L'espace et le temps : le point de vue astronomique - article ; n°1 ; vol.41, pg 81-94

Evry Schatzman, Monique Signore

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Communications - Année 1985 - Volume 41 - Numéro 1 - Pages 81-94
14 pages
Source : Persée ; Ministère de la jeunesse, de l’éducation nationale et de la recherche, Direction de l’enseignement supérieur, Sous-direction des bibliothèques et de la documentation.

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• Publié par: COMMUNICATIONS
• Publié le: 01 janvier 1985
• Nombre de lectures: 9
• Langue: Français
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Extrait

Evry Schatzman
Monique Signore
L'espace et le temps : le point de vue astronomique
In: Communications, 41, 1985. pp. 81-94.
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Schatzman Evry, Signore Monique. L'espace et le temps : le point de vue astronomique. In: Communications, 41, 1985. pp. 81-
94.
doi : 10.3406/comm.1985.1609
http://www.persee.fr/web/revues/home/prescript/article/comm_0588-8018_1985_num_41_1_1609Schatzman et Monique Signore Evry
L'espace et le temps :
le point de vue astronomique
Résumé.
L'examen des données astronomiques (fuite des galaxies, rayonnement
cosmologique) et des lois physiques (mécanique céleste, théorie de la gravita
tion) conduit à des représentations de l'univers dont la plus simple est l'univers
fermé de Friedmann-Robertson- Walker (FRW) isotrope, spatialement homo
gène et rempli de fluide. Chaque section du genre espace est fermée (compacte,
finie en volume et en extension).
La caractéristique essentielle de ce modèle est son expansion : le volume des
sections spatiales varie avec le temps. Cette expansion conduit à une singularité
initiale en un temps fini dans le passé, quand le volume d'une section spatiale
devient nul. quand la matière devient infiniment dense et chaude : c'est le
« bang » du début de l'univers. Tous les modèles dynamiques, physiquement
raisonnables, conduisent à cette singularité initiale.
Dans cette représentation classique, la flèche du temps est définie à la fois par
la singularité, l'expansion de l'univers et la séquence de phénomènes irréversi
bles dont il a été le siège (croissance de l'entropie).
On a tenté depuis quelque temps une étude des phénomènes physiques qui se
sont produits à l'époque dite de la grande unification (10'35 sec), où était
réalisée physiquement l'unification des forces (interactions électromagnétiques,
faibles, fortes et gravitationnelles). Ces modèles semblent capables de résoudre
certains problèmes, tels que celui des horizons, celui de la « platitude », celui de
l'excès du nombre de photons par rapport au nombre de baryons. celui de la
forte entropie par baryon...
Quand la courbure varie de façon significative à l'échelle de la longueur de
Planck (1()"32 cm), c'est-à-dire au temps de Planck (10'42 sec), la description
classique n'est plus valable, car les effets gravitationnels quantiques deviennent
importants. Il n'est pas encore possible de calculer ces effets et donc de tirer des
conclusions définitives sur cette époque très archaïque.
Introduction.
Le point de départ de toute la conception astronomique du temps est
le mouvement des astres dans le ciel et la rotation de la Terre. Pendant
longtemps, en fait jusqu'en juin 1955, la de la Terre a servi de
base au contrôle des horloges qui servaient de garde-temps. Les
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inégalités du mouvement de rotation de la Terre ont finalement conduit
à effectuer le contrôle des horloges par la durée de l'année tropique, la
seconde valant la fraction 1/31 556 925,975 de et à
remplacer définitivement la garde du temps par les horloges à balancier
par la garde du temps par les horloges atomiques. Depuis octobre 1983,
par convention, l'unité de temps et l'unité de longueur sont reliées
par l'intermédiaire de la vitesse de la lumière, puisque le mètre
est maintenant défini comme étant la distance parcourue en
1/299 792 458 de seconde, la seconde étant définie par la fréquence
0,9192631770.1010 s"1 d'une raie du césium.
Ce nouveau garde-temps, d'une stabilité à laquelle on ne pouvait
songer il y a encore trente-cinq ans, permet une étude d'une remarquab
le précision du mouvement de la Terre et des planètes autour du Soleil.
Un résultat tout à fait important de ces études, ainsi que le rapporte Will
(1979), est la confirmation de la théorie einsteinienne de la gravitation
(TEG) : dans le système solaire, les corrections post-newtoniennes de la
théorie einsteinienne sont vérifiées, et cela avec une précision suffisante
pour écarter diverses variantes de la relativité qui ont été proposées
depuis soixante ans.
Nous nous placerons donc, dans ce qui suit, dans le cadre de la théorie
einsteinienne de la gravitation, le terme consacré de relativité générale
étant en fait malheureux et même fallacieux. En effet, dès l'instant que
sont introduites des bosses de l'espace-temps, le système des coordon
nées devient absolu (voir par exemple de Witt, 1983) et le terme de
relativité ne paraît plus approprié.
L'expansion de L'univers.
Le point de départ de toute notre conception de l'espace et du temps
est bien évidemment notre environnement terrestre, en donnant au mot
environnement un sens très large, incluant toute la partie visible de
l'univers qui nous entoure.
La partie visible de l'univers qui nous entoure ne nous permet pas de
répondre à toutes les questions qui sont posées par la logique de TEG et
ses développements les plus récents. Aussi bien est-ce par les questions
les plus simples que nous commencerons.
Venant après la TEG d'Einstein (1916, 1917) et les modèles
d'univers de Sitter (1917), Friedmann (1922), Lemaître (1931), la
découverte par Hubble et Humason (1931) que le décalage vers le rouge
des raies spectrales des galaxies croissait avec la distance a imposé très
rapidement, grâce en particulier à Eddington, la notion d'expansion de
l'univers.
Il apparaît maintenant, à condition de se placer à une échelle
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suffisante (au-delà de 108 années-lumière), que l'univers est homogène
et isotrope. Les galaxies lointaines s'éloignent de nous avec des vitesses
proportionnelles à leur distance :
v = ll.r
où r est la distance et v la vitesse. Il est la constante de Hubble-
Humason. du nom des deux astronomes qui ont établi cette loi en 1929.
Depuis la découverte de Hubble et llumason. des analyses de données de
plus en plus rigoureuses ont confirmé cette relation, tout au moins tant
que les distances ne sont pas trop grandes (un petit terme en r2 devient
sensible aux grandes distances, mais son évaluation est difficile et il n'y a
pas accord sur son signe !). La valeur de 11 est encore controversée. Il
allant de 50 km/sec/Megaparsec (Tammann et al.) à 85 km/sec/
Megaparsec (Vaucouleurs). Les écarts à la loi de Hubble-llumason sont
considérés comme étant dus à des mouvements particuliers des
galaxies.
La « cosmologie moderne » commence avec l'application des princi
pes de la relativité générale d'Einstein : curieusement, alors que des
cosmologies newtoniennes avaient déjà été élaborées par Neumann
(1896) et Seeliger (1895). celles-ci n'ont été retrouvées que bien après
les premières cosmologies relativistes : Milne (1934) et Milne et Me Créa
(1934). L'intérêt des cosmologies newtoniennes. ainsi que le remarquait
Peebles (1970). tient au fait que. jusqu'à une distance de l'ordre du
milliard d'années-lumière, l'univers est très proche d'un univers eucli
dien.
La Singularité initiale. Le problème des horizons.
Les cosmologies newtoniennes et relativistes ont un trait commun très
important : pour tout observateur, il existe dans le passé un temps fini
où la densité a été infinie. C'est le problème le plus fondamental de la
cosmologie moderne : Penrose. Hawking. Ceroch. Misner. entre autres,
ont montré que les « singularités » sont un trait commun à tous les
modèles cosmologiques. L'interprétation physique détaillée de ces
singularités reste un problème non résolu. Mais pourquoi l'idée d'une
singularité initiale est-elle si troublante ? Revenons à l'univers observé.
La loi de Hubble-llumason nous dit que la cinématique de l'univers est
grossièrement isotrope ; nous verrons plus loin que le fond du ciel en
micro-ondes est encore plus parfaitement isotrope. La métrique de FRW
est certainement une excellente approximation au moins depuis l'épo
que où le rayonnement (voir plus loin) s'est découplé de la matière.
Mais, au-delà de cette époque, on ne peut pas expliquer l'homogénéité