L'UNIVERS EN EXPANSION    




Il y a quelque soixante-dix ans seulement, l'une des plus grandes découvertes de tous les temps révolutionnait l'idée que nous nous faisions de notre Univers : notre monde est en expansion. Histoire vraie...


Christian Magnan
Collège de France, Paris
Université de Montpellier II


L'expansion de l'Univers est observable. Quand on l'analyse précisément, on trouve que la lumière des galaxies présente une modification par rapport aux spectres obtenus en laboratoire. Au laboratoire, les signatures - les raies - des différents éléments chimiques tels que l'hydrogène, l'azote, le fer, etc., sont situées à des places bien déterminées. Or les raies des spectres des galaxies ne sont pas à leur bonne place, les couleurs visibles se trouvant décalées vers le rouge. Plus précisément, les longueurs d'onde observées sont plus grandes que celles du laboratoire.

L'effet brut (indépendamment de son explication, nous allons y venir) est très courant en astronomie : un tel décalage est observé pour de nombreuses étoiles et autres objets célestes. Il s'interprète comme un effet dû à la vitesse que l'objet émetteur possède par rapport à la Terre. Si cet objet s'éloigne, le spectre est décalé vers le rouge; s'il se rapproche, il est décalé dans l'autre sens, vers le violet. En astrophysique l'importance de cet effet, connu sous le nom d'effet Doppler, est considérable à cause des diagnostics de vitesses (microscopiques ou macroscopiques) qu'il permet.

Il est écrit en maints endroits que le décalage spectral des galaxies est dû à cet effet Doppler, mais la vérité est autre. Comme nous l'avons vu précédemment, les galaxies ne sont pas animées de vitesse de déplacement. L'expansion n'est donc pas justiciable d'un traitement de type « effet Doppler ». Par chance, la formule qui concerne l'expansion est considérablement plus simple. L'analogie suivante va nous le montrer.

Imaginons un élastique sur lequel deux fourmis se déplacent à la même vitesse. L'effet de base à considérer est que la distance entre les fourmis, qui resterait constante en l'absence de variation de longueur de l'élastique, va suivre fidèlement l'allongement ou le rétrécissement éventuel du support. Si l'élastique est deux fois plus étendu, la distance mutuelle doublera; s'il l'est trois fois, elle triplera. De ce fait la distance mutuelle des fourmis constitue une mesure (relative) des dimensions de l'élastique.

L'élastique symbolise l'espace, susceptible comme son image de se dilater ou de se contracter. Les fourmis symbolisent les crêtes successives d'un signal lumineux se propageant dans l'espace. On peut trouver la comparaison très élémentaire, mais il se trouve qu'elle est quantitativement valable. La distance entre deux crêtes successives est ce que l'on appelle la longueur d'onde du rayonnement (par exemple de 0,4 à 0,8 microns pour le rayonnement visible; 3 mètres pour un station de la bande FM; 50 centimètres pour un signal de télévision). C'est cette longueur d'onde qui va s'accorder aux dimensions, à la taille, de l'espace.

En guise d'illustration, imaginons que les émissions de telle station de radio émettant sur Terre à 1829 mètres de longueur d'onde soient reçues sur une planète très lointaine. Si l'Univers, par suite de son expansion, était devenu deux ou trois fois plus grand entre le moment de l'émission et le moment de la réception, la station serait reçue non plus sur 1829 mètres mais sur 3658 m (2 fois 1829 m) ou sur 5487 m (3 fois 1829 m).

Les astronomes ne passent naturellement pas leur temps à capter les émissions radios diffusées par les habitants de galaxies hyper-lointaines, et pour cause (encore que certains semblent croire aux messages venus de l'espace...). En revanche, ils reçoivent et étudient les émissions lumineuses de la matière constituant les galaxies, émissions qui sont de même nature physique que ces ondes (dites électro-magnétiques) perçues par nos récepteurs de radio ou de télévision. Ainsi par exemple vont-ils observer l'émission H aisément identifiable pour un spécialiste et dont la longueur d'onde initiale de 0,6563 micron à l'émission est bien connue puisqu'elle a fait l'objet d'une mesure de laboratoire.

Supposons alors que l'astronome mesure la position de cette raie dans le spectre et trouve une longueur d'onde de 0,6628 micron, plus grande que le 0,6562 annoncé. Que va-t-il déduire, s'il décide, pour des tas de bonnes raisons, que le décalage est dû à la dilatation de l'espace ? C'est tout simple. À l'aide de sa calculette il constate que la longueur d'onde observée de la raie H est 1% plus grande que la longueur d'onde du laboratoire. Comme il sait aussi que cette longueur d'onde reflète les dimensions de l'Univers, il en conclut que cet Univers est maintenant, à la réception du rayonnement, 1% plus grand qu'il ne l'était à l'époque où l'émission s'était produite1.

N'est-ce pas merveilleusement simple ?

Il nous manque cependant une information précieuse concernant la chronologie des événements. Dans notre exemple, nous disons que l'Univers était 1% plus petit, mais à quelle époque ? C'est la réponse à cette question qui nous fournira le taux d'expansion de l'Univers, c'est-à-dire la mesure de la rapidité avec laquelle le monde se dilate.

Nous sommes confrontés du même coup à une mesure de distance. En effet pour connaître le temps que la lumière a mis pour nous parvenir, il faut évaluer la distance totale qu'elle avait à parcourir, entre la Terre et la galaxie émettrice.

C'est à l'astronome américain Edwin Hubble que revient le mérite d'avoir accompli les premiers sondages en profondeur de l'Univers à une échelle qui allait se révéler... extra-galactique. Il a prouvé (en 1924) que certains objets célestes d'apparence nébulaire, comme la fameuse nébuleuse d'Andromède, étaient situées en dehors de notre propre Galaxie, étendant d'emblée de façon considérable l'échelle du monde. Il reculait les limites de l'Univers en montrant que celui-ci ne se limitait pas à notre seule Galaxie mais qu'il était au contraire constitué d'une myriade de galaxies, d'autres galaxies, dont les distances se comptaient en millions d'années de lumière.

Puis tout en poursuivant ses études systématiques sur la morphologie, la classification et le dénombrement de ces nouveaux « univers-îles » composant notre monde, Hubble affina ses mesures de distance. En combinant mesures de distances et dilatations (ou décalages) des longueurs d'onde mentionnées plus haut, Hubble découvrit un fait extraordinaire : plus la distance des galaxies observées était grande, plus la dilatation en longueur d'onde était grande. Cette proportionnalité entre décalage et distance constitue la fameuse « loi de Hubble ». À cette époque la découverte apparaissait complètement révolutionnaire car elle mettait les astronomes sur la voie d'une interprétation à première vue contraire au bon sens et que seuls quelques théoriciens, comme Einstein, Friedmann et Lemaître, pouvaient commençaient à oser envisager : l'expansion de l'Univers.

De nos jours nous sommes habitués à cette idée que l'Univers se dilate et l'explication de la loi de Hubble peut paraître toute naturelle. Elle est même dans ses grandes lignes d'une simplicité presque élémentaire. Plus nous observons des objets lointains, plus nous remontons dans le temps, puisque la lumière met plus de temps à parcourir une distance plus grande. Mais puisque l'Univers ne cesse de grandir, cela implique que plus nous remontons dans le temps, plus l'Univers était petit à l'époque où le rayonnement que nous recevons de ces objets lointains avait été émis. Nous souvenant que la dilatation des longueurs d'onde suit fidèlement la dilatation de l'espace (la distance entre les fourmis suit l'allongement de l'élastique) nous concluons que, dans un univers en expansion, plus nous voyons loin, plus la dilatation des longueurs d'ondes est grande. C'est exactement l'effet que remarquait Hubble, avec un décalage spectral proportionnel à la distance.

Dans le détail les choses sont beaucoup moins simples pour plusieurs raisons. D'abord le taux d'expansion de l'univers subit un ralentissement et ne peut donc être supposé constant que dans un intervalle de temps suffisamment court. Ensuite, par suite de l'expansion la notion même de « distance » est difficile à définir proprement. En effet lorsqu'un signal lumineux en provenance d'une galaxie vise à atteindre la Terre, celle-ci recule au fur et à mesure que la lumière avance. On a affaire à une véritable course entre la lumière et l'expansion de sorte que la relation entre distance spatiale et distance temporelle est difficile à démêler. Le lecteur intéressé trouvera sur ce site un encadré mathématique assez complet sur la question.

Quelle est la valeur du taux d'expansion de l'Univers ? D'après les estimations actuelles, notre Univers verrait croître ses dimensions au rythme de 1% en 100 ou 200 millions d'années.

L'incertitude d'un facteur 2 (faut-il parler de 100 ou 200 millions ?) dans le résultat peut paraître énorme alors que l'astronomie a - du moins dans le domaine de la mécanique céleste - la réputation d'une précision diabolique. Cette incertitude reflète plusieurs difficultés réelles, qu'il est utile de préciser.

D'abord nous atteignons avec l'observation d'objets extrêmement lointains et de ce fait très peu lumineux les limites de la technique. Ensuite l'arpentage de l'Univers nécessite le changement des méthodes d'analyse au fur et à mesure que la distance des galaxies augmente et on peut facilement comprendre que le raccordement des mesures successives emboîtées les unes aux autres entraîne des erreurs inévitables. De plus dans chaque étape les mesures de distance sont basées sur des relations plus ou moins empiriques qui n'ont que valeur statistique et qui ne peuvent donc pas prétendre à la précision. Les seules déterminations directes de distance sont les mesures géométriques basées sur le déplacement des étoiles proches par rapport aux astres lointains lorsque la Terre change de position sur son orbite autour du Soleil. Mais ces mesures de parallaxe (ainsi que se nomme l'écart de position d'une étoile dû au changement de perspective) sont limitées aux étoiles proches car l'effet est extrêmement petit. Le satellite Hipparcos a réalisé avec une précision inégalée la mesure de la distance de dizaines de milliers d'étoiles mais il est peu probable, pour des raisons de principe (car les étoiles vues avec un pouvoir de résolution trop fort cessent d'être ponctuelles) que l'on puisse étendre de beaucoup ces résultats.

La dernière difficulté est de l'ordre du principe. Il n'est pas évident que la mesure précise du taux d'expansion ait une signification. Je m'explique. Le modèle mathématique qui prévoit une expansion uniforme, bien définie et justiciable d'une mesure sans ambiguïté est un univers de densité homogène et partout identique à elle-même. Or le monde est plus complexe que ce schéma simpliste. Après tout, on n'a pas, à ma connaissance, résolu le problème d'un univers composé, comme le nôtre, de galaxies plus ou moins régulièrement réparties et animées, qui plus est, de vitesses particulières les faisant continuellement interagir. Dans un tel univers, il n'est pas évident que l'on verrait apparaître un taux d'expansion universellement reconnaissable et mesurable en tout point.

Ces réserves sur la signification limitée des modèles standards homogènes ont déjà été faites dans un autre contexte.

Mais quoiqu'il en soit, l'expansion est un phénomène indéniable, et l'ordre de grandeur de sa rapidité est connu. Alors, si l'univers grossit de 1% en un million d'années, quelle était sa taille il y a des milliards d'années ? D'où vient notre monde ?


1. Une précision pourra se révéler utile : quand je parle des « dimensions » de l'espace, qui augmentent dans telle proportion, il s'agit des dimensions linéaires, relatives aux mesures de distances. En volume, la taille de l'Univers augmente comme le cube de cette proportion. Si je dis que les dimensions de l'Univers sont multipliées par 2, j'entends que toutes les distances sont multipliées par 2, mais les volumes sont, eux, multipliés par 2×2×2, soit 8.
La confusion a été faite dans la presse lors de la récente éclipse totale de Soleil du 11 août 1999. Une éclipse totale peut se produire grâce à un hasard tout à fait exceptionnel (peut-être unique au monde !) : le diamètre apparent de la Lune est le même que celui du Soleil, bien que le premier astre soit plus petit que le second. Simplement la Lune a un diamètre 400 fois plus petit que celui du Soleil, mais elle est située aussi 400 fois plus près de la Terre que le Soleil. Ainsi la Lune plus petite mais plus proche apparaît aussi grosse que le Soleil, plus gros mais plus lointain. Cependant, si le Soleil a un diamètre 400 fois plus grand que celui de la Lune, le Soleil est, en volume, 400×400×400 fois, soit 64 millions de fois plus volumineux que la Lune.
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Version revue, corrigée et enrichie
du livre de Christian Magnan
La nature sans foi ni loi,
Éditions Belfond/Sciences (1988)
Dernière modification : 13 avril 2005


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