leurs critiques et suggestions précieuses.