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L’Univers a-t-il vraiment son âge ?

 

Il est devenu banal de dire que l’Univers a, environ, 15 milliards d’années. On entend aussi des réserves. Sur quoi se fonde cette datation ? Quelle est sa fiabilité ? Quel sens lui donne-t-on ?

 

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Les datations historiques

 

On peut connaître l’âge d’une personne, d’une œuvre, d’un événement en consultant des « écrits » (des caractères cunéiformes des tablettes d’Ugarit aux octets de nos actuels registres d’état civil). Cette méthode ne concerne jusqu’à présent que les 4 ou 5 derniers milliers d’années. Plus on remonte dans cette période historique et plus les lacunes, l’absence de redondance et la part de mythe rendent aléatoire le procédé qui est alors avantageusement complété par des techniques plus modernes.

 

Les datations géologiques

 

Le cycle des saisons et de la flore a pour conséquence celui des dépôts sédimentaires. Lorsque les conditions sont favorables la stratification des dépôts peut être préservée durant des centaines de millions d’années. Une coupe naturelle ou un carottage artificiel peuvent alors livrer une chronologie.

 

La relation profondeur-temps est exprimée au XVIIe siècle et les épaisseurs de certains sédiments ont conduit dès le XVIIIe siècle a donné à la Terre des âges bien supérieures à ceux des chronologies historiques. Les datations atteignaient 400 millions d’années au milieu du XIXe siècle (en concurrence toutefois alors avec une « chronologie courte » à 20 millions).

 

A travers la conjonction entre la lente évolution et la rapide dissémination du vivant les fossiles permettent de raccorder les relevés des stratigraphies de sites géographiquement éloignés.

 

Avec la profondeur et la pression les couches se métamorphosent et la relation temps-profondeur s’estompe mais peut être améliorée par une corrélation avec d’autres données physiques. Les courbes d’ensoleillement que permet de retrouver la mécanique céleste en sont un exemple : l’ensoleillement a un effet direct sur la photosynthèse, la température et donc sur les dépôts organiques et l’on atteint ainsi aujourd’hui une excellente précision jusqu’à quelques millions d’années, une précision très correcte jusqu’à quelques dizaines de millions d’années et des mesures plus indicatives ensuite.

 

La stratigraphie moderne est depuis longtemps corrélé avec beaucoup d’autres données physiques et notamment celles des mesures radioactives.

 

Les datations radioactives

 

La proportion des produits de désintégration d’un nuclide radioactif permet de dater le temps écoulé depuis la solidification du matériau dans lequel il est présent. Depuis le plomb 210 Pb pour les dizaines d’années jusqu’au Samarium 147 Sm pour les centaines de milliards d’années, c’est plus que toute la gamme des âges qui est ainsi accessible à travers celles des « temps de demi-vie » des plus de 60 isotopes radioactifs naturels (minéraux ou cosmogéniques) recensés.

 

Dès le début du XXe siècle, cette méthode donnait à certaines roches des âges de plus d’un milliard d’années (une mesure qui jointe à une confusion dans l’estimation des distances extragalactiques contraignait étroitement les premiers modèles cosmologiques à explosion primordiale d’autant que le succès de la relativité restreinte (E=mc²) appliqué avec enthousiasme donnait alors aux étoiles des âges mille fois plus élevés qu’aujourd’hui).

 

Dans les années 1950 la méthode a été appliquée aux météorites et révélé un âge commun de 4,55 milliards d’années. Ils fournissent la meilleure datation du système solaire car, contrairement aux planètes, le fort rapport surface/volume que leur affecte leur petite taille a du les conduire à se refroidir et se solidifier très rapidement après leur formation. La concordance de leurs datations confirmait et précisait le scénario de formation du système solaire dont l’essentiel se serait joué en un temps de l’ordre du million d’années. On distinguera plus tard les météorites primitifs de ceux qui sont les résidus plus tardifs (de quelques dizaines de millions d’années) de la fragmentation collisionnelle d’objets déjà « différenciés ».

 

Les plus vieux terrains affleurant aujourd’hui à la surface de la terre sont ainsi datés de plus de 3 milliards d’années. On atteint 4,55 pour la poussière de la surface lunaire qui (sans atmosphère ni tectonique) accumule les résidus des impacts météoritiques. Le système solaire semble bien s’être formé il y a 4,55 milliards d’années.

 

Les progrès des techniques permettent à présent de mesurer sur des plus faibles quantités et des dosages sur des micros inclusions (vraisemblablement forgées dans des atmosphères d’étoiles géantes) donnent des âges plus élevés et commencent à fournir la datation des étoiles qui en mourant ont enrichi la nébuleuse qui enfanta plus tard notre Système solaire.

 

Les datations astrophysiques

 

Le terme « astrophysique » est employé ici à son sens strict de « physique des astres », c’est-à-dire des objets différenciés (planètes, étoiles, galaxies, amas de galaxies). Il exclue donc la « cosmologie », science de l’ensemble et du contexte spatio-temporel du cosmos.

 

La source d’énergie des étoiles (du moins dans la plus grande partie de leur vie active) est attribuée à la fusion thermonucléaire de l’hydrogène en hélium. Il serait trop long de décrire ici la quantité d’observations qui valident ce modèle basé sur de la physique connue et expérimentée en laboratoire depuis plus d’un demi-siècle.

 

Cette physique connue (hydrostatique, thermodynamique, rayonnement, nucléaire…) permet de faire des modèles d’étoiles et de calculer ainsi leurs paramètres en fonction de leur masse et de leur composition initiales et de simuler leur évolution. Il s’avère que la durée de vie de ces « étoiles » (temps d’épuisement de leur réserve d’hydrogène) y est extrêmement sensible à leur masse initiale : environ 10 milliards d’années pour une masse voisine de celle du soleil mais 10 millions d’années seulement pour une masse 20 fois supérieure et des milliers de milliards d’années pour celles qui, 10 fois moins massives que le soleil, sont tout juste en-dessus de la limite qui permet le fonctionnement thermonucléaire. La sensibilité de la longévité à la masse est essentiellement celle du taux des réactions nucléaires à la température centrale.

 

 

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Pour le soleil, sa datation par ses météorites permet d’affiner le modèle évolutif (il faut qu’il ressemble au soleil actuel au bout de 4,55 milliards d’années de fonctionnement). On peut alors laisser poursuivre la simulation avec plus de confiance sur la précision. Selon un modèle récent (1993) l’extinction naturelle de notre étoile est ainsi prévue lorsqu’il atteindra l’âge de 12,4 milliards d’années.

 

Pour les autres soleils on ne dispose pas pour mesurer leur âge des datations radioactives de leurs météorites et il est fait appel aux modèles d’évolution stellaire. Mais les étoiles ont une propension très nette à naître en amas (comprenant plusieurs centaines à plusieurs millions d’individus qui se forment vraisemblablement en un temps très bref) et certains de ces amas ne se dispersent pas avec le temps. On peut dater de tels amas en examinant statistiquement l’ensemble de leurs étoiles encore brillantes. En effet, les étoiles d’un amas ayant le même âge, elles s’éteignent par ordre de longévité croissante et donc de masse décroissante. La luminosité (puissance rayonnée) et la couleur d’une étoile étant de plus très fortement liée à sa masse (les étoiles massives étant dans leur fonctionnement stable les plu lumineuses et les plus bleues) on peut repérer la couleur limite où se produit le « décrochage » et en déduire la masse des étoiles qui arrivent en fin de vie. Ce « décrochage » est d’autant plus repérable que les étoiles avant de s’éteindre connaissent une brève phase de gigantisme et d’hyperbrillance qui les fait aisément repérer. Ayant ainsi accès à la masse des étoiles en train de s’éteindre dans un amas et les modèles liant la longévité à la masse on obtient la longévité de ces étoiles finissantes c’est-à-dire leur âge et donc celui des autres étoiles de l’amas. Les âges observés vont de quelques millions à plus de 10 milliards d’années. D’autres méthodes existent. La datation radioactive des étoiles elles-mêmes est possible (mais difficile) en déduisant les abondances des nuclides des intensités de leurs raies d’absorption. La recherche des étoiles inertes les plus froides (refroidies) en est une autre.

 

Quel est l’âge des plus vieilles étoiles observées à ce jour ? L’imprécision sur la réponse est liée aux limites des modélisations présentes et à celles de la mesure observationnelle des paramètres. La fourchette large est de 12 à 16 milliards d’années et, en prenant plus de risques, 13 à 14 milliards d’années. Dans tous les cas l’âge des plus vieilles étoiles observées est extraordinairement plus faible (près d’un millier de fois plus faible) que la longévité des étoiles les moins massives (qui sont aussi les plus nombreuses).

 

L’étude des autres galaxies de plus en plus lointaines avec les progrès instrumentaux ne remet pas en cause pour l’instant les estimations ci-dessus. L’astrophysique met en évidence une coupure à environ 14 milliards d’années pour l’âge des étoiles.

 

Les datations cosmologiques

 

La cosmologie moderne est fondée sur la relativité générale d’Einstein (1915) qui, avec la mécanique quantique, constitue depuis trois quart de siècle le fondement de la science contemporaine. La relativité générale lie l’espace, le temps et la matière. Appliquée à une distribution homogène et sans mouvement de matière (qui semble bien aujourd’hui pouvoir représenter en première approximation l’univers à très grande échelle) elle conduit, avec quelques hypothèses supplémentaires qui paraissent naturelles, aux équations de Friedman-Lemaître (1922,1927) qui, elles, déterminent l’évolution du « facteur d’échelle » de l’univers en fonction de quelques paramètres apparemment libres.

 

Ce facteur d’échelle R(t) est une fonction du temps t (le même temps pour tous puisqu’on néglige les petits mouvements locaux) qui lie les distances spatiales aux coordonnées et qui rend ainsi variable la distance entre deux points de coordonnées fixes.

 

 

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Les observations depuis les années 1920 montrant que les durées observées (notamment les périodes des raies spectrales) croissent lorsque l’on observe des sources plus éloignées, on en déduit que la fin des signaux a eu plus de distance à parcourir que le début et que nous sommes donc dans une phase de croissance de R(t).

 

Le taux d’expansion H(t) est défini comme la dérivée logarithmique de R(t). Son inverse serait donc le temps écoulé depuis une singularité à R=0 si la croissance de R(t) était linéaire. En 1927, Georges Lemaître donne la première expression théorique de H(t) et estime observationnellement sa valeur présente Ho à 2 10-17 s-1 (ou 625 km s-1 Mpc-1), soit 1/Ho = 1,6 10 9 ans. Cette première estimation de « Ho » (qui s’appellera « constante » de Hubble à partir de 1929) est trop forte, et donc celle de l’âge 1/Ho trop faible, en raison des évaluations de distance extragalactiques erronées qui étaient alors disponibles dans la littérature scientifique.

 

Le taux d’expansion présent Ho est aujourd’hui évalué 10 fois plus bas (environ 67 km s-1 Mpc-1) soit 1/Ho = 14,5 10 9 ans. Les autres paramètres libres de la théorie, la masse volumique de l’univers et la constante cosmologique, commencent à être cernés observationnellement et conduisent à un âge de l’expansion voisin de 15 milliards d’années.

 

Il reste encore à affiner les valeurs mais on ne peut que remarquer l’étonnante adéquation de l’âge physique (plus vieilles étoiles) et de l’âge géométrique (expansion à grande échelle) de l’Univers, 15 milliards d’années n’est peut-être pas le chiffre définitif mais vraisemblablement une approximation convenable.

 

Jointe à l’astrophysique, la cosmologie nous trace également une histoire assez cohérente de l’évolution de la matière.

 

Validation de la théorie du Big Bang

 

Bien des données sont arrivées depuis la genèse de cette théorie (1931) qui ont progressivement rallié l’écrasante majorité des spécialistes. Pour ne citer que les mieux établies :

 

 

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● L’observation des décalages spectraux des galaxies lointaines impose des valeurs de R(t) dans le passé beaucoup plus faibles qu’aujourd’hui qui, jointes aux fourchettes observées des autres paramètres, excluent les modèles Friedman-Lemaître sans singularité initiale.

 

● Le rayonnement fossile a un spectre de corps noir (loi de Planck) mesuré maintenant (depuis 1990) avec une précision au 1/100000 qui semble bien témoigner que l’univers a dans le passé été physiquement un corps noir. Cette observation a été prévue (avant l’observation) par le modèle du Big Bang qui, avec R(t) X T(t) = cte, implique un univers ionisé (et donc opaque) durant ses premières centaines de milliers d’années (lorsque T > 4000 K).

 

● Les proportions observées des éléments légers H, D, 3He, 7Li… ne sont bien expliquées que par une « nucléosynthèse primordiale » que prévoient les modèles à Big Bang (au cours des premières minutes à T > 10 8 K).

 

● L’accord (même approximatif) des âges géométrique et physique développé plus haut.

 

● La noirceur du ciel. La finitude de l’âge de l’Univers et celle de la vitesse de la lumière expliquent naturellement la présence d’un horizon spatial : que l’univers soit fini ou infini nous ne recevons aujourd’hui que la lumière des quelques cent milliards de galaxies les plus proches de nous.

 

La recherche cosmologique

 

Actuellement, les recherches portent sur les mesures précises des paramètres cosmologiques actuels, sur la formation des structures à grande échelle, sur la physique des tout premiers instants et sur la nature de la masse cachée. En fait ces quatre ensembles de démarches sont étroitement (causalement) liés. Le statut ou l’existence de la singularité initiale est évidemment concerné.

 

Par son questionnement sur les fondements même de toute science, la recherche cosmologique moderne est nécessairement philosophique. C’est un bien. Mais son avancement passé comme ses orientations présentes montrent qu’elle s’expose parfois à des ingérences idéologiques. La part des choses devient alors bien difficile à établir.

 

Conclusion

 

Une durée d’environ 15 milliards d’années semble bien nous séparer d’un moment où tout l’Univers observé était dans un état de rayonnement extrêmement concentré, physiquement descriptible et portant en germe ses caractéristiques actuellement observées.

 

La science n’est jamais certitude mais ce concept ainsi réduit d’âge de l’univers a atteint au cours de ces dernières années un niveau de vraisemblance très élevé et l’accord de presque tous les spécialistes.

 

La physique du premier 10-32 ème de seconde est encore très mal connue. L’existence même de la singularité initiale est un sujet de recherches actuelles qui interfère parfois avec d’autres domaines de la réflexion humaine.

 

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