Plusieurs méthodes indépendantes ont montré que l'Univers n'a pas toujours existé, mais qu'il est en fait apparu il y a une quinzaine de milliards d'années. A cette époque reculée, les propriétés de l'Univers étaient très différentes de ses propriétés actuelles. En effet, comme l'Univers est en expansion, sa densité de matière, c'est-à-dire la quantité de matière contenue dans un volume donné, baisse constamment. De façon similaire, la densité d'énergie moyenne de l'Univers baisse, ce qui se traduit par une diminution de la température. Ainsi, plus on remonte loin dans le temps, plus la densité de l'Univers est grande et plus sa température moyenne est élevée. 

Les constituants de la matière

Commençons par la matière. Jusqu'au milieu du siècle dernier, la physique des particules était relativement simple. Les seules particules élémentaires connues étaient l'électron, le proton, le neutron et le neutrino. Mais l'amélioration des moyens de détection permis de mettre en évidence l'existence d'un nombre invraisemblable de particules différentes.

Les progrès théoriques dans les années 1960 amenèrent les physiciens à la conclusion que protons et neutrons étaient en fait des systèmes complexes possédant une structure interne et constitués de particules encore plus élémentaires, qu'ils baptisèrent quarks. Ces travaux montrèrent également qu'il devait exister six types de quarks qui furent appelés down, up, strange, charm, bottom et top.

Dans des conditions ordinaires, les quarks n'existent pas à l'état isolé. On ne les trouve qu'associés en petits groupes. Ils forment alors une particule non élémentaire. Ainsi, trois quarks peuvent se regrouper pour former ce que l'on appelle un baryon. Citons les deux baryons que l'on trouve dans la matière ordinaire : le proton, formé de deux quarks up et d'un down, et le neutron, constitué de deux quarks down et d'un up. L'autre type de combinaison possible est le méson, formé d'un quark et d'un antiquark. De façon générale, tous les ensembles formés de quarks, aussi bien les baryons que les mésons, sont collectivement désignés sous le nom de hadrons. 

En plus des quarks, on trouve une deuxième catégorie de particules élémentaires : les leptons. Les deux exemples les plus connus sont l'électron et le neutrino. Les progrès expérimentaux et théoriques ont permis de mettre en évidence quatre autres leptons : deux versions plus massives de l'électron appelées le muon et le tau, ainsi que deux autres types de neutrinos. Ces quatre leptons n'apparaissent que dans des processus très énergétiques, par exemple dans nos accélérateurs de particules. La matière ordinaire ne fait appel qu'à l'électron et au neutrino usuels.

Reprenons l'image d'un tissu élastique comme représentation de l'espace en relativité. Le trou noir correspond alors à une bille si lourde qu'elle s'enfonce profondément dans le tissu jusqu'à disparaître. La bille est désormais invisible et uniquement détectable par la présence d'un trou dans le tissu élastique. De la même façon, il est impossible de voir un trou noir, mais on peut le deviner par la présence d'une importante distorsion de l'espace et du temps dans son voisinage.

Distorsion de l'espace-temps

Les propriétés les plus étonnantes sont celles qui concernent la distorsion du temps près d'un trou noir. Comme nous l'avons vu, le temps s'écoule plus lentement dans un champ gravitationnel fort. C'est dans le cas extrême d'un trou noir que ce genre d'effet est particulièrement spectaculaire. Imaginez-vous en train d'observer au loin un ami suffisamment intrépide pour vouloir plonger dans un trou noir. Au fur et à mesure qu'il va s'approcher de celui-ci, vous verrez sa montre tourner de plus en plus lentement. Le déplacement de l'aiguille correspondant à une seconde prendra de plus en plus de temps, une minute, une heure, une journée. Au moment où il atteindra le rayon de Schwarzschild, ce mouvement prendra un temps infini. L'image de votre ami restera figée pour l'éternité.

Pour lui, par contre, la situation sera inversée. Quand il lira l'heure sur sa montre, il ne remarquera rien de spécial. Mais c'est en regardant la vôtre qu'il sera surpris. Il verra tourner l'aiguille de plus en plus rapidement, un tour sera accompli en une seconde, une milliseconde, une microseconde. Il observera bientôt la vie des étoiles se dérouler en une fraction de seconde, puis, en atteignant finalement le rayon de Schwarzschild, il pourra observer toute l'histoire future de notre univers. Il n'est pas utile de préciser qu'il n'y a pas de billet retour pour un tel voyage. La frontière définie par le rayon de Schwarzschild ne laisse passer que dans un sens.  

 La description ci-dessus n'est pas tout à fait correcte. Un trou noir vu de l'extérieur n'est pas une collection d'images d'astronautes terrifiés. En fait, un autre effet vient se superposer à la décélération du temps. Comme nous l'avons vu, la lumière est affectée par la présence de la gravité à travers l'effet Einstein. Plus le champ gravitationnel de l'astre est fort, plus les photons qui s'en échappent sont affaiblis et décalés vers de plus grandes longueurs d'onde. Ainsi lorsque votre ami se rapproche du rayon de Schwarzschild, les photons constituant son image deviennent moins énergétiques. Ils sont d'abord décalés vers le rouge, puis sortent du domaine visible. Son image, au lieu de rester suspendue, va peu à peu disparaître et laisser place à un noir plus caractéristique de l'objet central. 

Notons un dernier effet qui va se révéler dramatique, l'entrée en jeu des forces de marée. En effet, il est peu probable que votre ami ait le loisir de vous observer très longtemps. L'intensité du champ gravitationnel est énorme, mais ses variations avec la distance le sont également. Imaginons que votre ami tombe les pieds en premier vers le trou noir. Le champ de gravité, qui diminue avec la distance, sera plus fort au niveau des pieds qu'au niveau de la tête. Cela signifie que les pieds de votre ami seront plus accélérés que sa tête. Par conséquent, son corps va être étiré dans le sens de la longueur, d'abord légèrement puis de plus en plus fort, avec les conséquences fatales que l'on peut craindre.

  
Les trous noirs en rotation

 
D'autres phénomènes fascinants se produisent lorsque le trou noir est en rotation, ce qui est probablement le cas la plupart du temps. La solution des équations de la relativité générale dans ce cas n'a été trouvée que dans les années 1960, une preuve de plus de la complexité des équations d'Einstein. L'une des caractéristiques de ce cas est que la singularité centrale n'est plus ponctuelle mais prend la forme d'un anneau. Une autre est l'effet d'entraînement sur l'espace-temps.

En effet, l'influence du trou noir sur la géométrie de l'espace-temps est très forte. La rotation de l'astre doit donc se répercuter sur cette géométrie, mais également sur le mouvement des corps passant à proximité. Ainsi, un observateur immobile à proximité de l'astre va se mettre à légèrement dériver dans le sens de la rotation. Il peut très facilement contrer ce mouvement en se déplaçant lui-même. Mais en se rapprochant du trou noir, il va entrer dans une région, appelée l'ergosphère, dans laquelle il est impossible de rester au repos. Malgré ses efforts pour résister, notre observateur va être entraîné par la rotation de l'espace-temps, un peu comme un bateau qui se serait trop approché d'un tourbillon. Cela ne signifie pas pour autant qu'il aille tomber dans le trou noir. L'ergosphère est une région dont on peut s'échapper, à condition toutefois de prendre garde de ne pas atteindre le rayon de Schwartzschild.

Trou noir et information

Notons encore une propriété remarquable des trous noirs. Contrairement à tous les autres corps de l'univers, ces astres peuvent être complètement décrits à l'aide d'un très petit nombre de paramètres. Il suffit de connaître leur masse, leur moment angulaire, qui caractérise la rotation, et leur charge électrique. Cette simplicité est à comparer avec une description complète d'une étoile normale qui devrait prendre en compte toutes les particules mises en jeu, leur nature, leur position ou leur énergie, et nécessiterait ainsi un nombre invraisemblable de données. Au contraire, toute l'information sur un trou noir est contenue dans trois paramètres. La raison en est simple : lorsque l'étoile s'écroule sur elle-même, toute l'information sur ses particules disparaît à l'intérieur du rayon de Schwartzschild. Elle est donc perdue pour le monde extérieur. Le trou noir apparaît alors comme une simple déformation de l'espace-temps, que trois nombres suffisent à définir.

Un aspect très important de l'astronome extragalactique est l'étude de la répartition des galaxies dans l'univers. Dès les premières observations de nébuleuses, les astronomes se rendirent compte que la distribution des galaxies n'était pas du tout homogène. Au contraire, celles-ci ont une forte tendance à se regrouper pour former des ensembles dont la population et la taille sont très variables. On classe ces regroupements en deux catégories : on parle de groupe lorsque l'ensemble comporte moins d'une centaine de membres et d'amas au-dessus de ce seuil, par exemple pour les ensembles les plus gigantesques qui peuvent contenir plus de 10 000 galaxies.

La Voie Lactée est elle-même membre d'un groupe d'une trentaine de galaxies que l'on appelle le Groupe Local et dont la taille atteint le million de parsecs. Ce groupe est dominé par deux galaxies spirales massives, celle d'Andromède et la nôtre, distantes d'environ 690 000 parsecs. La plupart des autres galaxies du Groupe Local se concentrent plus ou moins autour des deux premières, ce qui donne à l'ensemble une structure dipolaire. Près de la Voie Lactée, on trouve en particulier les Nuages de Magellan, deux galaxies irrégulières respectivement à 50 000 et 60 000 parsecs. Du côté d'Andromède, apparaît une troisième spirale, celle du Triangle, à 720 000 parsecs de nous. En plus des cinq galaxies précédemment citées, on trouve plus d'une vingtaine de galaxies moins massives, donc moins faciles à observer, en particulier une grande proportion de galaxies elliptiques naines et quelques irrégulières.

Les amas de galaxies

En s'éloignant du Groupe Local, on rencontre d'autres regroupements de galaxies comme le nôtre, mais aussi des ensembles beaucoup plus peuplés, les amas de galaxies, qui peuvent compter des milliers de membres. Le plus proche du Groupe Local est l'amas de la Vierge. Il est situé à une vingtaine de mégaparsecs, contient plus de 2000 galaxies visibles depuis la Terre, de tous les types possibles, et possède un diamètre de l'ordre de deux mégaparsecs. La forme globale de l'ensemble n'étant pas bien définie, on le qualifie d'amas irrégulier.

L'amas de galaxies Abell 1689

 Certains amas présentent une distribution mieux définie, par exemple sphérique, et l'on parle alors d'amas régulier. Le plus proche de la Voie Lactée est l'amas de Coma, situé à une centaine de mégaparsecs. Il contient plus de 1000 membres visibles, presque uniquement des galaxies elliptiques ou lenticulaires, et possède un diamètre d'environ cinq mégaparsecs. Notons que le nombre de galaxies indiqué précédemment ne concernent que les galaxies observables depuis la Terre. Ces amas contiennent, comme le Groupe Local, des petites galaxies irrégulières ou elliptiques naines, qui sont trop peu lumineuses pour être observées. Elles existent néanmoins et portent la population de ces amas à plusieurs milliers de membres, voire plus de 10 000. 

 
Un autre point commun de ces amas est la présence en leur centre de galaxies elliptiques géantes, trois pour la Vierge, deux pour Coma. Ces galaxies sont le fruit de ce que l'on appelle le cannibalisme galactique. En effet, autour de ces géantes gravite une nuée de galaxies plus normales. Lorsque l'une d'elles s'approche trop près de la galaxie centrale, elle ne peut pas échapper à l'attraction gravitationnelle et se fait avaler par la géante. Ainsi, avec le temps, les galaxies centrales accumulent de plus en plus de matière et finissent par atteindre des tailles gigantesques. 

Une vue de l'amas de galaxies Abell 2218. Les traînées en forme d'arcs sont des illusions optiques créées par le champ gravitationnel de l'amas qui dévie la lumière de galaxies encore plus lointaines que celles de l'amas.

La classification générale des galaxies d'après leur aspect est connue sous le nom de classification de Hubble. Une autre classification des galaxies peut se faire d'après leur masse. Les astronomes ont pensé très longtemps que l'éventail de masses galactiques était assez restreint car toutes les galaxies observées semblaient être de masses similaires. Par exemple, notre Galaxie comptait 200 milliards de masses solaires, la galaxie d'Andromède 300 milliards, alors que les spirales plus petites ou bien les galaxies irrégulières en avaient 10 milliards.  

En fait, la gamme des masses galactiques est bien plus large que cela mais il était difficile de s'en rendre compte. En effet, jusqu'à récemment, nos télescopes étaient dans l'impossibilité de détecter les plus petites galaxies, même proches, car elles étaient trop peu lumineuses. Il leur était également impossible d'observer les plus grandes galaxies car celles-ci sont très éloignées et leur luminosité est en conséquence très faible.

Avec l'amélioration des moyens d'observation, les astronomes ont finalement mis à jour de nouvelles galaxies qui avaient jusque là échappé à toute détection, révélant ainsi un éventail de masses bien plus grand. Nous savons maintenant qu'il existe des objets très peu massifs, les galaxies elliptiques naines, ne comptant qu'un million de masses solaires, ainsi que de véritables monstres, les galaxies elliptiques géantes, qui peuvent atteindre 10 000 milliards de masses solaires.

Un exemple de galaxie naine, découverte en 1985 dans la constellation de la machine pneumatique (Antlia). Cette galaxie, observée ici par le VLT, est de forme sphéroïdale plutôt qu'elliptique, elle appartient au Groupe Local et contient environ un million d'étoiles vieilles.

Les galaxies elliptiques naines

 Avec un million de masses solaires, les galaxies elliptiques naines sont à peine plus massives que des amas globulaires. Elles sont constituées d'un faible nombre d'étoiles, ce qui les rend pratiquement transparentes et donc très difficiles à détecter. Certaines ne sont même pas visibles sur les plaques photographiques et n'apparaissent qu'indirectement, par des mesures de fluctuations de la densité d'étoiles dans le ciel. Ce problème de détection a une conséquence importante : nous ne sommes capables de discerner les galaxies naines que dans notre voisinage immédiat. Nous ne connaissons donc leur propriété que localement. Ceci pose évidemment un problème lorsqu'il s'agit d'évaluer certains facteurs comme l'abondance des galaxies naines dans l'univers et leur contribution à la masse de celui-ci. Néanmoins, du fait de leur très faible masse, il faudrait véritablement des quantités gigantesques de galaxies naines, ce qui ne parait guère possible, pour que celles-ci aient un effet appréciable sur la masse de l'univers.

Les galaxies elliptiques géantes

A l'autre bout de l'éventail des masses, on trouve les galaxies elliptiques géantes qui peuvent atteindre 10 000 milliards de masses solaires et sont donc extrêmement lumineuses. Ces galaxies sont très rares et ne se trouvent qu'au centre de certains amas de galaxies. Elles sont alors entourées d'une multitude de congénères de masse plus raisonnable. Ces autres galaxies, à chaque passage près du centre de l'amas, perdent un peu matière et alimentent la géante, lui faisant finalement atteindre une masse incroyable.

L'éventail de masse des galaxies elliptiques s'étale donc entre un million et 10 000 milliards de masses solaires. Pour les autres types par contre, la gamme est plus restreinte. Les observations montrent que les spirales restent confinées à un domaine très étroit, entre 1 milliard et 500 milliards de masses solaires. Les irrégulières sont moins massives en moyenne et se distribuent entre 100 millions, pour les galaxies irrégulières naines, et 50 milliards de masses solaires.

 De tous les types, les galaxies spirales sont probablement les plus magnifiques. L'origine de la structure spirale reste encore de nos jours un grand sujet d'étude. La première tentative d'explication consistait à dire que la forme spirale était due à la rotation différentielle de la galaxie. Ainsi, les parties internes tournaient plus vite que les parties externes, et la structure spirale apparaissait tout naturellement avec le temps. Malheureusement pour cette hypothèse, les bras auraient fini par s'enrouler sur eux-mêmes tout en s'étirant. De cette façon, ils auraient rempli toute la galaxie en un temps de l'ordre du milliard d'années, ce qui est incompatible avec les observations actuelles.

Messier 83

 Depuis, d'autres théories ont fait leur apparition. La première est celle des ondes de densité, développée par Bertil Lindblad. Nous savons qu'une onde sonore correspond à des variations périodiques de la pression d'un gaz. De façon similaire, les ondes de densité consistent en des variations de la densité de matière. Dans cette vision des choses, les bras spiraux ne sont pas liés à des étoiles données, ce sont simplement des régions où la matière est temporairement concentrée. Ainsi, les bras peuvent se déplacer en bloc, indépendamment de la matière, ce qui explique que leur forme ne change pas avec le temps. Comme la densité de matière est élevée dans les bras, le gaz s'y trouve comprimé, ce qui provoque l'effondrement de nuages moléculaires et la formation d'étoiles massives et brillantes. Au contraire, entre les bras, se trouvent des régions de faible densité, sans étoiles massives, qui sont donc beaucoup moins visibles. Cette théorie explique l'existence de bras spiraux, mais elle présente deux difficultés. D'abord, elle n'explique pas le phénomène qui donne naissance aux ondes de densité, ensuite, elle n'explique pas comment les ondes de densité sont entretenues alors qu'elles devraient avoir tendance à se dissiper au bout de quelques millions d'années.

  
Une deuxième théorie est celle de l'autopropagation de la formation d'étoiles. Les étoiles massives achèvent leur existence par de formidables explosions qui peuvent déclencher l'effondrement de nuages moléculaires et donc la formation de nouvelles étoiles massives. Si les premières étoiles sont alignées le long d'un bras spiral, les nuages moléculaires qui s'effondrent et les nouvelles étoiles formées le sont également. Plus tard, ces dernières exploseront à leur tour et donneront naissance à une nouvelle série, toujours dans le même bras. De cette façon, la forme du bras spiral se conserve de génération en génération d'étoiles. Évidemment, cela n'explique pas l'origine première de la forme spirale, mais il ne s'agit pas d'un problème trop sérieux. En effet, les premières étoiles peuvent très bien apparaître lors de collisions aléatoires entre nuages moléculaires et la forme spirale naître par suite de la rotation différentielle de la galaxie.

 Laquelle des deux théories est la bonne ? Il semble en fait que les deux mécanismes existent et qu'ils donnent lieu à des types différents de spirales. Les ondes de densité sont probablement en jeu dans les galaxies possédant des bras spiraux fins, nets et clairement définis. C'est en particulier le cas dans les spirales qui possèdent une barre centrale capable d'entretenir le phénomène ou dans celles qui ont subi des interactions gravitationnelles avec d'autres galaxies. L'autopropagation de la formation d'étoiles serait quant à elle plutôt en cause dans les galaxies qui présentent des bras spiraux incomplets, épais ou mal définis.