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    Cosmologie - l'invention d'une nouvelle science  
    Emmanuel Monnier - Science & Vie, no. 1133 - 2012-02-01      
    Pour aller au-delà de ce qu'autorise l'astronomie, il a fallu de nouveaux outils : trois principes fondamentaux sous-tendent notre vision du cosmos.  
    Copernic, pour construire une nouvelle représentation du cosmos, avait postulé que le Soleil, et non la Terre, en était le centre. Et que les déplacements observés dans le ciel étaient dus, pour partie, aux mouvements propres de notre planète. Deux principes audacieux mais puissants, qui permettaient de bâtir des cosmologies épurées et - grâce à Kepler, un siècle plus tard - plus efficaces pour rendre compte des observations. Les cosmologistes modernes ont poursuivi dans cette voie : si de nombreuses questions sur la forme et la constitution précises de notre Univers restent sans réponse, ils se sont accordés sur trois grands principes qui sous-tendent leurs visions du cosmos. Trois hypothèses fondamentales qui, mises ensemble, déterminent les modèles "scientifiquement acceptables" d'univers. Chacune s'appuie sur des observations qui rassurent sur leur bien-fondé, ou est une conséquence directe et nécessaire de la relativité générale, seule théorie disponible aujourd'hui (mais jamais prise en défaut !) pour décrire le cosmos dans sa globalité. Ensemble, ces trois principes forment un cadre à l'intérieur duquel les cosmologistes peuvent déployer librement leurs équations pour créer de nouvelles images fécondes du grand Tout.  
1er principe  

L'Univers est le même partout

 
    Qu'est-ce que cela signifie ?
Ce "principe cosmologique" affirme que l'Univers, pour peu qu'on le considère à une échelle suffisamment grande, est homogène (la distribution de matière y est la même partout) et isotrope (ses pro¬priétés sont les mêmes dans toutes les directions). Il n'y aurait donc pas de point privilégié pour l'observer, et encore moins de centre : un corolaire appelé "principe de Copernic", en hommage à celui qui détrôna la Terre du centre de l'Univers.
 
    Pourquoi un tel principe ?
Ce principe cosmologique est nécessaire pour décrire le cosmos dans sa globalité, car si l'Univers était différent partout, comme les astronomes ne peuvent l'observer que depuis notre système solaire, on ne pourrait rien affirmer sur sa structure globale. Il permet d'autre part de choisir parmi différents modèles : sont pertinents ceux qui donnent une image équivalente de l'Univers, quel que soit le lieu d'où on l'observe.
 
    Comment a-t-il été vérifié ?
A l'échelle du système solaire, l'Univers n'est ni homogène ni isotrope. Mais les observations il très grande échelle (de l'ordre de milliards d'années-lumière) montrent que tous les volumes d'Univers sont bien, en moyenne, identiques. Pour preuve, l'image obtenue en 1992 par le satellite Cobe du rayonnement de fond cosmologique (la première lumière de l'univers primordial), qui révéla un univers presque à la même température partout.
 
   

La "cartographie" du rayonnement fossile de l'Univers confirme son homogénéité

 
2e principe   L'Univers est en expansion  
    Qu'est-ce que cela signifie ?
L'espace qui contient notre Univers est dynamique : il est lui-même en expansion perpétuelle. Il ne s'agit pas d'une dilatation de l'Univers dans l'espace, mais d'une dilatation de l'espace, comme si le cosmos était contenu dans une structure élastique qui s'étirerait en tous points indéfiniment.
 
    Pourquoi un tel principe ?
Un espace-temps dynamique est une conséquence incontournable des équations de la relativité générale formulée par Einstein en 1915, dans lesquelles - dès lors qu'on accepte le principe d'un Univers globalement isotrope et homogène -l'espace ne peut être qu'en contraction ou en expansion, mais en aucun cas statique.
 
    Comment a-t-il été vérifié ?
L'astronome Hubble, dans les années 1920, a observé que les galaxies, indépendamment de leurs mouvements propres, se fuyaient les unes les autres à des vitesses d'autant plus fortes qu'elles étaient davantage éloignées l'une de l'autre. Une loi qui ne s'explique que par la dilatation continue de l'espace qui les sépare. Depuis 1998, l'étude du rayonnement de supernovae lointaines révèle que cette dilatation de l'espace, loin de ralentir sous l'effet de la matière qui est censée la freiner, est au contraire en train d'accélèrer. Pourquoi ? C'est justement l'une des grandes questions qui se posent à la cosmologie actuelle.
 
   

L'observation des supernovae de type Ia (ici, Tycho) montre que l'espace qui nous sépare d'elle s'est dilaté de façon accéléré

 
3e noTitre   L'Univers n'a pas de bordcc  
    Qu'est-ce que cela signifie ?
Fini ou infini, l'Univers présente dans les deux cas une même propriété déroutante : il n'a pas de bord.
 
    Pourquoi un tel principe ?
Lucrèce lui-même, au Ier siècle av. J.-C., avait expliqué : si l'Univers a une limite et que je m'en approche, il suffit de tirer une flèche pour que celle-ci la traverse et aille dans un au-delà qui, par définition, fait partie de l'Univers. Aujourd'hui, les géométries non euclidiennes ont remplacé l'archer. La surface de la Terre est un exemple, à deux dimensions, d'un monde fini qui n'a pas de bord : aller tout droit nous ramène sur nos pas. La relativité d'Einstein montre que l'Univers, s'il est fini est un cas similaire mais à trois dimensions. Filer indéfiniment dans le cosmos nous ramènerait inéluctablement sur nos pas.
 
    Comment a-t-il été vérifié ?
Il est impossible d'observer l'Univers à des distances supérieures à celle parcourue par la lumière depuis le big bang. On peut en revanche mesurer la courbure géométrique de l'espace-temps et en déduire si l'Univers est fini ou infini. Comment ? En mesurant les infimes fluctuations du rayonnement de fond cosmologique. Les cartes ultra-précises de ce rayonnement, obtenues par le ballon-sonde Boomerang puis le satellite WMAP, montrent que ces fluctuations forment des taches principales larges de 1° environ. Leur taille dépend du trajet suivi par la lumière fossile avant de nous parvenir, trajet qui dépend de la courbure de l'espace. Un écart angulaire de 1° correspond à une courbure nulle. A l'exacte limite mathématique entre un Univers fini ou infini. Difficile donc de trancher : la balance pencherait d'une quantité infinitési¬male du côté d'un univers fini… ou infini.
 
   

Les fluctuations du rayonnement fossile nous renseignent sur la géométrie de l'espace

 
       
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