Au début du XX^eme siècle les paléontologues parvinrent à déterminer l'âge des premiers fossiles d'hominidés. Ceux de l'Homo erectus remontaient à 500000 ans. Plus tard les géologues découvrirent que les plus vieilles roches terrestres avaient 2 milliards d'années ! Quant au Soleil, les astronomes estimèrent qu'il existait depuis environ 5 milliards d'années. Le monde semblait donc exister depuis bien avant notre apparition sur Terre. Les scientifiques passèrent l'indication "officieuse" du clergé sous silence et cherchèrent les preuves qui confirmeraient le grand âge de l'Univers.

Nous pouvons remonter la flèche du temps et déterminer l'âge de l'Univers de plusieurs façons :

- En déterminant la quantité restante des isotopes radioactifs,

- En déterminant l'âge des plus vieilles étoiles du halo galactique,

- En déterminant l'âge des plus vieilles étoiles des amas,

- En déterminant l'âge des étoiles naines.

La quantité restante des isotopes radioactifs

La première méthode est basée sur le taux de désintégration des plus vieux atomes instables. La nucléosynthèse permet de synthétiser tous les éléments du tableau de Mendéléev. La mesure de leur abondance relative permet de dater l'époque à laquelle ils furent synthétisés. Les physiciens ont pu déterminer que l'isotope de l'uranium ²³⁵U a une demi-vie (une période) d’un milliard d'années, l'uranium ²³⁸U de 6 milliards d'années, le thorium ²³²Th de 20 milliards d'années tandis que le rubidium ⁸⁷Rb se transforme en ⁸⁷Sr en 47 milliards d'années en moyenne[3]. Ces deux derniers éléments sont utilisés par les géologues et les astrophysiciens pour dater les corps les plus anciens. 

Le rapport de ces isotopes (⁸⁷Sr/⁸⁶Sr = a + b*(⁸⁷Rb/⁸⁶Sr)) donne aux roches terrestres un âge de 3.8 milliards d'années tandis que les météorites atteignent l'âge respectable de 4.56 milliards d'années, conforme à l'âge du système solaire.

Il est cependant plus difficile d'appliquer ces analyses et ces calculs aux gaz et aux poussières qui composent la Voie Lactée et les galaxies car il n'existe pas dans ce milieu de différenciation chimique entre les différents isotopes et seule une estimation des rapports absolus peut être établit. Ceci implique une connaissance du nombre original d'isotopes présent dans la matière ce qui suppose une modélisation de la production de ces isotopes, un travail réservé aux physiciens et aux astrophysiciens nucléaires. 

L'une des méthodes consiste à utiliser le ¹⁸⁷Re qui se transforme ¹⁸⁷Os au bout d'une période de 40 milliards d'années. Nous savons que 15% du ¹⁸⁷Re original a disparu du système solaire, ce qui porte son âge entre 8 et 11 milliards d'années, et qu'aucun atome de rhénium ou d'osmium n'a été fabriqué depuis 4.56 milliards d'années. Si tous les éléments se sont formés directement peu après le Big Bang, l'univers serait donc âgé tout au plus de 11 milliards d'années. En revanche, si ces éléments sont élaborés de façon continue et à un taux constant, l'âge moyen de l'univers serait  de (11x2 - 4.56 Ma), soit  17.5 milliards d'années.

La troisième méthode consiste à établir l'âge des plus vieilles étoiles d'après leur composition chimique. Tous les objets stellaires peuvent être reportés dans un diagramme de Hertzsprung-Russel, dont les paramètres sont la masse et la luminosité ou leurs équivalents. Les amas globulaires contiennent de nombreuses étoiles géantes et comptent parmi les objets les plus âgés. Lorsqu'une étoile vieilli sa courbe d'évolution s'écarte de la Séquence principale; son combustible nucléaire s’épuise, sa température superficielle et sa couleur spectrale diminuants.

L'âge des amas globulaires Messier 55 dans le Sagittaire compte parmi les plus vieux amas globulaires. La plupart des étoiles qu'il contient sont des géantes rouges disposées à droite du diagramme HR. Document SWOPE/CAMK.

Etant donné que la luminosité d'une étoile varie comme M³ ou M⁴, sa durée de vie sur la Séquence principale varie comme :

t = M/L = k/L^0.7 à une constante près.

En mesurant la luminosité des étoiles les plus brillantes sur la Séquence principale (SP) dans les amas constitués de plusieurs milliers d'étoiles, on peut obtenir une limite supérieure pour l'âge de l'amas :

t < k/L (SP_max)^0.7 

Appliquée aux amas globulaires, cette technique a permis en 1996 à Chaboyer et son équipe de leur donner tout d'abord un âge compris entre 12 et 17 milliards d'années[2]. Des résultats plus récents établis à partir des mesures astrométriques du satellite Hipparcos indiquent cependant que les étoiles analysées sont plus éloignées que prévu, et donc plus lumineuses. Il en résulte un léger rajeunissement de ces amas, estimé par Gratton et son équipe entre 8.5 et 13.3 milliards d'années, par Reid entre 11 et 13 milliards d'années, et enfin réestimé par Chaboyer et son équipe à 11.5 ± 1.3 milliards d'années. On peut donc fixer l'âge moyen des plus vieux amas globulaires à environ 11.5 milliards d'années.

L'âge des étoiles naines

Enfin, les éléments radioactifs ont également été retrouvés dans les couches superficielles des étoiles naines blanches. On peut aussi déterminer leur concentration et l'intervalle de temps écoulé depuis leur formation. Enfin on peut rechercher les étoiles naines les plus pâles pour estimer le temps qu'il a fallut pour qu'elles se refroidissent. Oswalt et son équipe évaluent l'âge des étoiles naines du disque galactique à 9.5 ± 1.1 milliards d'années et l'âge de l'Univers 2 milliards d'années plus âgé, soit 11.5 milliards d'années. 

Ces quatre méthodes donnent donc à l'Univers un âge qui semble converger vers la valeur de 11.5 milliards d'années.

Ces méthodes de calcul déterminent en quelque sorte l'âge "chimique" de l'Univers, la période à laquelle les premières réactions de fusion formèrent les éléments.

 Nous pouvons également connaître l'avenir de l'Univers à partir de 3 paramètres (l'indice o faisant référence à l'époque actuelle) :

- La constante de Hubble, H_o

- Le facteur de décélération, q_o

- La densité de la matière, W_o.  

Les deux premières méthodes permettent de calculer la distance des galaxies. Leurs valeurs permettent de fixer une limite maximale pour l'âge de l'Univers, appelé l'âge ou le "temps de Hubble". Ces deux méthodes furent améliorées par Allan Sandage en 1970. La constante de Hubble H_o et le facteur de décélération q_o, sont tous deux liés à la courbure de l'espace. Ils varient en fonction de la densité de la matière, des amas de galaxies sans oublier l'extinction de la lumière par la poussière[4].

La constante de Hubble détermine à la fois l'âge de l'Univers et son taux d'expansion. "H_o" varie entre 50 et 100 km/s par Mpc. Il y a lieu de prendre la valeur de cette constante avec circonspection, car elle signifie qu'à 1 Mpc la vitesse d'une galaxie oscille entre 50 et 100 km/s ! Mais lorsque le décalage vers le rouge (redshift Z) égal 1, la vitesse de l'objet serait égale à "c". Selon la loi d'Einstein il devrait convertir toute sa masse en énergie, or le quasar PC 1247+3406 découvert en 1991 par Donald Schneider donne Z = 4.9. La constante de Hubble n'est pas linéaire et une correction relativiste s'impose pour rétablir cette concordance, ce qui est expliqué dans le tableau ci-dessous à agrandir.

Les mesures astrophysiques et cosmologiques récentes convergent pour donner à l'univers un âge (et donc un rayon) compris entre 13 et 15 milliards d'années. Si "H_o" diminue le rapport c/H_o augmente dans les mêmes proportions, gonflant du fait même le volume de l'Univers. Mais la loi de Hubble présente quelques anomalies. Certaines zones de l'Univers sont vides de quasars, n'appliquant pas la loi de façon linéaire. D'autres régions semblent influencées par des phénomènes gravitationnels locaux combinés avec des phénomènes globaux. Mais d'autres facteurs sont plus trompeurs.

En 1976, Gérard de Vaucouleurs résuma la façon d’évaluer la constante de Hubble en rappelant les différents indicateurs de distances[5]. Malheureusement Sandage et Tammann de l’observatoire du mont Palomar ne l’entendaient pas ainsi et n’utilisaient qu’un seul indicateur de distance pour chaque échelle. La constante de Hubble évaluée par de Vaucouleurs est en général deux fois plus élevée que celle évaluée par Sandage et son équipe, H_o=100 contre 50 km/s/Mpc.

En 1994, Nature publia deux nouvelles mesures effectuées l’une au Télescope Spatial Hubble, la seconde au télescope CFH de 3.60 m de l'île Hawaii s’échelonnant entre 80 et 85 km/s/Mpc. Aujourd'hui les nouvelles mesures du HST se rapprochent plus encore de 75 km/s/Mpc. Ces valeurs sont tout à fait en accord avec les mesures de de Vaucouleurs à condition d’inclure l’extinction de la luminosité due à la Voie Lactée.

La constante de Hubble Les différentes valeurs assignées à la constante de Hubble. A l'extrême droite des diagrammes figure les nouvelles données du HST. Documents U.Harvard/J.Huchra.

Prochain chapitre

Les incertitudes