L'expansion de l'Univers

L'expansion de l'Univers désigne l'augmentation, au cours du temps, des distances entre les régions de l'espace qui ne sont pas maintenues ensemble par des interactions gravitationnelles suffisamment fortes. Elle constitue l'un des phénomènes fondamentaux de la cosmologie moderne et représente une conséquence naturelle des modèles cosmologiques fondés sur la relativité générale. Cette expansion ne doit pas être imaginée comme une explosion projetant des galaxies dans un espace vide préexistant à partir d'un point central. C'est plutôt la métrique de l'espace à grande échelle qui évolue, de sorte que la distance entre deux galaxies suffisamment éloignées peut augmenter avec le temps même si celles-ci ne se déplacent pas localement à travers l'espace à une vitesse équivalente. À grande échelle, l'Univers est considéré comme approximativement homogène et isotrope, ce qui signifie qu'il présente statistiquement des propriétés similaires dans toutes les directions et depuis toutes les régions suffisamment vastes. Dans ce cadre, aucun emplacement ordinaire de l'Univers n'est considéré comme le centre géométrique de l'expansion. L'étude de cette expansion permet aux astronomes de reconstituer l'histoire cosmique et d'estimer plusieurs propriétés fondamentales de l'Univers, notamment son âge, sa composition et son évolution future.

L'une des principales preuves observationnelles de l'expansion provient du décalage vers le rouge de la lumière émise par les galaxies lointaines. Au début du XX^e siècle, les astronomes constatèrent que les raies spectrales de nombreuses galaxies étaient décalées vers des longueurs d'onde plus grandes, phénomène indiquant généralement un éloignement. Les travaux de Georges Lemaître établirent en 1927 une relation théorique entre l'expansion d'un Univers décrit par la relativité générale et les vitesses apparentes d'éloignement des galaxies, tandis qu'Edwin Hubble publia en 1929 des observations montrant une relation approximative entre la distance des galaxies et leur vitesse de récession. Cette relation est aujourd'hui généralement appelée loi de Hubble-Lemaître. Dans sa forme simple pour les distances relativement faibles à l'échelle cosmologique, elle s'écrit :

où (v) représente la vitesse de récession, (d) la distance et (H_0) la constante de Hubble actuelle. Plus une galaxie suffisamment lointaine se trouve à grande distance, plus son décalage cosmologique vers le rouge est généralement important. Pour les très grandes distances, une description relativiste complète fondée sur l'évolution du facteur d'échelle est toutefois nécessaire plutôt que l'interprétation élémentaire d'une simple vitesse dans l'espace.

La constante de Hubble, notée (H_0), indique le taux actuel d'expansion de l'Univers et constitue l'un des paramètres fondamentaux de la cosmologie. Elle est habituellement exprimée en kilomètres par seconde par mégaparsec, soit km/s/Mpc, ce qui signifie qu'à l'échelle cosmologique la vitesse de récession associée à l'expansion augmente avec la distance. La valeur exacte de cette constante fait actuellement l'objet d'une importante question observationnelle appelée la tension de Hubble. Certaines déterminations reposant sur le fond diffus cosmologique et le modèle ΛCDM conduisent à une valeur voisine de 67 km/s/Mpc, tandis que certaines mesures de l'Univers relativement proche utilisant notamment des étoiles céphéides et des supernovæ de type Ia donnent une valeur autour de 73 km/s/Mpc. La différence entre ces méthodes est suffisamment persistante pour susciter de nombreuses recherches visant à déterminer si elle provient d'effets systématiques non identifiés ou si elle révèle une limite du modèle cosmologique standard. D'autres techniques indépendantes, utilisant par exemple les lentilles gravitationnelles, les étoiles géantes rouges ou certains événements astrophysiques, sont étudiées afin d'améliorer la mesure. La détermination précise de (H_0) est importante puisqu'elle influence notamment les estimations de l'âge et de l'échelle des distances de l'Univers.

Le taux d'expansion de l'Univers n'est pas resté constant au cours de toute son histoire, car il dépend du contenu matériel et énergétique du cosmos. Dans l'Univers très jeune, le rayonnement constituait une composante particulièrement importante et influençait fortement sa dynamique. Lorsque l'expansion réduisit suffisamment la densité du rayonnement, la matière devint la composante dominante et son attraction gravitationnelle eut tendance à ralentir l'expansion. Pendant des milliards d'années, la matière noire et la matière baryonique participèrent parallèlement à la formation des galaxies, des amas et des grandes structures. À une époque beaucoup plus récente de l'histoire cosmique, une autre composante appelée énergie sombre devint dominante dans le bilan énergétique de l'Univers. Dans le modèle ΛCDM, cette composante est représentée par la constante cosmologique Λ et possède des propriétés conduisant à une expansion accélérée. L'histoire de l'expansion peut donc être divisée en différentes périodes au cours desquelles le rayonnement, la matière puis l'énergie sombre ont exercé des influences relatives différentes sur la dynamique globale de l'Univers.

La découverte de l'accélération de l'expansion de l'Univers à la fin des années 1990 a profondément modifié la cosmologie moderne. Deux équipes étudiant des supernovæ de type Ia très éloignées constatèrent que leur luminosité apparente et leur décalage vers le rouge correspondaient à un Univers dont l'expansion récente s'était accélérée plutôt qu'à un Univers subissant uniquement un ralentissement gravitationnel. Ces supernovæ peuvent servir d'indicateurs de distance après calibration de leur luminosité, ce qui permet de comparer leur éloignement à l'expansion cosmique observée. Pour expliquer cette accélération, les cosmologistes utilisent généralement une composante appelée énergie sombre, qui représente aujourd'hui environ les deux tiers du contenu énergétique total de l'Univers dans le modèle ΛCDM. Dans la version la plus simple de ce modèle, l'énergie sombre correspond à la constante cosmologique Λ introduite dans les équations de la relativité générale. Sa densité demeure constante lorsque l'espace se dilate, contrairement aux densités de matière et de rayonnement qui diminuent avec l'expansion. La nature fondamentale de cette énergie sombre reste cependant inconnue, ce qui fait de l'accélération cosmique l'un des grands problèmes ouverts de la physique contemporaine.

L'expansion cosmique agit principalement à de très grandes échelles et ne signifie pas que tous les objets de l'Univers augmentent continuellement de taille. Les atomes ne se dilatent pas avec l'Univers, car les interactions électromagnétiques qui maintiennent leurs constituants dominent très largement les effets de l'expansion à cette échelle. De même, la Terre ne s'éloigne pas progressivement du Soleil en raison de l'expansion cosmique, puisque le Système solaire constitue un système gravitationnellement lié. Les étoiles d'une galaxie ne sont pas non plus simplement entraînées les unes loin des autres par l'expansion, car la gravitation de la galaxie maintient leur organisation générale. Même certaines galaxies voisines peuvent se rapprocher : la galaxie d'Andromède, par exemple, possède actuellement un mouvement global vers la Voie lactée malgré l'expansion générale de l'Univers. L'expansion devient véritablement dominante lorsque l'on considère des distances intergalactiques suffisamment grandes pour que les mouvements locaux et les systèmes gravitationnellement liés deviennent secondaires. Cette distinction est essentielle pour comprendre que la loi de Hubble-Lemaître décrit avant tout le comportement statistique de l'Univers à grande échelle et non chaque mouvement individuel observé dans le cosmos.

L'étude de l'expansion de l'Univers permet finalement de relier son passé primordial, son état actuel et son évolution future. En remontant l'expansion dans le temps, les modèles cosmologiques indiquent que l'Univers était autrefois beaucoup plus chaud et plus dense, ce qui constitue le fondement du modèle du Big Bang chaud. Les observations du fond diffus cosmologique, des supernovæ de type Ia, des oscillations acoustiques baryoniques et de la distribution des galaxies permettent de reconstruire progressivement l'histoire de cette expansion. Dans le cadre du modèle ΛCDM actuel, une constante cosmologique positive implique que l'expansion accélérée devrait se poursuivre indéfiniment si les propriétés de l'énergie sombre ne changent pas. Les galaxies suffisamment éloignées deviendraient alors progressivement inaccessibles à l'observation future, leur lumière étant de plus en plus fortement décalée vers le rouge tandis que les distances augmenteraient. Toutefois, cette prévision dépend de notre compréhension de l'énergie sombre et des lois physiques applicables sur des durées extrêmement longues. Les futures observations cosmologiques chercheront donc à mesurer avec une précision toujours plus grande l'évolution du taux d'expansion afin de déterminer si l'énergie sombre est réellement constante ou possède une dynamique encore inconnue. Comprendre l'expansion de l'Univers revient ainsi à étudier l'un des phénomènes essentiels reliant la géométrie de l'espace-temps, le contenu énergétique du cosmos et l'histoire complète de l'Univers.