Introduction

La cosmologie s'efforce à une compréhension globale de la formation, de l'évolution et de la structure de l'Univers. Pour y parvenir, elle s'appuie sur la physique fondamentale et sur des observations astronomiques de plus en plus précises et abondantes qui l'autorisent à revendiquer le statut de science expérimentale. Sa description est devenue spatio-temporelle quand la théorie de l'explosion primordiale a substitué à la vision d'un Univers immuable celle d'une structure en constante évolution dont la naissance reste une énigme.
Cette perspective est le nouveau cadre de pensée de la cosmologie moderne où s'inscrit notre désir fondamental d'appréhender l'Univers dans sa globalité et d'en comprendre l'origine. Si elle est devenue une science, la cosmologie ne peut pour autant abandonner ses interférences profondes avec la religion et la philosophie.
Chaque civilisation, à partir de motivations religieuses, scientifiques ou philosophiques, a développé sa propre description de l'Univers et de son origine, constituant ainsi dans bien des cas sa propre signature culturelle. Suivant les cas, religions ou idéologies ont, aussi bien, suscité ou interdit la réflexion cosmologique.
Quels que soient son époque et le degré de civilisation auquel il a pu parvenir, le cosmologiste se heurte à des difficultés épistémologiques considérables dans son ambition de décrire globalement son Univers. En dépit de cette prétention, la cosmologie est cependant aussi une école de modestie : infime microbe, le cosmologiste a pris lentement conscience de ne pouvoir observer qu'une partie négligeable d'un monde de plus en plus vaste, et peut-être sans limite.
Ainsi disparaissait peu à peu le rôle central de la Terre autour de laquelle les anciens faisaient tourner le Soleil et son Système solaire. Introduit pour parachever l'idée révolutionnaire de Copernic qui substitue à la Terre un Soleil désormais central dans l'Univers, et pour en finir avec l'anthropocentrisme, le principe cosmologique postule l'homogénéité et l'isotropie de l'Univers à grande échelle.
Il assure l'équivalence de tous les observateurs dans l'Univers et joue dorénavant un rôle majeur en cosmologie.

Il n'est pas simple de définir l'objet de la cosmologie : doit-on expliquer tout l'Univers concevable, ou bien la seule partie située à portée de nos observations, donc à portée de tests ? La cosmologie est le domaine privilégié des questions mal posées : que s'est-il passé avant le Big Bang, quelle était la taille de l'Univers au temps t = 0, comment les galaxies peuvent-elles se fuir à des vitesses si proches de celle de la lumière ? A cela s'ajoute une autre difficulté : la physique utilise des descriptions statistiques du comportement des systèmes. Calculant les probabilités associées à tel ou tel chemin évolutif, on en déduit le nombre moyen de systèmes occupant au temps t  tel ou tel état, à condition qu'ils soient en nombre suffisant. Malheureusement, cette démarche habituelle ne peut pas s'appliquer dès lors que, dans l'unique réalisation du système Univers dont dispose le physicien, des événements improbables ont pu survenir.

La cosmologie rencontre bien d'autres difficultés. L'Univers non seulement est unique, mais il est aussi en permanente évolution. C'est du moins l'interprétation la plus vraisemblable de tout un ensemble d'observations. Mais nous savons aussi que la vitesse de la lumière est finie, et que l'Univers observé est immense : ses confins se situent à quelques milliards d'années lumière et correspondent à des temps de parcours représentant une fraction notable de l'âge présumé de l'Univers (ou du moins de son temps caractéristique d'évolution). Nous recevons des galaxies les plus lointaines une image qui n'a sans doute plus grand chose à voir avec ce qu'elles sont devenues entre-temps. Néanmoins la vitesse finie des photons a un aspect bénéfique, dans la mesure ou elle fait du cosmologiste un historien privilégié, qui voit se dérouler l'histoire sous ses yeux ... à condition de réussir des prouesses dans l'observation d'astres faibles (les plus faibles que l'on puisse détecter à l'heure actuelle ont l'éclat apparent d'une bougie vue à 20 000 kilomètres). Mais tout se paie, dans le monde de la cosmologie comme ailleurs : comme on le verra par la suite, pour tester la géométrie (ou la courbure) de l'Univers, il faudrait pouvoir disposer de galaxies-étalons de longueur ou de luminosité échelonnées a toutes distances. En contrepartie du privilège de pouvoir observer l'évolution de l'Univers, il devient extrêmement difficile de démêler les effets géométriques des effets de l'évolution.

Le Big bang, cette explosion originelle hypothétique, fut accompagné de telles densités d'énergie que la matière ne s'y trouvait que sous la forme de ses constituants les plus élémentaires. Or les accélérateurs de plus en plus gigantesques où l'on tente de procéder à des décompositions de nature semblable sont arrivés ces dernières années à un plafond dans la taille et l'énergie (le diamètre du LEP est déjà de 15 km), encore bien en-deçà des formidables conditions originelles. On peut penser que c'est maintenant l'astrophysique de l'Univers lointain qui, en remontant à la trace des premières fluctuations quantiques de l'Univers, permettra peut-être aux physiciens de progresser dans l'étude de l'infiniment petit.

Les physiciens des particules sont d'ores et déjà fascinés par les diverses indications astrophysiques qu'une fraction notable, 90 % environ, de la masse de l'Univers se trouverait sous la forme de matière non lumineuse détectée uniquement par ses effets gravitationnels (voir de nombreux chapitres du présent ouvrage). Cette masse, dite " matière noire ", de nature encore inconnue, pourrait se présenter sous des formes diverses : planètes massives, étoiles très petites, trous noirs, neutrinos massifs ou autres particules élémentaires encore à préciser.

Cet attrait des théoriciens pour l'étude de l'Univers n'est qu'un retour aux sources puisque c'est par ses fondements théoriques que la cosmologie contemporaine démarra en 1917 avec la publication des premières bases de la cosmologie relativiste par Einstein, suivie en 1922-24 par les modèles de Friedmann. Encore cinq ans puis, en 1929, Hubble met en évidence la récession des galaxies, preuve observationnelle de l'expansion. En fait, l'adoption du principe cosmologique entraînait immédiatement un Univers en contraction ou en expansion, mais Einstein, pour pouvoir décrire un Univers fini et immuable conforme à ses vues, avait délibérément introduit une constante arbitraire dans son modèle. L'expansion, bien que prédite par le modèle de Friedmann, s'est finalement imposée dans l'histoire comme un acquis observationnel. En dépit de l'élaboration théorique de nombreux modèles, la cosmologie reste tributaire de l'observation, et son essor accompagne celui des grands télescopes. Comme pour toutes les sciences, c'est en définitive la collaboration étroite entre théoriciens et observateurs qui est à la source de la plupart des avancées décisives actuelles.

L'observation des confins de l'Univers exige des prouesses techniques : toujours plus loin, toujours plus faible, telle est l'objectif du cosmologiste. En 1960, les premiers quasars posaient des problèmes d'interprétation quant à leur nature tant ils semblaient lointains aux astronomes qui les découvraient. En 1993, on observe à des distances 20 fois plus grandes des galaxies qualifiées de " normales " et les quasars les plus distants sont situés 30 fois plus loin. L'Univers observable a ainsi vu son volume multiplié par un facteur supérieur à 10 000 pendant ces trente dernières années. Maints résultats remarquables récemment obtenus en cosmologie sont le couronnement d'efforts constants qui ont permis, en une quinzaine d'années, de révolutionner la technologie des télescopes (au sol ou dans l'espace) et des détecteurs, la plupart des techniques d'observation et du traitement des données. Divers facteurs ont joué, comme la conquête spatiale qui a affranchi l'observation des limitations atmosphériques, les besoins militaires qui ont suscité l'utilisation de récepteurs infrarouge, et enfin le développement pour les besoins de la télévision de caméras CCD ultrasensibles qui fournissent des images numériques. Chacun des bonds en avant de l'observation astronomique est issu de progrès technologiques. L'utilisation de matériaux légers et les progrès dans l'asservissement ont permis de multiplier par trois le diamètre des télescopes au sol, et les progrès de l'informatique de piloter de façon automatique des procédures d'observation toujours plus complexes. Enfin des simulations numériques de plus en plus réalistes de scénarios cosmiques sont effectuées sur de gros ordinateurs afin de fournir des fils directeurs à notre effort de compréhension de l'Univers. Cela rend viable la méthode expérimentale en créant en laboratoire différentes réalisations d'univers qui ne sont pas disponibles dans la réalité, la confrontation aux observations restant le verdict ultime. C'est pourquoi les observateurs sont engagés dans une course poursuite avec les galaxies en fuite, véritable voyage au bout de la nuit, aventure passionnante mais ô combien difficile.

Il nous faut à ce stade prévenir le lecteur que, vu les difficultés qu'elle rencontre à toutes ses étapes, la cosmologie a déjà connu et connaîtra encore bien des révisions déchirantes, des rebondissements spectaculaires... et des controverses passionnées ! Nous nous efforçons de présenter les positions les plus répandues, en précisant les arguments qui les justifient comme ceux qui les infirment. En aucun cas il ne faudrait prendre pour argent comptant toutes les interprétations présentées ici comme les plus vraisemblables.

L'ouvrage est organisé de la façon suivante : les bases du modèle standard et les conséquences du principe cosmologique sont examinées au chapitre 1. Ceci permet en particulier de définir un temps cosmique, et de montrer que les seuls mouvements permis à l'Univers sont la contraction et l'expansion, cause du décalage spectral observé dans les galaxies. Au chapitre 2, le modèle standard d'Univers en expansion est muni d'une métrique, ainsi que d'une courbure qui évolue en fonction du temps cosmique. Cette courbure oblige, au chapitre 3, à définir différentes distances associées à autant de grandeurs observables. A l'aube des années 60, avec la mise en service du télescope de 5 mètres du Mont Palomar, des projets ambitieux de tests cosmologiques, exposés au chapitre 4, ont été mis au point en vue de déterminer la géométrie de l'Univers. Au chapitre 5, on examine les effets de la limitation de la vitesse de la lumière qui, faisant de nos télescopes de véritables machines a remonter le temps, permettent d'observer l'évolution cosmologique des galaxies et des quasars. Malheureusement cette évolution est si forte qu'elle masque complètement les effets de la courbure géométrique de l'Univers, vouant à l'échec le programme de recherche exposé au chapitre 4.

Dans quelle mesure pouvons-nous extrapoler vers le passé nos observations et notre physique locales ? Le chapitre 6, consacré à l'histoire thermique de l'Univers, montre que si notre physique des hautes énergies est trop limitée pour permettre la compréhension des phénomènes antérieurs à ZO-43 secondes dans le cadre du modèle traditionnel du Big bang, elle permet de comprendre la nucléosynthèse primordiale des éléments légers. On montre ensuite comment les physiciens ont pu prévoir l'existence d'un rayonnement fossile à 3°K, objet le plus lointain actuellement accessible à nos instruments.

Le chapitre 7 décrit les difficultés auxquelles s'est heurté le modèle standard ces dernières années, et les tentatives de solution proposées pour surmonter ses contradictions. Le chapitre 8 fait le point sur nos connaissances actuelles concernant la structure de l'Univers, révélant l'existence de vastes hétérogénéités (bulles, filaments, . . . ) dans la distribution des galaxies. Au chapitre 9 sont exposés les différents mécanismes qui ont été envisagés pour expliquer la formation de ces grandes structures de l'Univers.

Le chapitre 10 est consacré aux mirages gravitationnels. Après un bref rappel théorique, les observations les plus récentes sont décrites, et l'on montre comment le phénomène permet l'utilisation des amas de galaxies comme de véritables télescopes gravitationnels. Le chapitre 11 recense quelques grands projets d'observations, au sol et dans l'espace, à moyen et plus long terme, puis expose quelques réflexions inspirées par différents points passés en revue dans cet ouvrage.

Les principales constantes physiques, facteurs de conversion et grandeurs caractéristiques utiles pour l'observation astronomique appliquée à la cosmologie sont réunis dans l'appendice 1.

Un bref historique des progrès obtenus en cosmologie pendant les 80 dernières années constitue l'appendice 2.

Enfin les termes techniques parfois barbares rencontrés ici ou là sont en principe ou bien définis dans le glossaire ou bien recensés dans un index.

Note
Quelques connaissances de base touchant la physique ou l'astronomie, ont été résumées sous forme d'encadrés pédagogiques, en italique. D'autres encadrés, plus techniques mais utiles pour qui veut parfaire ses connaissances, sont en petits caractères.
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