Parmi leurs questions anodines, nombreuses sont celles qui n'ont pas reçu de réponses malgré les efforts considérables des expérimentateurs comme des théoriciens. Que l'Univers soit fermé ou ouvert, pourquoi sa densité est-elle si proche de la valeur critique ?

Si l'Univers est plat, sa densité W = 1 et le sera toujours, l’Univers est dans un état instable. Si sa densité avait été légèrement différente de 1 quelques instants après le Big Bang, cette différence se serait amplifiée avec le temps. Actuellement toutes les mesures tentent à confirmer que la densité de l'Univers est proche de sa valeur critique. Dans ces conditions, Robert Dicke et P.James Peebles ont calculé qu'il y a 15 ou 20 milliards d'années, la densité de l'Univers devait être égale à 1.0, le premier chiffre significatif étant placé 10¹⁵ positions derrière la virgule !

L'ère de la Grande unification se situe à la fin du temps de Planck et dura à peine 10^-35 sec. A cette époque l'écart entre la densité de l'Univers et sa densité critique était inférieur à 10^-53. Une fraction de seconde plus tard, l'Univers était dans l'état du modèle Standard, c'est-à-dire homogène et isotrope. Comment peut-on expliquer que la densité de l'Univers fut à ce point proche de sa valeur critique ? Le modèle Standard ne l'explique pas.

Le modèle Standard n'explique pas non plus comment s'est formé la matière et pourquoi est-elle aujourd'hui dominée par plusieurs composantes sombres.

Autre objection, pour quelle raison l'Univers est-il homogène à grande échelle et le rayonnement cosmologique isotrope ? L’Univers devait paradoxalement être uniforme dès le départ. Si aucun rayonnement ne peut se propager plus rapidement que la vitesse de la lumière, comment peut-on expliquer qu'à 30 milliards d'années-lumières de distance ce rayonnement soit uniforme ? 

Le modèle Standard n'éclaircit pas non plus le scénario de l'Univers avant le premier centième de seconde, ni le problème de la singularité. Par quel mécanisme les différentes forces de la nature étaient-elles unies, comment se sont-elles découplées ? 

Enfin, le principe anthropique n’a pas de réponse, mais il ne s'agit plus tout à fait d'un problème scientifique mais plutôt du ressort de la philosophie.

 Une tapisserie faites de noeuds et de cordes

En démontrant dans les années 1930 l'existence d'une matière invisible dans les galaxies, Oort et Zwicky mirent le doigt sur un phénomène qui allait déclencher bien des critiques. Plus tard nous avons vu comment Vera Rubin étaya ces observations, déduisant l'existence d'une matière cachée entre les étoiles. Bientôt tout l'espace manquait de la plus grande partie de sa masse et les astronomes durent abandonner leurs préjugés concernant leur conception très simple de l'Univers[1].  

Les acteurs et actrices Jan Oort, Vera Rubin et Fritz Zwicky. Documents Sonoma, Vassar et U.Harvard.

A partir du début des années 1980, les astronomes furent contraints de développer de nouvelles théories pour expliquer l'aspect actuel de l'Univers. Il existe aujourd'hui une centaine de variantes du modèle Standard FRW. Toutes font appel à de la matière ou de l'énergie sombre. Voyons en résumé quels sont les principales théories :

- Le modèle de la matière sombre, froide ou chaude

- Le modèle de l'énergie sombre constituée de cordes cosmiques

- Le modèle de l'énergie sombre constituée de "défaut de texture"

1. Le modèle de la matière sombre

Ce modèle cosmologique est également appelé modèle de la matière sombre ou, bien que le terme soit impropre, modèle de la masse manquante[2]. Il tente d'expliquer comment l'Univers passa d'un état homogène et isotrope, où les propriétés du milieu variaient peu avec une densité W = 1-, un aspect si hétérogène aujourd'hui. Mais le défi est à la mesure de l'Univers : il doit expliquer la formation des galaxies et le fait qu'elles se regroupent en superamas pour tisser une vaste tapisserie sidérale. Il doit en outre conserver les quantités de deutérium et de lithium que l'on observe dans les étoiles; leur rapport ne peut augmenter. Nous en sommes encore très éloigné. Bien que controversée par les scientifiques - elles sortent uniquement de l'imagination des physiciens - ces théories ont le mérite d'essayer d'unifier les quatre forces de la nature. Rendons une fois de plus hommage au travail des physiciens et des cosmologistes.

Simulation de la structure de l'univers en tenant de la matière sombre et froide (CDM). Les galaxies et les amas de galaxies s'agglutinent pour former une sorte de maillage sidéral à grande échelle par attraction gravitationnelle. Mais la seule "masse de lumière" n'explique pas cette structure filiforme et noueuse. Il faut tenir compte d'une matière sombre qui demeure invisible aux instruments. Document DEEP/Lick Obs.

En considérant - et c'est ce que nous détaillerons plus loin - que les galaxies et les amas de galaxies sont issus de fluctuations d'énergie survenues quelques dizaines de milliers d'années après le Big Bang, c'est-à-dire au moment où l'Univers devint transparent pour le rayonnement, permettant à la matière de s'agglomérer, les cosmologistes constatèrent que de petites "rides" de densités ne pouvaient pas former des structures hautement organisées comme le sont les galaxies, un ou deux milliards d'années seulement après le Big Bang. La matière ordinaire ne pouvait s'agglomérer que lorsque le rayonnement était inoffensif, suffisamment refroidit, c’est-à-dire à l’époque du découplage. Mais même ensuite, la matière ordinaire était encore trop chaude - trop agitée et trop rapide - que pour former rapidement des galaxies. Aussi les cosmologistes ont-ils inventé une nouvelle composante à côté de la matière ordinaire, la matière sombre, bientôt complétée par de l'énergie sombre.

Matière froide ou chaude ?

Le modèle de la matière sombre et froide, CDM en abrégé fut introduit en 1982 par P.J.Peebles mais il fut ensuite modifié par plusieurs astronomes, dont Carlos Frenck de l'Université de Durnham[3]. Pour Frenck, toutes les étoiles et les galaxies que nous observons ne sont que la partie émergée dans un océan obscur. Cette matière sombre est dite "froide" car les particules qui la compose se déplacent lentement, à l'instar des molécules d'un gaz qui s'est refroidi. Nous savons que le rayonnement est en équilibre lorsque le temps des réactions est inférieur au temps d'expansion. Dans le cas contraire il y a découplage des composants et la matière se fige. La matière froide offre une plus grande inertie au mouvement et ses composantes sont donc plus lourdes que les particules rapides, dites relativistes. Leur faible vitesse aurait permis la condensation des protogalaxies.

Simulation de la structure des halos galactiques dans un modèle CDM (à gauche) et HDM (à droite), ce dernier comprenant de la matière sombre d'une énergie de 1.5 KeV. L'image couvre un champ large de 3 Mpc. Noter dans le modèle chaud l'absence totale de matière dans les régions vides. Simulation à N-corps réalisée par Bode, Ostriker et Turok. Document Paul Bode/U.Princeton.

Sans preuve d'une matière "chaude" dans l'Univers, de particules figées alors qu'elles avaient encore une vitesse relativiste, (modèle dit HDM) la théorie CDM a le plus de chances d'être vérifié par l'observation, quitte à ce qu'elle soit légèrement adaptée pour expliquer la structure en "bulles" de l'Univers à grande échelle. Ce modèle d'évolution à partir d'une matière froide est largement accepté au point qu'un physicien le dénomma le "canon". Tous cherchent des particules fantômes qui établiraient la jonction entre les forces de la nature, reliquat de la période quantique. Où se cachent les preuves de l'existence de cette matière sombre ?  

Simulations à N-corps de la matière sombre par Bode, Ostriker et Turok Evolution de deux univers de densité différente intégrant de la matière sombre et froide (images de gauche) ou sombre et chaude (images de droite). Mpeg de 126 Kb de Paul Bode/U.Princeton. Evolution de 50 galaxies sur une période de 16 milliards d'années en tenant compte de la matière sombre (en bleu et rouge). Le champ couvre environ 1 Mpc. Mpeg de 3.3 Mb. Document Paul Bode/U.Princeton. Evolution de 100 galaxies sur une période de 10 milliards d'années en tenant compte de la matière sombre dans le halo et inter-amas. Le champ couvre environ 1 Mpc. Mpeg de 2.7 Mb. Doc Paul Bode/U.Princeton.

Les preuves observationnelles

On peut se demander avant toute étude extragalactique, si cette matière est décelable à petite échelle ? Dans un petit volume centré sur le Soleil, on a découvert quelque chose d'étonnant. Dans une sphère centrée sur le Soleil de 5 pc de rayon il existe 61 étoiles. A 10 pc de rayon on en dénombre 300. La masse volumique respective de ces deux sphères est de 0.065 et 0.12 M_¤/pc³. Cela signifie que sur une distance très proche, 26 a.l. en l'occurrence, au lieu d'être constante la densité augmente d'un facteur 2. Le même résultat fut déjà obtenu en 1922 par Jacobus C. Kapteyn.

Mais où peut-on trouver cette matière ? Nous pouvons tenter de trouver de la matière dans le halo sphérique qui entoure la plupart des galaxies. Celui-ci contient au moins autant de matière que les galaxies elles-mêmes. Depuis quelques années on a imaginé qu'il existait de nombreuses petites étoiles brunes très sombres ou des mini trous noirs que les détecteurs pouvaient à peine déceler. La masse des petites étoiles oscillerait entre 0.07 et 0.1 M_¤, celle des mini trous noirs de l'ordre de 0.5 M_¤. Le travail des astrophysiciens consiste maintenant à les localiser sur le fond du ciel. Ces objets peu ordinaires sont appelés des "Massive Astrophysical Compact Halo Objects" ou MACHO[4]. Mais ajoutés aux quelques pourcents de matière visible, il manque malgré tout la plus grande partie de la masse de l'Univers.

On peut envisager la localiser dans l'hydrogène neutre interstellaire qui semble omniprésent. Mais quelle que soit sa forme il ne pourrait contribuer qu'à quelques pourcents de la masse manquante. Quant au rayonnement, les rayons cosmiques (électrons, protons, neutrinos, etc) ne participent qu'à raison d'un millième de la masse nécessaire et le rayonnement fossile qui domina pendant le Big Bang a une masse cent mille fois plus faible que la matière. La masse "manquante" est cachée. Elle existe donc bien et doit se présenter sous la forme d'une matière quelconque mais qui reste invisible aux yeux des détecteurs actuels.

Il existe plusieurs méthodes pour déterminer la quantité de matière sombre présente dans l'Univers :

- Calculer le rapport entre la masse des galaxies et leur luminosité

- Calculer le rapport entre la masse des galaxies et leur  vitesse de rotation

- Calculer le rapport entre la dispersion des vitesses dans un amas de galaxies et sa masse

- Mesurer l'importance du halo X qui entoure les amas de galaxies

- Mesurer l'effet de la distorsion due aux lentilles gravitationnelles

Nous avons déjà évoqué sommairement certaines d'entre elles et nous devons à présent vérifier leur congruence pour élucider le problème de la matière sombre.

Prochain chapitre

Les effets de la matière sombre