La découverte du rayonnement fossile

La théorie du corps noir ne s'applique pas que dans le domaine de la physique de l'infiniment petit, on la retrouve aussi en cosmologie dans le cadre de la théorie du Big BangBig Bang. Ce n'est pas le lieu ici d'exposer ne serait-ce même que les bases des modèles cosmologiques et surtout la physique du rayonnement fossile, qui a un spectre de corps noir, et ses anisotropiesanisotropies car ces sujets seuls nécessiteraient une bonne centaine de pages. Toutefois, pour comprendre l'importance du rôle de la théorie du rayonnement thermiquerayonnement thermique dans la découverte et le développement du modèle standardmodèle standard de la cosmologie (cours de JP Luminet I) il est nécessaire de rappeler quelques éléments.

Très rapidement après la constitution de sa théorie de la relativité généralerelativité générale en 1916, EinsteinEinstein a été confronté au problème de définir les conditions aux limites à l'infini permettant de résoudre les équationséquations de la relativité générale. Cela le conduisit naturellement à étudier la forme générale de l'espace-tempsespace-temps de l'UniversUnivers. D'autant plus qu'en tant qu'adepte du principe de Mach, qui veut que l'inertieinertie d'un corps soit complètement déterminée par l'attraction gravitationnelle des autres corps à l'infini, la question de la définition d'un modèle cosmologique en relativité générale permettant de prendre en compte des effets « non locaux » liés à l'Univers à grande échelle s'impose d'elle-même pour Einstein. Rappelons que pour Mach, comme pour Einstein, dans un Univers où seule existerait une particule de matièrematière les forces d'inertie disparaîtraient. En effet, c'est l'ensemble des massesmasses à "l'infini" qui en attirant de façon homogène isotropeisotrope une particule de matière dans toutes les directions produirait l'effet que nous appelons inertie.

En se basant sur le principe de CopernicCopernic, et malgré le fait qu'à son époque on n'avait aucune preuve que les nébuleusesnébuleuses observées soient d'autres galaxiesgalaxies comme notre Voie LactéeVoie Lactée, Einstein avait hardiment supposé que le cosmoscosmos était uniformément peuplé de tels objets, ou pour le moins de matière et d'étoilesétoiles. Le champ de gravitationgravitation, et donc la courbure de l'espace-temps de l'Univers, avait alors comme source dans les équations d'Einstein un gazgaz de particules sans collisions, semblables à de la poussière, dont les unités étaient les galaxies.

Si l'on postule un Univers homogène et isotrope, cela s'appelle d'ailleurs aujourd'hui le principe cosmologique, il est possible de parler d'un temps cosmique partagé par tous les observateurs fondamentaux situés dans chaque galaxie.

Comme Einstein allait le découvrir, la distribution de matière est instable en cosmologie et ses équations prédisaient indirectement un Univers en expansion comme le compris Friedmann. Se refusant à prendre cette conséquence au sérieux, il fut soulager de découvrir que ses équations autorisaient une légère modification permettant d'obtenir en 1917 un modèle cosmologique statique. Il fallait pour cela introduire une « constante cosmologiqueconstante cosmologique » stabilisant l'Univers.

Friedmann et Lemaître (cours de JP Luminet II), dans les années qui suivirent, découvrirent pourtant d'autres solutions des équations d'Einstein en prenant au sérieux l'idée que la géométrie de l'espace-temps du cosmos à grande échelle puisse être dynamique. De plus, comme Lemaître et Eddington s'en étaient rendus compte, la stabilité du modèle d'Einstein était trompeuse, il suffisait d'une légère perturbation pour en provoquer l'expansion ou la contraction. Lemaître puis Gamow allaient donc développer à partir des années 30 ce que Hoyle baptisera plus tard par dérision dans une émissionémission de la BBC, la théorie du Big Bang.

En 1934, les différentes solutions des équations d'Einstein en cosmologie furent rassemblées par Robertson et Walker dans une seule classe, celle des modèles homogènes et isotropes. Ce sont des modèles extrêmement simples mais ils autorisent déjà une grande variété d'Univers possibles en fonction de son contenu, poussières, fluides, rayonnements, constante cosmologique. On peut avoir des modèles d'Univers fermés ou infinis, à section spatiale de courbure positive, nulle ou négative. En les perturbant un petit peu, on obtient des solutions capables de décrire la formation des étoiles et des galaxies à partir de petite « bosses » dans la géométrie de l'espace un peu comme la Terre, qui bien que globalement sphérique, possède des irrégularités à sa surface et ne constitue donc pas une sphère parfaite.

Howard Percy Robertson (1903–1961) (Crédit :AIP Emilio Segrè Visual Archives)

Dans le cadre de ces modèles avec expansion la conclusion évidente est qu'en inversant le sens du temps on obtient un Univers en contraction. Le cosmos entier, ou tout du moins la partie observable, devait donc être plus petit dans le passé.

Deux problèmes vont se présenter assez vite à la fin des années 30. D'abord lorsqu'on examine la géométrie de l'espace-temps de la très grande majorité de ces modèles au temps 0, on s'aperçoit que la courbure de l'espace-temps devient infinie et que même la notion d'espace-temps s'anéantit : on est confronté à des singularités.

Ensuite, à partir du rythme de l'expansion de l'Univers fourni par la mesure de la fameuse constante de Hubbleconstante de Hubble liantliant décalage spectral des galaxies observées et distance dans le temps de celles-ci à la Voie Lactée on obtient un âge pour l'Univers de 2 milliards d'années et ce jusque dans les années 50. Or on savait déjà que la Terre devait être âgée d'au moins 3 milliards d'années.

Clairement la situation n'était pas satisfaisante et, à partir de 1948, sous l'influence de Hoyle, Bondi et Gold les cosmologistes se tournent massivement vers une solution des équations d'Einstein dominé par la constante cosmologique dans laquelle un principe cosmologique parfait s'appliquait. L'Univers était infini, éternel et en expansion continue avec un mystérieux champ C créant de la matière sous forme de neutronsneutrons. Ceux-ci se transformaient ensuite en protonsprotons et électronsélectrons par désintégrations bêtabêta afin de maintenir constante la densité de matière du cosmos : C'est le modèle de la cosmologie stationnaire.

Il restait  quand même quelques opposants à cette théorie dont Lemaître et Gamow eux-mêmes.

Georges Lemaître.

En analysant les modèles de Big Bang que ceux-ci avaient proposés on commença à se rendre compte, dans les années 50 et surtout au début des années 60, de plusieurs prédictions s'écartant du scénario de l'Univers stationnaire. Une de celles-ci est spécifiquement liée à la notion d'équilibre thermique et de rayonnement de corps noir et c'est donc vers elle que nous allons nous tourner. Le premier à en prendre pleinement conscience et à faire des prédictions correctes à son sujet fut Ralph Alpher, injustement oublié par la communauté scientifique.

Si l'on remonte dans le passé la densité de galaxie va augmenter et on peut très bien imaginer que celles-ci proviennent de la condensationcondensation d'un gaz initial d'hydrogènehydrogène et d'héliumhélium  presque pur dans lequel de légères inhomogénéités de densité ont été amplifiées par instabilité gravitationnelle du genre de celles théorisées par Sir James Jeans.

Si l'on remonte un peu plus dans le passé, un tel gaz va tellement se comprimer qu'il va s'échauffer et émettre du rayonnement. Si la température est suffisante, les collisions entre atomesatomes et même le rayonnement produit vont ioniser ces atomes et l'on obtiendra un plasma de noyaux d'hydrogène et d'hélium dans un bain de photonsphotons et d'électrons à plus de 3000 K.

Pour la suite, on se contentera essentiellement de cette définition simplifiée des conditions de l'Univers primordial. C'est tout ce dont nous avons besoin et c'est en gros ce que l'on pouvait raisonnablement traiter pour un modèle cosmologique des années 40/50.

Si l'on considère la vitessevitesse d'expansion de l'Univers et le taux des réactions de dissociation/combinaison des noyaux d'atomes et des électrons sous l'effet du rayonnement vers environ 10 000 K, alors on peut montrer qu'un équilibre thermique entre la matière et le rayonnement a dû se produire, surtout dans le cadre des modèles cosmologiques homogènes et isotropes de Robertson-Walker (RW). Les noyaux et électron précédents doivent donc être environnés par un rayonnement de corps noir.

Inversons à nouveau le sens du temps. Vers 3000 K les noyaux et les électrons se combinent, la matière n'est plus en interaction avec le rayonnement et l'équilibre thermique est rompu. Mais le rayonnement lui-même, en vertu de la linéarité des équations de Maxwelléquations de Maxwell et des lois de son évolution dans un modèle relativiste de RW, va lui garder un spectre de corps noir.

Simplement, au cours du temps, il va se refroidir, mais en lui se trouvent fossilisés les photons ayant survécu au découplage matière rayonnement au tout début de l'Univers et une mesure de rayonnement montrera un spectre suivant la loi de PlanckPlanck avec une très grande précision quelle que soit la direction de l'espace dans laquelle on pointera un détecteur. En outre, en fonction du temps, la température de ce rayonnement évoluant, il sera possible que certains niveaux d'énergieénergie associés à des moléculesmolécules soit excités, et, ce à une date précise de l'histoire de l'Univers. De fait, c'est bien ce qui sera observé.

Une preuve de la théorie du big bang, dans le passé le rayonnement fossile était plus chaud et excitait des atomes  exactement comme le prévoit la théorie (Crédit : Ned Wright).

Dans le cadre d'un modèle cosmologique stationnaire, et malgré les acrobaties que l'on peut tenter de faire pour produire un rayonnement thermique similaire à celui prédit par la théorie du BB, de telles choses ne sont pas possibles.

 
Robert Dicke

Vers 1965, Robert Dicke, un physicienphysicien expérimentateur réputé de Princeton, et son étudiant James Peebles,  bien qu'à partir de considérations légèrement différentes des précédentes et basées sur un modèle cyclique de l'Univers, étaient arrivés à la même conclusion. Si Lemaître et Gamow avaient raison, il devait exister dans le domaine millimétrique un rayonnement de corps noir baignant tout l'Univers et correspondant, d'après la loi de déplacement de Wien, à une température de quelques kelvinskelvins.

Il était sur le point de construire une antenne pour détecter ce rayonnement quand ils reçurent un coup de téléphone d'Arno Penzias. Lui et son collègue Robert Wilson avaient entrepris de faire des recherches en radioastronomie avec une antenne radio utilisée pour les communications internationales par satellite et située sur la colline de Crawford, à Holmdel, dans le New Jersey. Ils voulaient mesurer l'intensité des ondes radio émises par notre Galaxie et ils avaient découvert un fait énigmatique.

Quelle que soit la direction dans laquelle ils pointaient leur antenne, il y avait un fond résiduel dans le domaine des micro-ondes qui pouvait être assimilé à un rayonnement de corps noir à une température comprise entre 2,5 et 4,5 K !

Penzias et Wilson

Dicke et Peebles comprirent rapidement qu'ils venaient d'être grillés, mais surtout que la plus grande découverte en cosmologie depuis celle du décalage spectral vers le rouge venait d'être faite. Dans les années qui suivirent, les calculs de nucléosynthèsesnucléosynthèses en liaison avec le rayonnement fossile que Peebles avait été un des premiers à effectuer, et tout simplement l'existence du rayonnement fossile lui-même, signèrent l'arrêt de mort du modèle de la cosmologie stationnaire dans la communauté des astrophysiciensastrophysiciens et des cosmologistes.

James Peebles

En 1978, Penzias et Wilson reçurent le prix Nobel de physique et relatèrent dans leurs conférences les détails de leur découverte, ainsi que son impact sur le développement de la cosmologie.