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Une section d'univers subissant une expansion de l'univers ralentissante.

Le même scénario, mais avec une expansion accélérée.

En cosmologie, l'expansion de l'univers est le phénomène selon lequel les galaxies distantes semblent s'éloigner les unes des autres. Cet éloignement, que l'on peut naïvement interpréter comme un mouvement des galaxies dans l'espace, s'interprète de façon plus exacte par une dilatation de l'espace lui-même, dans lequel les objets célestes sont donc amenés à s'éloigner les uns des autres (en tout cas dès que leurs interactions gravitationnelles ne sont pas assez importantes). Ce mouvement d'expansion ne s'accompagne pas d'une variation de taille des objets de l'univers.

L'expansion de l'univers se déduit de la quasi-totalité des modèles cosmologiques issus de la relativité générale, qui prédisent tous (à l'exception du premier d'entre eux, l'univers d'Einstein) que l'univers n'est pas statique, mais qu'il est décrit par une dynamique dont l'évolution temporelle est déterminée par les propriétés de la matière qui l'emplit (voir Équations de Friedmann).

La découverte observationnelle de l'expansion de l'univers coïncide à peu près avec la prédiction du phénomène, aussi elle est parfois présentée selon les auteurs comme une vérification de la relativité générale, ou comme une prédiction de celle-ci. Une des conséquences naturelles de l'expansion de l'univers est que l'univers était plus dense, et donc plus chaud par le passé. Le concept du Big Bang (qui affirme qu'une telle époque dense et chaude a effectivement existé dans le passé de l'univers) en est la conséquence la plus connue.

Manifestation de l'expansion de l'univers [modifier]

Article détaillé : Loi de Hubble.

L'expansion de l'univers se manifeste par l'observation d'une vitesse de récession des objets astrophysiques lointains par rapport à la Galaxie. Si l'on n'observe pas directement un déplacement de ceux-ci, on observe un décalage de leurs raies d'émission et de leurs raies d'absorption que l'on peut interpréter en terme d'effet Doppler. Ce décalage étant presque systématiquement vers le rouge, l'on en conclut que les objets s'éloignent de nous^[1]. De plus, ce mouvement d'éloignement relatif est homogène et isotrope dans l'univers : une galaxie située à une distance donnée s'éloigne de la nôtre à la même vitesse, quelle que soit la direction où elle se trouve, et il en est de même pour tout observateur qui serait situé dans une autre galaxie. Il existe donc une relation entre la vitesse de récession des galaxies et la distance qui nous sépare d'elles, connue sous le nom de Loi de Hubble, du nom de son découvreur, Edwin Hubble, en 1929.

Mouvements dans l'espace ou expansion de l'espace ? [modifier]

En mécanique classique ou en relativité restreinte, l'observation d'un décalage vers le rouge s'interprète en terme de déplacement dans l'espace et d'effet Doppler. En relativité générale, une telle interpétation est significativement plus délicate : il n'existe en effet pas de notion d'espace absolu comme en mécanique classique, ou tout du moins présentant une certaine structure rigide comme en relativité restreinte. L'espace de la relativité générale est, dans un certain sens « élastique », la distance entre les points étant par exemple fonction de la structure du champ gravitationnel dans leur voisinage. Il n'en demeure pas moins que la relativité générale stipule que localement, l'espace s'identifie à celui de la relativité restreinte, et que localement il est tout à fait possible d'assimiler l'expansion à des mouvements d'objets dans l'espace. Si cette interprétation était généralisée à plus grande échelle, cela pourrait soulever un paradoxe, car cela voudrait dire que les objet situés au delà de l'univers observable s'éloigneraient à des vitesses supérieures à celle de la lumière et, par la même occasion, enfreindraient les lois de la relativité restreinte^[2]. Il n'en n'est rien car ces objet ne se déplacent pas dans l'univers mais avec lui. Comme ce mouvement est uniquement dû à l'expansion de l'univers, il n'y a pas d'incohérence avec la relativité restreinte.

Expansion de l'univers, mais pas des objets astrophysiques [modifier]

Contrairement à une idée reçue, l'expansion de l'univers ne signifie pas que les objets astrophysiques, quels qu'il soient, voient leur taille varier : ce n'est que la distance entre ceux-ci qui varie au cours du temps, et ce uniquement pour des objets suffisamment éloignés. Ceci est causé par le fait que les forces nécessaires pour contrer le mouvement d'expansion à l'échelle d'un atome, d'une planète ou d'une étoile sont extrêmement faibles comparées aux forces gravitationnelles ou non gravitationnelles qui structurent ces objets. Il est donc très facile à la force de gravitation, aux forces électromagnétiques ou à la force nucléaire forte de contrer l'éloignement dû à l'expansion de l'univers.

Une façon intuitive de comprendre ceci est de reprendre l'analogie de la toile élastique que l'on étire dans toute les directions. Si l'on se contente de dessiner des motifs sur la toile, alors ceux-ci grossissent en même temps qu'ils semblent s'éloigner les uns des autres lorsque l'on étire la toile. Par contre, si au lieu de dessiner des motifs, on colle sur la toile un objet rigide (une pièce de monnaie par exemple), alors en étirant la toile, on va encore éloigner les objets les uns des autres, mais cette fois ils vont garder une taille constante. C'est essentiellement un processus de ce type qui est à l'œuvre avec l'expansion de l'univers^[3].

Historique de la découverte [modifier]

La découverte de l'expansion de l'univers date de la première moitié du XX^e siècle et s'est faite en plusieurs étapes.

• Au début du XX^e siècle, de nombreux objets diffus étaient vus dans les télescopes. Ces objets étaient tous appelés sous le terme générique de « nébuleuses ». Ces « nébuleuses » étaient en fait les nébuleuses que nous connaissons aujourd'hui, ainsi que des galaxies, c'est-à-dire des objets extérieurs à la Voie lactée. À l'époque, ni la nature exacte, ni leur distance n'étaient connues.
• La spectroscopie, encore balbutiante à cette époque permit d'apporter un premier élément tangible à partir de 1914, année où l'astronome américain Vesto Slipher montra qu'une certaine classe de ces « nébuleuses » (en fait les galaxies) montraient une tendance systématique à s'éloigner de nous. Il semblait donc envisageable que ces objets puissent être situés en dehors de notre Galaxie car dans le cas contraire l'on se serait attendu à ce qu'une partie égale de ces objets s'approchent et s'éloignent de nous.
• En 1920 eut lieu ce qui fut par la suite appelé Le Grand Débat, sur la nature des « nébuleuses », opposant Harlow Shapley à Heber Doust Curtis sur la nature extragalactique ou non de certaines nébuleuses, en particulier la galaxie d'Andromède. Le débat ne put à l'époque se solder par une conclusion définitive faute de données suffisantes.
• À partir de 1925, Edwin Hubble put prouver la nature extragalactique de certaines nébuleuses, en y observant des céphéides grâce au télescope Hooker de 2,5 mètres de l'observatoire du Mont Wilson.
• Après plusieurs années d'observations, Edwin Hubble, semble-t-il précédé par Georges Lemaître, établit la relation entre vitesse de récession et distance de certaines nébuleuses rebaptisées galaxies, prouvant ainsi l'expansion de l'univers. Il est à noter que si Hubble découvrit le phénomène, il resta perplexe quant à son interprétation^[4].

Autres tentatives d'interprétation [modifier]

Article détaillé : Lumière fatiguée.

L'expansion de l'univers était en contradiction avec le modèle d'univers statique proposé par Albert Einstein en 1917 (voir Univers d'Einstein). Des explications alternatives, connues sous le nom de lumière fatiguée (terme proposé par Richard Tolman en 1930), furent proposées pour réconcilier univers statique et décalage vers le rouge dès la découverte de l'expansion de l'univers en 1929, et ce jusqu'aux années 1970. Aucune explication satisfaisante n'ayant pu être trouvée, ces théories sont depuis longtemps abandonnées par l'immense majorité de la communauté scientifique.

Histoire de l'expansion de l'univers [modifier]

Article détaillé : Équations de Friedmann.

L'expansion de l'univers est une conséquence générique des lois de la relativité générale. Celles-ci stipulent en effet que l'univers dans son ensemble est soumis à des forces imposées par les différentes formes de matière qui le composent, et que sauf cas particulier, celui-ci ne peut demeurer statique. De plus, l'expansion de l'univers influence la densité et la pression des différentes formes de matière qui existent dans l'univers. Ainsi, c'est la connaissance de certaines propriétés physiques de toutes ces formes de matière (en particulier leur équation d'état) qui permet de prédire le comportement exact de l'expansion. Les équations qui la décrivent sont connues sous le nom d'équations de Friedmann. Les observations actuelles permettent non seulement de connaître le taux d'expansion de l'univers actuel (la constante de Hubble), mais aussi celui de l'univers par le passé, permettant d'obtenir des informations sur les formes de matière qui emplissent l'univers. En 1998 deux équipes d'astronomes sont parvenues au résultat inattendu que l'expansion de l'univers s'accélérait. Ce résultat était surprenant car il nécessite l'existence d'une forme inconnue de matière dont la pression est négative, ayant un comportement répulsif et non pas attractif vis-à-vis de la gravitation. Cette forme de matière, communément appelée énergie noire ou parfois constante cosmologique^[5] dont la nature exacte représente à l'heure actuelle un des mystères de la cosmologie moderne.

Voir aussi [modifier]

• Constante de Hubble
• Loi de Hubble
• Équations de Friedmann
• Modèle standard de la cosmologie
• Accélération de l'expansion de l'univers

Notes [modifier]

Références [modifier]

• Voir Ouvrages spécialisés sur la cosmologie

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