Pour paraphraser un adage célèbre sur un métier présumé le plus vieux du monde, on pourrait dire de l’astronomie que c’est la plus vieille science du monde. L’archéologie nous a livré un nombre impressionnant de vestiges dont la vocation première semble avoir été l’observation des étoiles. Cette préoccupation est un trait commun à toutes les civilisations : on en voit les traces en Mésopotamie, en Egypte, en Chine, en Amérique précolombienne mais aussi dans l’Europe mégalithique.

L’antiquité

Si l’astronomie a, dès son apparition, fait appel à des techniques d’observation que l’on pourrait qualifier de protoscientifiques, la cosmologie est longtemps restée ancrée à la mythologie ou soumise au dogme religieux. Aristote (né en -384, mort en -322) résume bien cette dichotomie qui a durablement influencé l’histoire de la pensée humaine : il y a d’un côté le monde sublunaire, celui de la terre, par nature imparfait, et le monde supra-lunaire, celui des astres, qui ne peut être que parfait. D’ailleurs cosmos ne veut-il pas dire monde ordonné ?

La position d’Aristote nous paraît aujourd’hui d’un dogmatisme assez incompréhensible pour un esprit par ailleurs très ouvert. Il faut se garder de tout anachronisme : elle était dans le droit fil de la philosophie platonicienne (Aristote était un disciple de Platon) et était partagée par la plupart de ses contemporains. Cette posture doctrinale n’a d’ailleurs pas empêché les grecs de contribuer au développement de la géométrie et de l’astronomie.

On doit d’ailleurs à l’un d’eux, Aristarque de Samos (né vers -310, mort vers -230) d’avoir, le premier, formulé l’hypothèse que la Terre tournait autour du Soleil. Il ne parviendra pas à convaincre ses contemporains qui se rangeront en grande majorité derrière le modèle des sphères de cristal d’Aristote.

Hipparque (né vers -190, mort en -120), mathématicien et astronome, se range parmi ceux-ci. Il est pourtant considéré comme l’un des plus grands astronomes de l'Antiquité. Il fut le premier à développer des modèles précis du mouvement de la Lune et du Soleil. C’est à lui que l’on doit la théorie des épicycles qui permet de concilier le mouvement apparent des planètes avec l’hypothèse géocentrique d’Aristote.

La théorie des épicycles va parvenir à sa forme la plus aboutie avec l’astronome égyptien Claude Ptolémée (né en 90, mort en 168) qui réalisera une compilation des connaissances accumulées dans la Grèce antique sur le mouvement des étoiles. Son livre, l’Almageste, fera autorité jusqu’à la fin du Moyen-âge.

L’astronomie en Europe

Pour l’église catholique, le modèle géocentrique constituera pendant des siècles l’alpha et l’oméga de la pensée scientifique : le dogme qu'il était dangereux de vouloir contester. Josué n'a-t'il pas arrêté la course du Soleil au dessus de Gabaon lors du siège de cette ville ? Comment concilier le récit de la Bible avec un modèle qui ne serait pas géocentrique ?

Nicolas de Cues (1401-1464), cardinal, évêque et féru d’astronomie, est le premier à mettre en doute publiquement la distinction entre monde sublunaire et supra-lunaire. Il rejette également la limite imposée par Aristote à l’Univers : cette sphère des fixes qui englobe les sphères de cristal sur lesquelles les planètes décrivent leur épicycle.

Le coup de boutoir qui va ébranler définitivement le dogme aristotélicien est donné par l’astronome polonais Nicolas Copernic (1473 – 1543). Copernic est chanoine et médecin. Il rejette la théorie géocentrique et défend un modèle héliocentrique, beaucoup plus simple et logique que celui de Ptolémée. Le début du XVIème siècle n’est pas la période la plus propice pour remettre en cause le dogme religieux. Son livre, De revolutionibus orbium coelestium, ne paraîtra que l’année de sa mort, en 1543.

Le danois Tycho Brahe (1546 – 1601) a la chance de vivre dans un pays qui n’est pas soumis à l’autorité spirituelle de Rome. Il peut donc exercer librement son activité tout en professant son adhésion à la théorie de Copernic. Il établit un catalogue précis des étoiles mais ne parvient pas dégager une logique d’ensemble car il ne remet pas fondamentalement en cause le système des épicycles. Il les déplace simplement pour les centrer sur la position de Soleil.

Son assistant, l’allemand Johannes Kepler (1571-1630) poursuivra ses travaux. Il se résout à abandonner l’idée des orbites circulaires et met en évidence la nature elliptique de l’orbite des planètes ainsi que la loi des aires qui régit leur mouvement. Galileo Galilée (1564 – 1642), en se basant sur les observations qu'il fit avec une lunette astronomique perfectionnée par ses soins, sera un farouche défenseur du système héliocentrique de Copernic. Malheureusement pour lui, il vit à l’époque de la contre-réforme : l’église catholique s’arcboute sur ses principes. La Terre ne peut pas tourner autour du Soleil puisque Josué a pu arrêter la course du Soleil au cours d’une bataille décrite dans la Bible ! Galilée sera contraint de se rétracter.

Galileo Galilei

La publication du livre Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica par Isaac Newton ( 1643-1727 ) en 1686 donne un cadre théorique aux observations des astronomes. C’est ainsi que Edmond Halley, astronome britannique né en 1656 et mort en 1742, peut avancer en 1705 l'hypothèse que les comètes apparues en 1531, 1607 et 1682 sont une seule et même comète décrivant une orbite elliptique en 76 ans. Sa prédiction sera vérifiée lors de son passage suivant, en 1759. On lui donna le nom de comète de Halley.

L’astronomie au XVIIIème siècle et au XIXème siècle

Au XVIIIème siècle et au XIXème siècle, la tâche des astronomes semblent être de poursuivre le travail de cartographie du ciel de leurs aînés. L’amélioration de la qualité et de la précision des lunettes astronomiques permet en effet de voir toujours plus loin. William Herschel (1738 – 1822) découvre Uranus en 1781. Urbain Le Verrier (1811 – 1877) prédit l’existence de Neptune en analysant les anomalies de trajectoire d’Uranus. Neptune sera effectivement observée en 1846.

C’est à peu près à la même époque que Friedrich Wilhelm Bessel (1784 – 1846) mesure avec précision la distance des étoiles les plus proches. Par ailleurs, on commence à répertorier les différents types d’étoiles. C’est ainsi que William Herschel (1738 – 1822) observe la première naine blanche en 1783. Edward Pickering (1846 – 1919) découvrira en 1910 qu’en plus d’être une étoile naine, ce type d’étoile a des propriétés spectrales tout à fait particulières. Ejnar Hertzsprung (1873 – 1967) et Henry Norris Russell (1877 – 1957) établissent au tout début du XXème siècle une classification des étoiles selon leur luminosité et la température de leur rayonnement.

Diagramme de Hertzprung-Russel Creative Common Attribution-Share Auteur: Richard Powell

A cette époque, il semble que la quasi-totalité des mystères de la physique on été percés. Personne n’imagine que la résolution des problèmes laissés en suspens va entraîner une profonde remise en cause des fondements mêmes de la physique ! Au début du XXème siècle, on pense donc avoir une idée assez précise de l’Univers qui nous entoure. Pour la communauté des scientifiques, l’ensemble des étoiles est regroupé dans la voie lactée. Celle-ci est le cadre immuable dans lequel elles évoluent. L'origine du rayonnement des étoiles reste par contre un mystère. Si on l’analyse au moyen des lois de la thermodynamique découvertes au cours du XIXème siècle, celles-ci devraient avoir épuisé leur  carburant en un temps qui semble incompatible avec l’âge avancé par les géologues pour les roches les plus anciennes.

Naissance de l'astronomie moderne et de la cosmologie scientifique

La relativité générale d’Einstein va bousculer les convictions les plus fermement établies. Les astronomes vont tout de suite comprendre le parti qu’ils peuvent tirer de cette théorie. Dès 1916, L’astrophysicien Karl Schwarzschild (1873 – 1916) résout analytiquement l’équation d’Einstein dans le cas d’un univers à symétrie sphérique. La métrique de Schwarzschild permet de prédire la déviation des rayons lumineux à proximité d’une étoile massive. Sir Arthur Eddington (1882 - 1944) confirmera cette prédiction lors d’une éclipse totale du soleil en 1919.

Karl Schwarzschild remet également au goût du jour une idée avancée à la fin du XVIII^ème siècle par John Michell (1724 - 1793) et Pierre Simon de Laplace (1749 - 1827). Ils avaient tout deux montré qu’une étoile de masse suffisante pouvait avoir une vitesse de libération telle que la lumière ne pourrait pas s’en échapper. Ce n’est que beaucoup plus tard qu’on baptisera trou noir ce type d’étoile. Malheureusement pour la science, Schwarzschild mourra quelques mois plus tard des suites d’une maladie contractée pendant la première guerre mondiale, alors qu’il était sur le front.

En 1917, le néerlandais Willem de Sitter (1872 – 1934) donne la solution des équations d’Einstein pour un univers dépourvu de matière. Il montre que celui-ci est en expansion.

Alexander Friedmann

En 1924, le mathématicien russe Alexandre Friedmann (1888 - 1925), analyse en profondeur le cas d’un univers homogène et isotrope. Il confirme la possibilité d’un univers en expansion. Einstein rejette cette hypothèse : il a justement introduit une constante dans son équation pour garantir un univers statique. Einstein dira à Friedmann : « vos mathématiques sont excellentes mais votre physique est abominable ». Alexandre Friedmann ne parviendra pas à convaincre Einstein : il meurt en effet de la typhoïde l’année qui suit la publication de ses résultats. Georges Lemaître, chanoine et physicien belge (1894-1966), a travaillé de son côté sur les mêmes hypothèses que Friedmann et est parvenu au même résultat. Il en fait état en 1927 et évoque la possibilité de la naissance de l’Univers sous la forme d’un atome primordial d’une densité quasi-infinie.

En 1920, Vesto Slipher (1875 - 1969) est le premier à mettre en évidence l'existence d'autres galaxies. Cette découverte est confirmée en 1924 par Edwin Powell Hubble (1889 - 1953), astronome américain travaillant à l’observatoire du Mont Wilson. Celui-ci découvre ensuite que celles-ci s’éloignent à une vitesse proportionnelle à leur distance. C’est la démonstration que Friedmann et Lemaître avaient raison. Einstein reconnaît son erreur et supprime la constante cosmologique de son équation au grand dam de George Lemaître. Celui-ci estime en effet qu’elle demeure indispensable même si elle n’a pas la valeur calculée initialement par Einstein.

En 1933, l'astronome suisse Fritz Zwicky (1898 – 1974) qui travaille à l’observatoire du Mont Palomar remarque, en étudiant un groupe de galaxies dans l’amas de Coma, que celles-ci ont une vitesse de rotation supérieure à la vitesse attendue. Il en déduit qu’une part importante de la masse présente dans l’Univers échappe à notre observation directe. Cette observation va aiguillonner la curiosité des astrophysiciens qui vont améliorer leurs instruments d’observation et en inventer d’autres pour trouver la masse manquante. On a beaucoup progressé depuis mais une quantité importante manque toujours à l’appel. On lui donnera le nom de matière noire.

A cette date,la compréhension que l’on a des mécanismes de la physique nucléaire a permis de mieux appréhender le principe de fonctionnement des étoiles. Dès 1919, Jean Perrin (1870 – 1942) a suggéré que l’énergie des étoiles pouvait provenir de la réaction de fusion Hydrogène - Hélium. Arthur Eddington est parvenu aux mêmes conclusions en s’appuyant sur les travaux d’un de ses compatriotes, Francis Aston (prix Nobel de chimie 1922) sur les isotopes. Les recherches de George Gamow (physicien né en Russie en 1904 et mort en 1968 aux Etats-Unis) et du britannique Robert d'Escourt Atkinson (1898 – 1982) ont permis de mieux comprendre les réactions nucléaires au cœur des étoiles.

On peut donc esquisser le cycle de vie d’une étoile, sa naissance, se phase de maturité, sa mutation en géante rouge lorsqu’elle a épuisé une bonne partie de son carburant nucléaire, puis son effondrement en naine blanche. En 1930, le physicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar (1910 – 1995) décide de consacrer sa thèse à la structure interne des étoiles. Il calcule la masse maximale des naines blanches et il prédit qu’une étoile de masse supérieure ne peut supporter la pression gravitationnelle : elle doit donc s'effondrer en une étoile de densité colossale. Il publie ses travaux en 1935. Lorsqu’il prend connaissance des travaux de Chandrasekhar, Eddington a une réaction semblable à celle d’Einstein vis-à-vis des calculs de Friedmann. L’existence de tels objets stellaires lui paraît hautement improbable.

En 1936, Fritz Zwicky, toujours lui, découvre des étoiles d’un genre très spécial. Il les baptise supernovæ. Il prédit l’existence des étoiles à neutrons (sans faire le lien avec les travaux récents et controversés de Chandrasekhar). Zwicky n’a pas la compétence théorique nécessaire pour étayer son intuition. Le physicien russe Lev Davidovitch Landau (1908 – 1968) développera des arguments plus solides en faveur des cœurs de neutrons mais ses hypothèses sont partiellement erronées. C’est finalement Robert Oppenheimer (1904 – 1967), le futur directeur du projet Manhattan, qui publiera les calculs les plus convaincants et déterminera la masse maximale de ce type d’étoiles.

Le modèle d’expansion cosmique défendu par George Lemaître est connu de la communauté scientifique depuis le début des années 1930 mais il rencontre un certain scepticisme auprès des astronomes. Ceux-ci, dans leur grande majorité, lui préfère le modèle stationnaire défendu par leur confrère Fred Hoyle (1915 – 2001). Dans le modèle stationnaire, la dilution de la matière liée à l’expansion de l’Univers est compensée par une création continue de matière par un champ quantique appelé champ C . Ce modèle est très populaire et Fred Hoyle est très convaincant. C’est lui qui, au cours d’une émission de radio, donnera le nom de Big Bang à la théorie de l’expansion de l’Univers. Il cherchait à la ridiculiser...

George Gamow continue de s’intéresser à la cosmogénèse. C’est un physicien et il maîtrise assez bien la théorie quantique. Il faut croire que Fred Hoyle ne l’impressionne pas. En 1948, il étudie avec son élève Ralph Alpher (1921 – 2007) les conditions qui régnaient dans l’univers primordial dans l’hypothèse du Big Bang. Ils calculent les proportions respectives d’hydrogène, de deutérium et d’hélium à la suite de la nucléosynthèse primordiale et prédisent que, si un tel Big Bang s'est produit, il a donné lieu à l’émission d’un rayonnement dont on devrait trouver la trace aujourd’hui encore. Selon eux, le spectre de ce rayonnement est celui d’un corps noir dont la température est de quelques degrés Kelvin.

C’est en 1964 qu’Arno Allan Penzias (né en 1933) et Robert Woodrow Wilson (né en 1936) mettront fortuitement en évidence ce que l’on appelle aujourd’hui le fond diffus cosmologique (CMB : Cosmologic Microwave Background). Cette découverte va définitivement sceller le sort de toutes les théories alternatives, dont celle de Fred Hoyle. En 1964 George Lemaître a 70 ans. Il mourra deux ans plus tard. Allan Penzias et Robert Woodrow ont reçu le prix Nobel en 1978.

En 1989, la Nasa a procédé au lancement du satellite COBE (Cosmic Background Explorer) qui a globalement confirmé les propriétés du fond diffus cosmologique. La sonde WMAP lancée en 2001 (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) en a donné une image plus précise et toujours en accord avec la théorie. Enfin, en 2009, l'ESA a lancé le satellite Planck avec à son bord un détecteur refroidi à 0,1 Kelvin pour dresser une carte 20 fois plus précise que WMAP. Le dépouillement des données collectées démontre une concordance spectaculaire et presque inespérée avec la théorie : les variations d'amplitude ne dépassent pas le cent millième et le spectre de fréquence concorde avec le spectre d'un corps noir à quelques pourcents près.

 Fond diffus cosmologique

Fond diffus cosmologique. Image prise par le satellite WMAP.
Auteur: NASA / WMAP Science Team

Revenons quelques années en arrière. L’astronomie continue de faire des progrès spectaculaires. Les quasars ont été découverts vers la fin des années 1950. Les premières étoiles à neutrons ont été repérées en 1967. C'est également en 1967 que les pulsars ont été découverts par Jocelyn Bell et Antony Hewish. C'est aussi à cette époque que les premières indications observationnelles tangibles de l’existence des trous noirs sont détectées. (La recherche théorique sur le sujet avait repris quelques années auparavant.) En 1971 on détecte un objet ayant toutes les caractéristiques d’un trou noir dans la constellation du Cygne. Depuis, les observations de candidats au titre de trou noir n'ont cessé de se succéder.

En 1974, l'observation du pulsar binaire PSR B1913+16 (Russell Hulse et Joseph Taylor) a permis de mettre en évidence de manière indirecte l'existence des ondes gravitationnelles prédites par Einstein en 1918.(La détection directe par les interféromètres LIGO interviendra en 2016.)

La découverte la plus importante de ces dernières années est sans doute celle faite par Saul Perlmutter (né en 1959), Adam Riess (né en 1969) et Brian Schmidt (né en 1967) en 1998. En mesurant l’intensité du rayonnement émis par des supernovae de type IA ils ont démontré que l’expansion de l’Univers, que l’on croyait en train de ralentir, était au contraire en train d’accélérer ! De quoi remettre en selle la fameuse constante cosmologique que George Lemaître a défendue toute sa vie.

Supernova de type IA Une naine blanche qui interagit avec une géante rouge lui arrache de la matière. Lorsque la masse de la naine blanche atteint la limite de 1.4 masse solaire établie par Chandrasekhar, la force de gravitation l'emporte sur la pression de dégénérescence des électrons et elle implose. L'événement est cataclysmique. L'énergie potentielle libérée provoque un flash lumineux visible à des milliards d'années lumière. L'intérêt de cet événement est qu'il est parfaitement calibré : on connaît sa puissance intrinsèque et son spectre de rayonnement. On peut donc calculer la distance à laquelle il se produit et la vitesse d'éloignement de la naine blanche qui l'a engendré. A l'échelle d'une galaxie, ces événements sont peu fréquents : un par siècle. Mais il y a des milliards de galaxies dans le ciel !

Trous noirs

Comment parler de cosmologie sans parler de trous noirs (black holes en anglais) ?

Le trou noir est une notion qui a beaucoup excité l’imagination des auteurs de science fiction. On lui prête beaucoup de caractéristiques dont la plupart relèvent du fantasme. Les trous noirs sont avant tout un objet d’études scientifiques très sérieuses et on commence à bien connaître certaines de leurs propriétés.

La notion de trou noir n’est pas née avec la théorie de la relativité générale. La mécanique newtonienne permet de calculer la vitesse de libération d’une étoile de masse quelconque. La vitesse de libération est la vitesse que l’on doit communiquer à un corps pour qu’il puisse échapper à l’attraction d’une étoile. Or les physiciens de la fin du XVIII^ème siècle savaient que la vitesse de la lumière n’était pas infinie. John Michell (1724 - 1793) en 1783 et Pierre Simon de Laplace (1749 - 1827) en 1796 se sont posés légitimement la question de savoir s’il existait des étoiles dont la masse était suffisamment grande pour que leur vitesse de libération soit plus grande que la vitesse de la lumière. Pendant plus d'un siècle, cette question est restée d’ordre purement spéculatif.

Karl Schwarzschild

Au début du XXème siècle l’avènement de la relativité générale permet au trou noir de quitter le domaine de la simple spéculation. Peu après la publication des travaux d’Einstein, l’astrophysicien allemand Karl Schwarzschild (1873-1916 ) rédige un article présentant une solution de l’équation d’Einstein pour un univers de symétrie sphérique comportant une masse située au centre de symétrie. Il apparaît, selon lui, une singularité à une certaine distance du centre (à laquelle on a donné le nom de rayon de Schwarzschild). Si les calculs de Schwarzschild ne sont pas contestés, l’opinion générale des astronomes est qu’un tel objet n’existe pas.

Ce n’est qu’au cours des années 1960 que les chercheurs s’intéressent de façon plus sérieuse aux trous noirs. A l’époque, le bestiaire des objets célestes atypiques s’est considérablement enrichi grâce aux observations astronomiques. La probabilité de l’existence d’un trou noir n’est plus considérée comme une hypothèse incongrue. Les américains David Finkelstein (né en 1929) et Martin Kruskal (1925 – 2006) et le hongrois George Szekeres (1911 - 2005) reprennent et approfondissent les travaux de Schwarzschild. La métrique de Kruskal-Szekeres permet de prolonger la solution de Schwarzchild à l’intérieur du rayon de Schwarschild. Kruskal et Szekeres démontrent que ce rayon correspond en réalité à un « horizon » au-delà duquel plus aucune information ne peut nous parvenir. Un point de non retour. La véritable singularité se situe en fait au centre du trou noir.

L’avancée la plus significative dans la compréhension des trous noirs est à mettre au crédit du mathématicien néozélandais Roy Patrick Kerr (né un 1934). Il publie en 1963 une solution exacte de l’équation d’Einstein dans le cas d’un trou noir en rotation. La métrique de Kruskal-Szekeres tout comme celle de Schwarzschild ne s’appliquaient en effet qu’à un trou noir dont la vitesse de rotation est nulle. Or ce cas est assez peu probable : la plupart des étoiles tournent sur elles-mêmes et il y a de fortes chances que cette rotation s’amplifie lors de l’effondrement de cette étoile (tout comme la vitesse du patineur augmente lorsqu’il ramène les bras le long du corps). La métrique de Kerr permit de faire un grand pas en avant. Elle permit notamment de comprendre le lien entre trous noirs et quasars ainsi qu’entre radiogalaxies et trous noirs. Il s'ensuit un véritable âge d'or de l'étude des trous noirs, âge d'or qui doit beaucoup aux travaux de John Archibald Wheeler (1911 - 2008), l'homme qui a inventé l'appellation de trou noir (black hole).

Cette compréhension a mis sur la voie de la découverte des premiers trous noirs. A partir du milieu des années 60, les premières indications observationnelles de l’existence d’objets ayant les caractéristiques d’un trou noir vont commencer à affluer. La première observation d’un objet réellement assimilé à un trou noir fut celle de la source de rayons X Cygnus X-1 en 1971.

Les observations vont stimuler les chercheurs : l’étude de l’impact d’un trou noir sur son environnement va ainsi permettre de définir la "carte d’identité" d’un trou noir. Un trou noir est invisible mais sa présence se traduit par des phénomènes impossibles à expliquer autrement que par sa présence. Ce sont ces phénomènes qui permettent aux astronomes de les identifier de manière presque certaine.

Thermodynamique des trous noirs

Jacob Bekenstein, un physicien israelien né à Mexico né en 1947, est le premier à s’être intéressé à l’entropie d’un trou noir. Son intuition est à l’origine de ce qu’il est convenu d’appeler la thermodynamique des trous noirs. Il suggère en 1974 que l’entropie d’un trou noir est proportionnelle à la surface de son horizon.

Stephen Hawking, professeur de mathématiques à l’Université de Cambridge né en 1942, comprend toute la portée de l’intuition de Bekenstein. Il lui donne un fondement théorique rigoureux. Il étudie ensuite la dynamique des trous noirs en cherchant à voir comment elle peut être impactée par les phénomènes quantiques. Il montre alors que les trous noirs rayonnent et qu’ils sont susceptibles de s’évaporer. Il démontre qu’ils ont toutes les caractéristiques d’un corps noir de température très faible, bien plus faible que la température du fond diffus cosmologique. Stephen Hawking et Roger Penrose (un autre mathématicien anglais né en 1931) développent un modèle mathématique rigoureux permettant d'interpréter les propriétés des trous noirs (notamment le principe de censure cosmique).

Bekenstein puis Hawking ayant démontré que l’entropie d’un trou noir était proportionnelle à la surface de son horizon, on peut dès lors imaginer que toute l’information avalée par le trou noir subsiste sous une forme codée à la surface de celui-ci (la surface élémentaire correspondant à un bit étant l’aire de Planck, c.à.d. la longueur de Planck au carré). C’est le principe de la conjecture holographique, formulée au début des années 2000 par Gérard't Hooft, un physicien néerlandais né en 1946, et reprise par l’américain Leonard Susskind (physicien américain né en 1940).