Analyse du bilan énergétique de l'Univers (I)

En 1998, pour la toute première dans l'histoire de la cosmologie, les astrophysiciens^[1] ont réussi à dresser le bilan de la quantité totale de matière et d'énergie sombres contenues dans l'Univers. Certains astrophysiciens considèrent qu'il s'agit là d'une découverte scientifique tout aussi importante que la découverte du rayonnement fossile en 1965. Que nous dit ce bilan qui fut affiné en 2005 ?

Ce bilan est tout d'abord un bilan cosmique dans toutes les acceptations de ce terme ! En effet, il s'agit d'un bilan "consolidé" de plusieurs dizaines de bilans individuels relatifs à l'influence gravitationnelle de toutes ses composantes et des processus physico-chimiques bien définis qui affectent l'évolution générale de l'Univers. Citons pêle-mêle la mesure des abondances des premiers éléments chimiques formés durant la nucléosynthèse du Big Bang, les analyses des fluctuations de la température du rayonnement fossile à 2.7 K, de la distribution des étoiles dans les galaxies, de la structure à grande échelle de l'Univers, de la mesure du gaz chaud interamas, de l'analyse spectrale des quasars et des supernovae, de l'analyse des phénomènes de lensing et microlensing ainsi que des contraintes sur la masse des neutrinos. Excusez du peu ! 

A partir de ces estimations, les astrophysiciens sont parvenus à préciser les contributions respectives des différentes composantes de la matière et de l'énergie constituant l'Univers. 

Exprimé en fraction de la densité critique de l'Univers, densité qui assure un juste équilibre entre son effondrement et son expansion infinie, ils sont arrivés aux résultats suivants :  

- Etoiles : 0.5%

- Baryons (total des protons, neutrons et hypérions) : 4 ± 0.6%

- Matière (total) : 27 ± 4%

- Neutrinos : 0.5%

- Energie sombre : 73 ± 4%.

En clair, il manque les 2/3 de l'Univers ! Parmi ces mesures il faut relever que les 73% d'énergie sombre sont de nature et de composition inconnues mais elle participe à l'accélération récente de l’expansion de l'univers mais ne s’y dilue pas. 

La matière sombre exotique représentant environ 23% de l'ensemble se dilue en revanche avec l’expansion de l'univers. Les baryons sont en grande partie sombres et ne brillent pas, sauf dans les amas de galaxies où tous sont visibles. Les étoiles et le gaz interstellaire ou intergalactique sont visibles par leurs rayonnements ou par des phénomènes d'absorption de la lumière mais il est des bandes de longueurs d’onde encore mal explorées où peuvent se cacher de grandes quantités de baryons. Enfin, les éléments chimiques lourds représenteraient 0.03 % de la densité critique de l'univers. Voyons à présent tout cela en détail.

Même si toute la matière baryonique que nous sommes capables de détecter en tirant profit des ondes visibles, infrarouges, radios, X ou g n’atteint pas toujours la valeur de 4% attendue dans les galaxies ou le gaz intergalactique, l’avancée des observations laisse penser qu’on devrait rapidement voir cette matière et compléter le bilan des baryons comme cela a été fait dans les amas de galaxies. Cela dit, les galaxies et les grandes entités cosmiques ne "tournent pas comme il faut" ! 23% de l'Univers est sus forme de matière pesante qui impose son attraction gravitationnelle mais qui n’est pas constitué de matière ordinaire (baryons). 73% de l’Univers est constitué d’énergie sombre, invisible visuellement et indiscernable dans les autres rayonnements.

Si cela paraît sans importance, rappelons que cette masse "manquante" fausse les mesures de vitesse, les estimations des effets gravitationnels ou magnétiques concernant les corps célestes. Mais au-delà de ces mesures grevée d'une sérieuse marge d'erreur, il y a la question de la densité et de l'avenir de l'Univers.

Heureusement, cet inventaire conforte les théories cosmologiques modernes. Les quantités relevées sont compatibles avec les prédictions du modèle inflationnaire aboutissent à un univers plat, sans courbure mesurable. Mais elles mettent également en évidence trois problèmes majeurs relatifs à la matière sombre :

- Où sont les baryons sombres ?

- Qu'est-ce que la matière sombre non baryonique ?

- Quelle est la nature de l'énergie sombre ?

Pour répondre à ces questions, les astrophysiciens ont été chercher des éléments de réponses chez les cosmologistes ainsi que les physiciens, théoriciens et expérimentateurs, qui avaient déjà imaginé divers scénarios pour expliquer la véritable nature de l'Univers en faisant parfois appel à des théories très originales comme les Théories de Grande Unification, les GUT qui fourbissent leurs armes avec des entités aussi abstraites que les axions (des particules de la famille des bosons de Goldstone qui ne respectent pas toutes les lois de conservations fondamentales) ou les cordes cosmiques (des défauts topologiques issus de la théorie inflationnaire).

L'aspect visuel de l'amas de galaxies NGC 2300 (UGC 3798 ou Arp 114) et son aspect beaucoup plus vaste et inattendu dans le rayonnement X tel que photographié par le satellite ROSAT. La galaxie principale de type E-S0 mesure 3' de diamètre et brille à la magnitude 12.1 dans la constellation de Céphée. Document NASA/GSFC.

Grâce à ces travaux qui se sont étalés sur plusieurs décennies, les astrophysiciens nous disent aujourd'hui que le candidat le plus prometteur pouvant représenter les baryons sombres, c'est-à-dire les constituants sombres optiquement parlant de la matière ordinaire, est le gaz chaud diffus. Il est en effet détectable en lumière visible, UV, X et par ses émissions radioélectriques entre les amas de galaxies ainsi que dans le halo qui enveloppe chaque galaxie. 

Les candidats idéaux pour la matière sombre non baryonique sont invisibles et indétectables par nature mais on pense qu'il devrait s'agir de matière sombre et froide constituée de particules élémentaires lourdes et lentes abandonnées peu de temps après le Big Bang, telles que les hypothétiques axions ou les neutralinos que l'on trouve respectivement dans les théories de GUT et de supersymétrie.

Enfin les candidats pour l'énergie sombre font appel à une nouvelle constante cosmologique (l'énergie du vide), un champ scalaire ondulant (une mini-inflation), la quintessence et quelques défauts topologiques comme les cordes cosmiques ou les monopôles.

Bref, cela représente une véritable brigade d'entités très puissamment armées mais inconnues, dont la plupart sont sorties tout droit de l'imagination débridée des physiciens dans le seul but de rendre dame Nature élégante et cohérente dans ses actions.

Ces trois groupes de candidats sont des sortes de mercenaires que dame Nature paye énergie sur l'ongle pour calmer le grand jeu cosmique et réorganiser le Kosmos après le grand Khaos originel. Sans leur intervention, nous ne pouvons pas comprendre l'évolution de l'Univers, mais d'un autre côté leur aspect parfois rébarbatif ne plaît pas à tout le monde, certains les jugeant justes bons à alimenter l'imagination des auteurs de science-fiction. A ceux-là nous disons que les quarks, les neutrinos ou l'antimatière sont également issus de cette armée insolite et invisible et ont accompli des actions au-delà des espérances des physiciens. Nous leur devons une meilleure compréhension de l'Univers et sans eux, nous en serions encore à croire que les atomes et les réactions nucléaires n'existent pas.

Passons donc en revue cette collection d'entités et les contributions possibles des différents candidats évoqués ainsi que leurs points faibles.

La densité critique et l'avenir de l'Univers

Déterminer la quantité et la composition de la matière et de l'énergie contenues dans l'Univers est une question importante et même fondamentale en cosmologie. Les physiciens nous disent qu'aujourd'hui, la densité W_o de l'Univers correspond au rapport entre sa densité totale et sa densité critique d'énergie : 

W_o =  r_t/ r_c

et correspond à la contribution fractionnaire de chaque composante (par exemple les baryons, les photons, les étoiles, etc) à la densité critique. A l'image d'une masse qui s'enfonce plus ou moins dans un filet en fonction de son poids, la densité influence la géométrie de l'Univers :

R²_courb = H_o^-2/(W_o-1)

L'indice"o" fait référence à l'époque actuelle. Le rayon de courbure (ou plutôt k=R^-2) détermine la géométrie spatiale : positive pour une sphère, négative pour une hyperbole et nulle pour un espace plan.

Aujourd'hui, les mesures concordent pour donner à la densité critique une valeur de : 

La constante de Hubble, H_o = 50 km/s/Mpc. Dans un univers visible de 15 milliards d'années-lumière de rayon, cela correspond, en moyenne, à quelques atomes tous les 10m³. 

Malheureusement étant donné que la solution varie comme le carré de H_o, cela signifie que pour une valeur deux fois plus grande de H_o, la densité critique devient 4 fois plus élevée (1.88 x 10^-29 g/cm³). D'après les mesures effectuées par le Télescope Spatial Hubble, la constante de Hubble serait plus proche de 75 km/s/Mpc telle que l'indique le diagramme présenté à gauche.

D'après les analyses spectrales, l'Univers continue son expansion : les galaxies présentent un spectre de raies décalé vers le rouge. Il serait donc ouvert. Seul hiatus, nous ignorons quelle est sa géométrie exacte, un indice qui nous aiderait grandement à apprécier sa forme réelle. 

Le taux actuel de décélération de l'expansion (q_o) dépend de la densité de l'Univers ainsi que de la contribution de la matière et de l'énergie :

Le facteur de décélération q_o et la constante de Hubble H_o sont tous deux liés à la courbure de l'espace. Ils varient en fonction de la densité de la matière.

Deux propriétés contribuent à créer la force de gravité de la matière. L’une est sa "densité d’énergie", qui est égale à sa densité multipliée par le carré de la vitesse de la lumière. Cette quantité est toujours positive. La seconde contribution vient de la pression exercée par la matière sur son environnement à l'instar de la pression engendrée par un gaz. Généralement cette force de pression est très faible comparée à la grande quantité d’énergie potentielle contenue dans la matière. Si on considère que la matière baryonique présente une pression nulle (w= 0), l'énergie du vide présente une pression négative (w = -1) et le rayonnement une pression très faible (w = 1/3) mais suffisante par exemple pour propulser une voile solaire dans l'espace.

L'avenir de l'Univers n'est pas directement déterminé par sa densité critique ou son taux de décélération. En effet, il dépend surtout de la contribution de toutes les composantes de la matière et de l'énergie dans le futur. Ainsi, l'Univers s'effondrera sur lui-même lorsque le taux d'expansion sera nul et l'influence de la gravité dominera les autres forces.

Si l'Univers est uniquement constitué de matière, une courbure positive, W_o > 1 déclenchera à court ou moyen terme son effondrement sur lui-même; si la courbure de l'Univers est négative, W_o < 1, et il poursuivra son expansion à l'infini. Toutefois, des composantes "exotiques", c'est-à-dire constituées d'une matière inconnue, peuvent infléchir cette évolution. Un univers à courbure positive mais constitué d'énergie du vide positive renforcera l'expansion de l'Univers, tandis qu'un univers à courbure négative mais présentant une énergie du vide négative provoquera son effondrement sur lui-même.

Le passé, comme l'avenir de l'Univers, est dominé par le rayonnement : photons, neutrinos et particules exotiques. La prédominance de la matière n'apparaît finalement que comme un épiphénomène à l'échelle cosmique même si ses effets furent localement spectaculaires avec l'apparition de la vie.

Seules la quantité et la composition de la matière et de l'énergie contenues dans l'Univers nous permettent de comprendre son passé ainsi que son avenir. Ainsi que nous l'avons expliqué, cette densité détermine l'âge actuel de l'Univers, l'époque à laquelle s'interrompit l'ère radiative (quelque 10000 ans après le Big Bang), celle à laquelle les petites inhomogénéités se sont formées dans la forme primitive de la matière (entre le découplage électrofaible et l'époque de la recombinaison), de quelle manière se sont formées les grandes structures cosmiques ainsi que la formation et l'évolution des galaxies individuelles.

Pour celui qui se penche sur la cosmologie, voire sur son propre avenir dans une optique spirituelle, il est donc important de savoir quel sera l'avenir de l'Univers.

Mesurer la quantité de matière et d'énergie ainsi que déterminer leur composition respective est un défi. Pas uniquement du fait que les inhomogénéités présentent une grande échelle, de l'ordre de 30 millions d'années-lumière (10 Mpc), mais également parce qu'il peut exister des composantes qui demeurent constantes ou changent très peu au cours de l'évolution (par exemple l'énergie du vide ou les particules relativistes) qui ne se révèlent qu'à travers leurs effets sur l'évolution de l'Univers lui-même. 

Deuxième partie

Inventaire de toute la matière et de l'énergie contenues dans l'Univers