La structure de l'Univers

Les structures cosmiques : des hauts et des bas (II)

Si notre intuition et l’analyse statistique confirment cette tendance au regroupement, pour expliquer ces concentrations de matière à un aussi grande échelle, la forte hiérarchisation des structures cosmiques et le défaut de masse de l'Univers, nous devons malgré tout remettre en question les théories cosmologiques standards. Si les calculs réalisés par Zel’dovitch en 1979 prédisent que l'espace doit être très grumeleux à grande échelle, les valeurs observées dépassent toutes ses prévisions.

Les astronomes furent dès lors forcés de considérer l'hypothèse que nous avons entrevue précédemment : après une phase initiale lisse et ordonnée, où l'expansion de l'Univers suivait les solutions des équations d'Einstein, ce sont les fluctuations survenues pendant la phase inflationnaire qui ont servi de "défauts topologiques", de "noyau de condensation" à la matière. Mais quelle est l'origine de ces fluctuations, sont-elles apparues ab initio, antérieurement au temps de Planck ou sont-elles apparues au cours de l’expansion ? Nous ne le saurons pas d'aussitôt.

Rappelons que ces théories remontent aux années 1970, époque durant laquelle les théories de Grande Unification seront au premier plan avec la découverte de l’unification électrofaible qui marqua d’une pierre blanche la carrière du physicien Steven Weinberg et de ses collègues Salam et Glashow. Si les chercheurs pouvaient unir les forces de la nature, rien n’empêcherait d’imaginer que cette simplicité naturelle ne se retrouvait pas dans l’univers des galaxies.

Les physiciens se tournèrent alors vers la théorie du Big Bang. Ils se demandèrent si des fluctuations d’énergie n’avaient pas pu modifier la densité baryonique, c’est-à-dire le rapport du nombre de photons sur le nombre de baryons, évalué à 10¹¹:1. Si les physiciens pouvaient évaluer cette entropie par baryon ils pourraient avoir quelques indices leur permettant d’expliquer la structure actuelle de l'Univers. Pour y parvenir nous devons imaginer deux types de fluctuations :

- Des fluctuations adiabatiques où le rayonnement et la matière se dégradent ensembles : le rayonnement se refroidit et les plus petites structures baryoniques sont détruites de l'intérieur par les photons qu'ils renferment. Dès lors seules les formations à grande échelle, tels les amas de galaxies peuvent se matérialiser.

- Des fluctuations isothermes où le rayonnement ne fluctue pas tandis que la matière subit des perturbations, devenant de moins en moins dense avec le temps. De gigantesques masses gazeuses peuvent ainsi survivre jusqu'à la phase gazeuse (ère stellaire).

Les physiciens représentatifs de ces deux écoles sont Y.Zel’dovitch pour la première, le père de la bombe H soviétique et J.Peebles de l’Université de Princeton pour la seconde, l’un des physiciens les plus géniaux qui rata de peu la découverte du rayonnement fossile à 2.7 K.

Les acteurs Yakov Zel'dovitch et P.J.Peebles. Documents Sonoma.

Dans les deux cas de figure la matière se regroupe par effet gravitationnel. Le modèle adiabatique[5], également appelé modèle "Top-down" ou "blinis" par référence à la fragmentation des grandes structures cosmiques, prévoit la formation des superamas (10¹⁵ M_¤) avant celui des galaxies. Il est conforme aux théories de Grande Unification des forces. Mais il est en désaccord avec l'observation car l'amplitude des fluctuations de densités est trop faible pour expliquer l'hétérogénéité de l'Univers.

En effet, nous savons que ces fluctuations ont varié au rythme de l’expansion de l’univers et finirent par atteindre l'horizon cosmologique (c.t). Aujourd'hui, le rayonnement est uniformément réparti dans l'Univers, ses fluctuations sont de l'ordre de l'unité, et sur une échelle de quelques minutes d’arc sa température est constante jusqu’à une partie pour 50000. Au moment de la recombinaison, quelque 300000 ans après le Big Bang, le produit ct³ valait environ 10^-4. Si la taille de l'Univers a grandit d'un facteur 1000, de telles fluctuations étaient bien trop faibles pour expliquer l'aspect actuel des amas et des superamas de galaxies. Marc Davis, Margaret Geller, Robert Kirshner et leurs collègues ont démontré que les bulles vides de matière étaient beaucoup plus vastes que prévues. L’existence des "murs" et des "filaments" de galaxies ne s’expliquent pas à travers cette théorie.

Autour de C.Frenck, les physiciens ont alors apporté des corrections à cette théorie "Top-down" de façon à pouvoir expliquer les fluctuations de moins de 0.01% du rayonnement fossile. Il ont baptisé cette variante, le modèle de la "matière sombre". Il s’agit d'un modèle adiabatique, chaud ou froid dans lequel la matière n'est pas visible et est constituée de neutrinos massifs. Son avantage est d'aboutir à une densité égale à 1 sans qu'interviennent les baryons (qui donnent moins de 20% de la densité de l'Univers).

Le modèle adiabatique expliquerait également la forme des structures cosmiques. Avant la recombinaison, les électrons libres exerçaient une pression isotrope sur les fluctuations de densités. Les seules entités qui auraient pu se former devaient être sphériques. Après la recombinaison, la plupart des électrons libres ont été capturés par les noyaux. Dès cet instant il n'y eut plus de pressions isotropes sur la matière et la gravité put agir librement.

Tous les astrophysiciens s'accordent à dire qu'un objet irrégulier a très peu de chance de s'effondrer symétriquement (avec la même amplitude) dans les trois directions au même moment. Ceci explique comment la gravité créa facilement des formes allongées, des "crêpes" ou des filaments qui donneront naissance aux superamas. Les simulations numériques réalisées par C.Frenck et P.Shapiro indiqueraient que ces structures se fragmenteront (10⁸ M_¤) jusqu'à disparaître au profit de concentrations irrégulières de matière. Notre Univers étant en expansion pour quelques dizaines de milliards d'années encore, les zones vides de galaxies que nous observons actuellement seraient l'une des étapes préliminaires de cette dilution progressive.

Le modèle isotherme[6] quant à lui prévoit la formation des petits amas d'étoiles, des amas globulaires de 10⁶ M_¤ avant leur regroupement dans des amas de galaxies et des superamas. Et de fait, statistiquement les étoiles, les galaxies et les amas ont plus de chances d’être proches les uns des autres qu’isolés à la périphérie d’un groupe. Mais rien n'indique en réalité que l'Univers s'est construit de cette façon. Ce modèle reste intéressant dans la mesure où les fluctuations se produisent à toutes les échelles et les plus petites structures ne sont pas entravées par l'énergie des photons. Il est également plus souple dans la mesure où les physiciens peuvent choisir librement les conditions initiales de température pour obtenir les faibles fluctuations thermiques que nous observons dans le rayonnement à 2.7 K.

Mais ce modèle a un inconvénient car il est lié aux développements des théories de Grande unification. Celles-ci prédisent en effet que le rapport du nombre de photons sur le nombre de baryons reste constant tout au long de l'évolution de l'Univers. Or par définition, le modèle isotherme entraîne une variation de ce rapport.

En résumé, après un début calme où les propriétés de l'Univers sont restées identiques à 0.01% près une fraction de seconde, l'Univers se "cristallisa" durant les premières centaines de milliers d'années et devint grumeleux. On ignore par quel processus la tapisserie sidérale apparu. On suppose que c'est l'attraction progressive des neutrinos, voire de particules nouvelles et des premiers atomes qui condensa la matière, dans un ordre qui reste à élucider. Aucune théorie n'est aujourd'hui déterminante, mais l'état actuel de l'Univers semble confirmer partiellement l'un et l'autre scénario ainsi que nous allons le découvrir.

Finalement tout ce que l’on sait, c’est que la gravitation a joué le rôle de Grand attracteur… Aujourd’hui, pour comprendre ces théories les physiciens doivent intégrer la physique des particules élémentaires qui fait jouer un rôle de premier plan à l’inflation. Malheureusement nous sommes encore loin de la solution. Une chose est certaine : l’Univers nous cache la clé de son destin[7].

La percolation et l'Univers fractal

Jusqu'à présent, pour expliquer la répartition des galaxies dans l'Univers nous n'avons étudié que des théories purement qualitatives. Mais celles-ci, comme les tableaux impressionnistes cachent une grande part de subjectivité. De façon à y voir plus clair parmi les multiples théories et pour éliminer les modèles incohérents, les théoriciens ont proposé des modèles statistiques plus quantitatifs, plus objectifs de la distribution des galaxies. Parmi ceux-ci nous devons citer le mécanisme de percolation qui nous vient de l'école soviétique et les fonctions de corrélation, plus connues à travers la théorie fractale.

La percolation[8] se base sur une méthode assez simple que chacun de nous a déjà mis en pratique le jour où nous avons essayé de reconnaître les constellations. Imaginons un ensemble d'étoiles réparties au hasard dans le ciel. Autour de chacune d'elle nous pouvons tracer des cercles de différentes tailles de manière à les englober toutes graduellement. Si les cercles sont trop petits toutes les étoiles resteront isolées et leur distribution paraîtra aléatoire, sans ordre défini. Il en sera de même si le cercle fini par englober tout le ciel, nous ne découvrirons aucune structure, aucune constellation. Il existe donc une dimension critique où le rayon de chaque cercle met en évidence des structures, les constellations tout en isolant certaines étoiles éloignées, c'est la percolation. Ces regroupements font apparaître un ordre, ici représenté par une succession d'étoiles ou des filaments, là par des amas compacts hiérarchisés. Cette méthode fut appliquée par Peebles à l'Université de Princeton pour démontrer la structure filamentaire de l'Univers. Le rayon critique qu'il utilisa est de l'ordre de la distance qui sépare les amas de galaxies. Mais il reste de nombreux petits amas isolés qui n'entrent dans aucun système et qui conduisent à penser que le modèle de la percolation n'est pas une méthode suffisamment fiable pour expliquer la distribution des galaxies.

Modeste ou clairvoyant, il concluait que son "modèle cosmographique ne doit pas être pris trop au sérieux". Dans l'édition de 1989 il notait toutefois en post scriptum "les corrélations théoriques entre les densités des galaxies se trouvent être identiques aux résultats obtenus de façon empirique par Peebles ou de Vaucouleurs"...

Si ces deux théories expliquent relativement bien l'aspect actuel de l'Univers, leur imprécision nous pousse à élaborer d'autres modèles, plus adaptés à la dimension spatiale de l'Univers. Nous pouvons essayer d'évaluer la contribution des particules massives (hypothétiques) sur la matière contenue dans l'Univers. L'autre hypothèse, telle un refrain, nous revient à l'esprit; c'est le modèle de la matière sombre. Mais chacun sait quelles difficultés attendent le chercheur lorsqu'il travaille dans le noir... Ce sujet mérite une attention particulière que nous développerons lorsque nous discuterons des problèmes du modèle Standard.

Prochain chapitre

L'avenir de l'Univers et le problème de la matière sombre

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