L'univers en expansion

La quintessence de la cosmologie

Le fait nouveau récent le plus frappant en cosmologie est apparu dans les études des supernovas, lesquelles révèlent les variations dans le temps de la vi tesse d 'expansion de l'univers.

Au lieu de ralentir, la dilatation de l'univers se fait de plus en plus rapide. Pedro G Ferreira du CERN explique le di lemne auxquels sont confrontés les théoriciens:

accepter la constante cosmologique controversée ou postuler une nouvelle forme de la matière.

Le ciel n'est pas équipé de bornes ki lométr iques et pour mesurer les dis­

tances les ast ronomes doivent localiser des ja lons cosmiques visibles.

Ces indicateurs de distance peuvent être des objets célestes visibles,

c o m m e les étoiles ou les galaxies, ou des phénomènes , c o m m e les

explosions, les lentilles gravitat ionnelles ou la diffusion thermique des

rayonnements de fond au cœur des amas de galaxie.

Tandis-que la lumière de ces ja lons lointains se précipite vers nous, la

dilatation de l'univers étire ses ondulat ions (décalage vers le rouge).

Con fo rmément au modèle c lassique, cette dilatation devrait se ralentir

du fait de l'attraction gravitationnelle.

En 1929 Edwin Hubble avait montré que le décalage était à peu près

proport ionnel à l 'éloignement des galaxies vois ines. Dans l 'hypothèse

que l 'univers se dilatait on pouvait alors montrer que la corrélation notée

par Hubble constituait une est imation directe de l 'expansion de l 'univers

et, par conséquent , une mesure de son âge.

Le résultat obtenu par Hubble témoigne de la difficulté de ces

mesures: l 'univers ne comptai t qu 'un milliard d 'années - bien plus jeune

que la plupart des objets astrophysiques. Les mesures actuel les donnent

un âge généra lement accepté de 15 mill iards d 'années, bien que des

méthodes différentes donnent toujours des valeurs distinctes.

F e u x d ' a r t i f i c e s c o s m i q u e s

Les étoiles massives sont condamnées à une mort v iolente dans des

supernovas. L'énorme écrasement gravitationnel à l'intérieur de ces

étoiles échauffe leur noyau, déc lenchant de nouvel les réactions the rmo­

nucléaires qui dégagent de l 'énergie de fus ion. Une fois son combust ib le

nucléaire épuisé, l'étoile ne peut plus résister à l ' impitoyable attraction

gravitationnelle et elle implose, ce faisant elle cuisine une soupe de

noyaux lourds et compr ime les a tomes qui la const i tuent jusqu 'à l'état de

s imples neutrons.

C o m m e une balle élastique qui a été compr imée, le résidu de l'étoile

se détend alors en donnant une énorme onde de choc qui projette les

débris nucléaires très loin dans l 'espace tout en émettant dans le ciel

une lumière caractérist ique. L'évaluation dans le temps de la bril lance

des supernovas voisines est bien connue , de sorte qu 'en comparant les

Photos d'une supernova à grand décalage vers le rouge découverte

parle programme cosmologie et supernova en mars 1998 (noter

aussi la photo du télescope spatial Hubble). Les supernovas sont de

précieux étalons de distance de l'univers lointain.

variations de bril lance obse rvées (les courbes de lumière) des superno­

vas lointaines à celles des supernovas plus proches on obtient une

mesure précise de leur é lo ignement.

Un inconvénient de la méthode est que ces événements sont rares.

Une galaxie typ ique ne produit que que lques supernovas tous les mille

ans, de sorte que pour en t rouver il faut scruter s imul tanément un grand

C o u r r i e r C E R N Juin 1999 13

L'univers en expansion

nombre de galaxies.

Les groupes Supernovas et cosmologie et Supernovas à Z élevé ont

mis au point une méthode pour examiner puis suivre les explosions de

supernovas. Ils scrutent so igneusement de grandes régions du ciel à la

recherche d'éclairs lumineux soudains de supernovas, puis ils en suivent

so igneusement l'évolution avec des té lescopes optiques, obtenant ainsi

des mesures précises de leurs courbes de lumière et de leurs spectres.

En janvier 1998, le groupe Supernova et cosmologie a présenté sa

moisson de 1997: l 'analyse de 42 supernovas lointaines récemment

découvertes. A la surprise générale, l'éclat de ces supernovas est infé­

rieur aux valeurs attendues dans le modèle habituel d'une décélération

de l'univers. Au lieu de ralentir il semble que la dilatation de l'univers

s 'accélère. Ces résultats sont conf i rmés par ceux de l'équipe rivale de

Supernovas à Z élevé et ils consti tuent maintenant une donnée essen­

tielle dont on doit tenir compte dans les modèles cosmologiques.

L'analyse systématique de ces résultats a été minutieuse, mais il reste

quelques scept iques. Ils font valoir deux critiques principales, d 'abord,

les supernovas lointaines pourraient être moins lumineuses du fait de

poussières interposées qui diffuseraient la lumière. Ensuite, sommes-

nous réellement sûrs que ces explosions d'étoiles lointaines sont iden­

t iques aux supernovas plus proches de nous?

Les deux groupes ont mis sur pieds des campagnes de mesure pour

mieux comprendre les supernovas et les résultats qu'i ls obtiendront à dif­

férentes longueurs d 'ondes leur permettront d'établir les caractéristiques

de la poussière intergalactique avec une grande précision.

U n u n i v e r s e n a c c é l é r a t i o n

Confrontés à un univers en accélérat ion, les physiciens se doivent de l'ex­

pliquer. Ce qui dicte l 'accélération ou la décélération c'est la somme de

la densité d'énergie de la matière présente dans l'univers et de la pres­

sion qu'elle exerce dans les trois directions spatiales. Si cette s o m m e est

positive, la dilatation de l'univers se ralentit; si elle est négative, l'univers

accélère (la densité d'énergie est toujours posit ive).

Par exemple, dans un univers formé essentiel lement de particules

massives ordinaires, la pression est prat iquement négligeable. Par

contre, dans un univers dominé par des photons ou des neutrinos sans

masse, la pression est égale au tiers de la densité d'énergie. Ni dans un

cas ni dans l'autre la pression n'est négative. Donc, dans ces deux cas

l'univers doit ralentir.

Dans un univers en accélération il faut une pression négative pour

contrebalancer la densité d'énergie. La constante cosmologique est alors

la panacée. Introduite par Einstein dans sa théorie de la relativité géné­

ralisée pour compenser l'attraction de la gravité et obtenir ainsi un uni­

vers statique, la constante cosmologique a été d'un côté une technique

de replâtrage commode de la cosmologie du big-bang quand cette théo­

rie ne s'ajuste pas bien aux données, mais de l'autre l'un des grands pro­

blèmes conceptuels de la physique des particules et de la cosmologie.

Le problème a été souvent présenté: si nous addit ionnons les f luctua­

tions du vide pour l 'ensemble des champs quant iques que nous connais­

sons, nous obtenons naturel lement une constante cosmologique dont la

densité d'énergie s'élève à 1 0 2 9 e V 4 . En introduisant une valeur aussi éle­

vée dans la théorie d'Einstein, celle-ci prédit en fait que notre univers

éclate en ne laissant aucune possibilité aux galaxies, étoiles ou planètes

de se former.

Tout cela est bien gênant pour les théoriciens, mais si la constante

cosmologique se réduisait à rien, ils pouvaient toujours garder l'espoir

qu'il ne fallait se soucier de " r ien" .

Il y a eu de nombreuses tentatives pour se débarrasser de la constan­

te cosmologique. L'une des possibilités des plus prometteuses fait appel

à la supersymétr ie - une symétr ie non encore observée entre bosons et

fermions - qui pourrait entraîner une annulat ion exacte entre elles de

toutes les contributions à la densité d'énergie du vide. Les suggestions

sont nombreuses, mais un modèle convaincant n'a pas encore émergé

qui soit susceptible d'expl iquer pourquoi la constante cosmologique est

tel lement petite.

Une possibilité hautement hypothétique fait appel à un aspect parti­

culier de la théorie de la gravitation quant ique. Les fluctuations du tissu

spatio-temporel modifient la topologie locale, créant une mousse quan­

tique de trous et de poignées (trous de ver ) . L'effet global est de tirer la

constante cosmologique vers zéro.

Le problème de l' incorporation de la constante cosmologique dans

une théorie raisonnable de la matière reste sans solution et il est peut-

14 C o u r r i e r C E R N Juin 1999

L'univers en expansion

redsh i f tZ

L'univers en accélération. Tandis que la lumière des étoiles

lointaines se précipite vers nous, la dilatation de l'univers qu'elle

traverse augmente sa longueur d'onde (décalage vers le rouge).

On pensait que cette expansion ralentissait avec le temps, du fait

de l'attraction gravitationnelle. Ce n'est plus le cas! Le

diagramme montre la variation de la brillance (magnitude) en

fonction du décalage vers le rouge pour des échantillons de

supernovas voisines (points expérimentaux de gauche) et

lointaines (partie droite). L'axe vertical représente la magnitude

apparente; les valeurs les plus élevées correspondent à des

objets moins lumineux. Les supernovas les plus lointaines

s'écartent de la ligne droite vers le haut, ce qui montre que la .

dilatation de l'univers s'accélère avec le temps (Programme

Supernova et Cosmologie).

être même devenu plus difficile après les résultats sur les supernovas.

Jusqu 'à présent une annulation exacte était indispensable afin que puis­

se tenir l 'argument qu 'une symétr ie fondamenta le quelconque lui inter­

dirait de prendre une valeur autre que zéro. Cependant, avec la décou­

verte d'un univers en accélérat ion, une annulat ion très spéciale devient

nécessaire - une coordination quant ique de nombres très grands qui

s 'addit ionnent pour donner un nombre tout petit. Si effectivement nous

mesurons une densité d'énergie constante dans les résultats des super­

novas, elle serait plutôt de l'ordre de 1 0 " 3 e V 4 .

L a n o u v e l l e q u i n t e s s e n c e

Pour se tirer de ce mauvais pas, d 'aucuns ont fait récemment appel à

une idée avancée par les cosmologistes au début des années 80. Elle

utilise un type de matière - la qu in tessence - exerçant une pression

négative, ne s 'agglomérant pas aux petites échel les, et qui pourrait

apparaître sous diverses formes: en général on l 'envisage c o m m e un

champ scalaire semblable à celui de la particule de Higgs, mais n'in-

teragissant que de façon incroyablement faible avec les autres parti­

cules du modèle s tandard. Tout c o m m e la quintessence originelle, le

c inquième élément, était une extension du feu , de l 'eau, de la terre et

de l'air, la nouvelle quintessence devrait être ajoutée à la famille cos­

mologique usuelle des baryons, rayonnements, neutr inos et mauviet tes

( les WIMR particules massives interagissant fa ib lement - une forme de

matière noire froide).

De nombreux cosmologistes accueil lent un univers en accélération

avec plaisir. La cosmologie du big-bang postule un proto-univers c o m ­

plètement homogène. Pour expliquer la structure observée de galaxies et

d 'amas de galaxies, ce proto-univers doit contenir des semences gravita­

tionnelles susceptibles de croître pour donner les structures observées.

L'explication préférée pour l'origine des structures à grande échelle

dans l'univers suppose à ces grandes échelles une distribution gaus-

sienne des perturbations, invariante d'échel le, et un mélange bien défini

des quatre "f luides" cosmologiques. Appelé modèle standard de la

matière noire froide, il a fait assez mauvaise figure comparé aux données

de l 'observation: si on s 'en sert pour ajuster les distributions de galaxie

aux petites échelles, il conduit à sous-est imer les structures présentes

aux grandes échelles.

De nombreuses tentatives ont été faites pour l'améliorer, soit en consi­

dérant diverses répartit ions du contenu de matière (en faisant appel par

exemple à des neutrinos massifs ou à la désintégration de particules de

matière noire) ou en réduisant la quantité de matière soumise à une

agrégation gravitationnelle dans l'univers. L'une des options est de pos­

tuler la présence d'une constante cosmologique, A , ou quintessence,

pouvant remédier aux problèmes de structure à grande échelle en aug­

mentant les f luctuations à ces grandes échel les.

Les résultats des supernovas ont donné à ce modèle un avantage sur

ses rivaux basé sur l 'observat ion, et le modèle "A-mat iè re noire froide",

comme on l'appelle maintenant, est devenu l'étalon actuel auquel les

autres modèles de formation des structures doivent être comparés.

P e d r o G F e r r e i r a , CERN

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C o u r r i e r C E R N Juin 1999

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E x h i b i t a n d s p o n s o r s h i p Q ) o p p o r t u n i t i e s a v a i l a b l e ; ,s \ t ( T ) N O W ! f i h » \ ¥ J

F o r i n f o r m a t i o n , c o n t a c t g | | l C e n t e n n i a l C o n f é r e n c e s 3 0 3 . 4 9 9 . 2 2 9 9 p h o n e 3 0 3 . 4 9 9 . 2 5 9 9 f a x < c e n t e n n i a l @ o r c i . c o m > w w w . c e c - i c m c . o r g

C r y o g é n i e s Into t h e N e x t M i l l e n n i u m

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