Conférence du 3/02/2026, de la relativité générale au Big Bang, par Jean-Noël Antoine
Cette conférence retrace l’histoire de la cosmologie, en partant des définitions fondamentales des objets célestes pour ensuite parcourir l’évolution des modèles de l’univers, de l’Antiquité jusqu’à la cosmologie moderne. Elle se concentre ensuite sur la théorie de la relativité générale d’Einstein, pierre angulaire de la cosmologie moderne, avant de détailler l’émergence de la théorie du Big Bang, incluant la matière noire et l’énergie sombre. Enfin, elle expose les observations qui remettent en question le modèle standard et explore les scénarios futurs possibles pour de nouveaux modèles cosmologiques.
Cette section introductive définit quelques notions fondamentales en Astronomie nécessaires à la compréhension de la cosmologie. Elle établit une base de connaissances sur les échelles de distance (année-lumière), les corps célestes (étoiles, constellations), les structures cosmiques (nébuleuses, galaxies), et les événements cataclysmiques (supernovæ), tout en introduisant les notions de trou noir, quasar et la définition même de l’univers.
L’année-lumière, bien qu’étant une unité de distance gigantesque, est presque insignifiante à l’échelle de l’univers. À titre de comparaison, l’étoile la plus proche de nous se trouve à 4,22 années-lumière. Une étoile, comme notre Soleil, est une immense boule de gaz (principalement hydrogène et hélium) suffisamment dense pour déclencher des réactions de fusion thermonucléaire, émettant ainsi sa propre lumière et chaleur. Le Soleil est en réalité une petite étoile parmi les milliards de milliards qui peuplent l’univers. La reconnaissance du Soleil comme une étoile ordinaire date du 19ème siècle, grâce à la comparaison des spectres lumineux.
Les étoiles s’organisent en constellations, comme la Grande Ourse, dont les étoiles sont nommées depuis le Moyen-Âge. La lumière de son étoile principale que nous voyons aujourd’hui a mis environ 125 ans pour nous parvenir. Les nébuleuses, telles que la célèbre nébuleuse d’Orion, sont de gigantesques nuages de gaz et de poussières, souvent des résidus d’explosions d’étoiles en fin de vie. Elles agissent comme des “pouponnières” où de nouvelles étoiles se forment à partir des éléments projetés.
Une galaxie est une structure colossale composée de centaines, voire de milliers de milliards d’étoiles, organisées autour d’un noyau central avec des bras spiraux. La galaxie du Moulinet, par exemple, se situe à 22 millions d’années-lumière. Notre propre galaxie, la Voie lactée, voit notre système solaire accomplir une orbite complète en 230 millions d’années, nous déplaçant à une vitesse de 230 km/s.
Les phénomènes extrêmes incluent les supernovæ, la fin explosive d’étoiles très massives, dont la luminosité peut surpasser celle de leur galaxie hôte. Elles servent d’outils cruciaux pour mesurer les distances cosmiques, comme la supernova SN 1994D, située à 46 millions d’années-lumière. Le trou noir, résultat de l’effondrement d’une étoile 10 à 20 fois plus massive que le Soleil, est un objet si dense que même la lumière ne peut s’en échapper. L’Event Horizon Telescope a pu photographier non pas le trou noir lui-même, mais le disque de matière en orbite autour. Enfin, un quasar est la lumière extrêmement brillante émise par la matière gravitant autour d’un trou noir supermassif très lointain. Le premier détecté, 3C 273, est situé à 2,4 milliards d’années-lumière.
L’univers est défini comme l’ensemble de tout ce qui est observable, un espace où les mêmes lois physiques s’appliquent partout, contrairement aux anciennes conceptions qui séparaient le monde terrestre chaotique au monde céleste parfait.
Cette section retrace chronologiquement l’évolution de la pensée cosmologique, depuis les premiers modèles rationnels des philosophes grecs (Thalès, Atomistes) jusqu’à l’établissement du modèle héliocentrique. Elle couvre le modèle géocentrique d’Aristote et Ptolémée, la révolution copernicienne, les contributions de Kepler et Newton avec la gravitation universelle, et les intuitions philosophiques de Kant et les cartographies d’Herschel, préparant le terrain pour les révolutions du 20e siècle.
L’histoire de la cosmologie débute avec les philosophes grecs, qui furent les premiers à proposer des modèles d’univers fondés sur la raison plutôt que sur la mythologie. Thalès de Milet et Anaximandre, observant le mouvement des étoiles, ont postulé que la Terre flottait dans l’espace. Plus tard, l’école des atomistes, avec Leucippe et Démocrite, a théorisé que le monde était composé de particules indivisibles, les “atomes”, se déplaçant dans le vide.
Le modèle géocentrique, où la Terre sphérique est au centre de l’univers, fut formalisé par Aristote et perfectionné mathématiquement par Ptolémée au premier siècle. Ce système, avec ses orbites circulaires et ses mécanismes complexes (épicycles, excentriques, points équants), a dominé la pensée occidentale pendant 1500 ans.
La rupture survient au 15ème siècle avec Nicolas Copernic, qui propose un modèle héliocentrique, plaçant le Soleil au centre et les planètes, y compris la Terre, en orbite autour de lui. Bien qu’Aristarque de Samos ait eu une intuition similaire bien avant, c’est Copernic qui initie cette révolution. Son œuvre majeure fut publiée après sa mort, lui évitant des conflits avec l’Église,. La transition fut facilitée par des modèles intermédiaires comme celui de Tycho Brahe.
Le modèle héliocentrique fut définitivement établi grâce aux travaux de Johannes Kepler, qui a démontré que les planètes suivent des orbites elliptiques, et surtout d’Isaac Newton, qui a unifié ces observations avec sa loi de la gravitation universelle. Parallèlement, des penseurs comme Leibniz développaient des idées sur la nature relationnelle de l’espace, et le philosophe Emmanuel Kant postulait l’existence d’“univers-îles”, préfigurant la découverte d’autres galaxies. Au 18ème siècle, William Herschel, assisté de sa sœur Caroline Herschel, réalisa la première cartographie de notre galaxie, la Voie lactée. À l’aube du 20ème siècle, la question d’un univers fini mais sans bord restait un défi conceptuel, jusqu’à ce que de nouvelles géométries non-euclidiennes (Riemann, Lobatchevski) ouvrent la voie à de nouvelles possibilités.
Cette section se concentre sur la rupture fondamentale introduite par Albert Einstein avec sa théorie de la relativité générale. Elle explique le principe d’équivalence, le remplacement de la force de gravité par la courbure de l’espace-temps, et les prédictions novatrices comme la déviation de la lumière et la dilatation du temps. La section détaille également les confirmations expérimentales de la théorie (orbite de Mercure, déviation de la lumières des étoiles pendant une éclipse de Soleil) et la première application d’Einstein à l’univers entier, qui a mené à l’introduction de la constante cosmologique.
En 1915, Albert Einstein révolutionne la physique en publiant sa théorie de la relativité générale. Développée avec l’aide de mathématiciens comme Marcel Grossmann, David Hilbert et Emmy Noether, cette théorie remplace la notion de force de gravité de Newton par une idée radicalement nouvelle : la courbure de l’espace-temps. Selon Einstein, la matière et l’énergie déforment la géométrie de l’espace-temps, et les objets se déplacent en suivant les chemins les plus courts (géodésiques) au sein de cet espace courbé. Cette théorie repose sur le principe d’équivalence, né d’une expérience de pensée où une personne en chute libre ne ressent plus la gravité, rendant l’accélération indiscernable de la gravitation.
La relativité générale a fait plusieurs prédictions spectaculaires, toutes confirmées depuis :
1. La gravité se propage à la vitesse de la lumière : contrairement à la gravité instantanée de Newton, les effets gravitationnels mettent du temps à voyager.
2. La déviation de la lumière : la trajectoire de la lumière est courbée par les objets massifs, un phénomène de lentille gravitationnelle confirmé dès 1919 par Arthur Eddington lors d’une éclipse solaire.
3. La dilatation du temps gravitationnelle : le temps s’écoule plus lentement à proximité d’un champ de gravité intense.
4. L’avance du périhélie de Mercure : la théorie a expliqué avec une précision parfaite une anomalie de 43 secondes d’arc par siècle dans l’orbite de Mercure, que la théorie de Newton ne pouvait résoudre.
5. L’existence des trous noirs et des ondes gravitationnelles : ces ondes, des “rides” dans l’espace-temps, ont été détectées pour la première fois en 2015, confirmant une prédiction centenaire.
Lorsqu’Einstein a appliqué ses équations à l’univers entier, il a découvert qu’elles prédisaient un univers dynamique, soit en expansion, soit en contraction. Préférant un univers éternel et statique, il a introduit artificiellement un terme dans ses équations : la constante cosmologique (Λ). Cette “antigravité” contrebalançait l’attraction mutuelle de la matière, permettant un univers statique, homogène, isotrope, fini mais sans bord (comme la surface d’une sphère en 3D). Cependant, ce modèle s’est avéré instable.
Cette section détaille la transition du modèle statique d’Einstein vers le modèle d’un univers en expansion. Elle met en lumière les contributions cruciales de figures clés : Alexandre Friedman qui a trouvé les solutions d’un univers dynamique, Georges Lemaître qui a fait le lien entre la théorie et les observations en posant les bases du “Big Bang”, et Edwin Hubble qui a fourni la preuve observationnelle de l’expansion avec sa loi sur la relation entre la vitesse d’éloignement et la distance des galaxies. La section aborde aussi la nucléosynthèse primordiale et l’origine du terme “Big Bang”, initialement péjoratif.
Peu après Einstein, le mathématicien russe Alexandre Friedman démontra que les équations de la relativité générale admettaient des solutions décrivant un univers en expansion. Einstein rejeta d’abord cette idée, la jugeant mathématiquement correcte mais physiquement absurde.
Les observations cruciales pour établir la théorie d’un Univers en expansion sont venues des astronomes. Henrietta Leavitt a découvert une relation cruciale entre la période et la luminosité des étoiles variables Céphéides, les transformant en “chandelles standards” pour mesurer les distances cosmiques. Grâce à ce travail, Edwin Hubble, en observant des Céphéides dans la “« nébuleuse » de Barnard, a prouvé en 1929 qu’il s’agissait d’une autre galaxie située bien au-delà de la nôtre, à 700 000 années-lumière, validant l’idée des “univers-îles” de Kant.
En s’appuyant sur les travaux de Vesto Slipher sur le décalage des raies spectrales vers le rouge (un effet Doppler montrant que les galaxies s’éloignent), Hubble a ensuite établi sa célèbre loi : plus une galaxie est lointaine, plus sa vitesse d’éloignement est grande. C’était la preuve irréfutable de l’expansion de l’univers. Pourtant, Hubble lui-même n’a jamais accepté l’idée d’un début à l’univers.
Le véritable “père du Big Bang” est le prêtre et physicien belge Georges Lemaître. Dès 1927, il a fait le lien entre les solutions dynamiques de Friedman et les observations de Hubble, proposant un modèle d’univers en expansion à partir d’un état initial extrêmement dense et chaud qu’il nomma “l’atome primitif”. Son article fondateur, publié dans une revue peu diffusée, passa d’abord inaperçu. Einstein, initialement hostile (“votre physique est abominable”), finit par admettre en 1933 que la théorie de Lemaître était “la plus belle explication de la création”.
Le terme “Big Bang” fut ironiquement inventé en 1949 par l’astronome Fred Hoyle, un fervent opposant qui défendait un modèle d’état stationnaire (avec une création continue de matière). Il voulait se moquer de cette idée d’une “grande explosion”, mais le nom est resté. Des physiciens comme George Gamow ont ensuite développé la théorie, prédisant la synthèse des premiers éléments légers (hydrogène, hélium, lithium) dans les premières minutes de l’univers (nucléosynthèse primordiale) et l’existence d’un rayonnement fossile.
Cette section présente les preuves observationnelles et les composants théoriques qui constituent le modèle cosmologique standard actuel, connu sous le nom de Lambda-CDM. Elle couvre la découverte et l’analyse détaillée du fond diffus cosmologique (CMB) comme preuve d’un passé chaud et dense, l’introduction de la matière noire pour expliquer la rotation des galaxies (travaux de Vera Rubin), et la découverte de l’accélération de l’expansion de l’univers via l’observation de supernovæ, menant au concept d’énergie sombre.
Le modèle cosmologique standard, ou modèle Lambda-CDM, repose sur plusieurs piliers observationnels majeurs qui ont consolidé la théorie du Big Bang.
Le Fond Diffus Cosmologique (CMB) : Prédit par George Gamow, ce rayonnement a été découvert fortuitement en 1964 par Arno Penzias et Robert Wilson. Ce “bruit parasite” radio persistant, venant de toutes les directions du ciel, est l’écho de l’époque où l’univers, 380 000 ans après le Big Bang, est devenu transparent. Sa température, initialement de 3000 K, a été refroidie par l’expansion pour atteindre aujourd’hui 2,7 K. Cette découverte a été la preuve décisive qui a écarté le modèle de l’état stationnaire. Des satellites comme COBE, WMAP et Planck ont depuis cartographié ce rayonnement avec une précision extrême, révélant d’infimes fluctuations de température qui sont les germes des futures galaxies.
La Matière Noire (Dark Matter) : Dans les années 1970, l’astronome Vera Rubin a étudié la vitesse de rotation des étoiles dans les galaxies. Elle a découvert que les étoiles en périphérie tournaient beaucoup trop vite par rapport à la quantité de matière visible (étoiles, gaz). Pour expliquer cette anomalie sans violer les lois de la gravité, il a fallu postuler l’existence d’une matière invisible et n’interagissant pas avec la lumière, la “matière noire”, déjà suggérée par Fritz Zwicky dans les années 30. Cette matière composerait un halo massif autour des galaxies, et représenterait environ 27% du contenu matière – énergie de l’univers. La matière ordinaire que nous connaissons ne constituerait que 5% du total.
L’Énergie Sombre (Dark Energy) et l’Expansion Accélérée : À la fin des années 1990, deux équipes d’astronomes étudiant des supernovæ lointaines ont fait une découverte stupéfiante : non seulement l’univers est en expansion, mais cette expansion s’accélère. Pour expliquer cette “répulsion” à grande échelle qui surpasse la gravité, les physiciens ont réintroduit la constante cosmologique (Λ) d’Einstein, cette fois sous la forme d’une énergie sombre. Cette énergie mystérieuse, de nature inconnue, constituerait environ 68% de l’univers et serait responsable de son destin à long terme.
Cette dernière section aborde les limites et les incohérences du modèle standard de la cosmologie. Elle expose les grands mystères non résolus, comme la nature de la matière noire et de l’énergie sombre (95% du contenu de l’univers), la “tension de Hubble” sur la valeur de la constante d’expansion, et le problème posé par les galaxies massives précoces découvertes par le télescope James Webb. Des théories alternatives sont brièvement mentionnées, et la présentation se conclut sur les scénarios possibles pour l’avenir de l’univers (Big Crunch, Big Freeze, Big Rip).
Malgré ses succès, le modèle Lambda-CDM fait face à des défis majeurs qui suggèrent qu’il est incomplet.
· Le mystère des 95% : La nature de la matière noire (27%) et de l’énergie sombre (68%) reste totalement inconnue. Notre compréhension de l’univers ne porte que sur 5% de son contenu.
· La Tension de Hubble : Il existe un désaccord significatif entre les mesures de la constante d’expansion de l’univers. Les mesures basées sur l’univers proche (supernovæ, céphéides) donnent une valeur d’environ 73 km/s/Mpc, tandis que celles basées sur le fond diffus cosmologique donnent environ 67 km/s/Mpc. Cette divergence, appelée “tension de Hubble”, reste inexplicable aujourd’hui
· Les galaxies précoces du James Webb : Le télescope spatial James Webb a découvert des galaxies étonnamment massives et bien formées très tôt dans l’histoire de l’univers (par exemple, JADS-GS-Z14-0 à seulement 300 millions d’années après le Big Bang). Selon les modèles actuels, de telles structures n’auraient pas dû avoir le temps de se former si rapidement.
· Incohérences sur l’énergie sombre : Des observations récentes suggèrent que la constante cosmologique, supposée constante, pourrait en fait varier dans le temps, ce qui remettrait en cause la notion de « constante » cosmologique.
Face à ces problèmes, des théories alternatives sont explorées, bien qu’aucune ne soit encore satisfaisante. Parmi elles, l’univers en rotation de Kurt Gödel qui autorise les voyages dans le temps, ou les théories de gravité modifiée comme MOND, qui tentent d’expliquer la rotation des galaxies sans matière noire, mais avec un succès limité.
Concernant l’avenir de l’univers, plusieurs scénarios dépendent de la nature de l’énergie sombre :
1. Le Big Freeze (Grand Gel) : Si l’expansion continue à un rythme modéré, l’univers deviendra de plus en plus froid, vide et sombre, les étoiles s’éteignant les unes après les autres.
2. Le Big Rip (Grande Déchirure) : Si l’expansion accélère de manière exponentielle, la force de l’énergie sombre finira par déchirer les galaxies, les étoiles, et mêmes les planètes..
3. Le Big Crunch (Grand Effondrement) : Ce scénario, où la gravité reprendrait le dessus et ferait s’effondrer l’univers sur lui-même, est aujourd’hui largement exclu par les observations d’expansion accélérée.
Les modèles actuels favorisent une forme de Big Freeze ou de Big Rip, mais les incertitudes sont telles qu’il faudra peut-être des milliards d’années pour connaître le destin final de notre univers. Il est remarquable que ces scénarios aient déjà été esquissés par Georges Lemaître dès 1927. Quant à la place de Dieu dans ce tableau, la présentation se conclut en citant la fameuse réponse de Laplace à Napoléon : “Sire, je n’ai pas eu besoin de cette hypothèse.”
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