PREMIER MODÈLE D'UN UNIVERS EN EXPANSION

Le Soviétique Alexandre Alexandrovitch Friedmann (1888-1925), physicien et professeur à l’université de Petrograd, publie en 1922 un article fondateur de la cosmologie moderne. Il est le premier à montrer, à partir de la relativité générale – publiée en 1915 par Albert Einstein (1879-1955) –, qu’un univers possédant un début suivi d’une expansion est en accord avec celle-ci, ce qu’Einstein admettra difficilement. L’expansion de l’Univers sera confirmée par des observations astronomiques dès 1929, et sa phase initiale ne cessera depuis lors d’être une des questions centrales de la cosmologie et de la physique.

Décrire l’Univers à partir des équations d’Einstein

La relativité générale décrit la structure (ou géométrie) d’un espace-temps, généralement courbe (c’est-à-dire non euclidien), comme étant déterminée par la répartition et le mouvement de la matière que cet espace contient, qu’elle soit présente sous forme de masse ou d’énergie. Réciproquement, le mouvement de la matière est déterminé par la géométrie. Les équations d’Einstein explicitent cela sous la forme d’une relation entre deux objets mathématiques appelés tenseurs, dont les propriétés généralisent celles d’objets plus familiers tels les nombres (scalaires) ou les vecteurs. Dans ces équations, l’un des tenseurs décrit la géométrie de l’espace-temps, l’autre représente son contenu en masse-énergie. Deux constantes fondamentales bien connues de la physique, et deux seulement, interviennent dans ces équations qui fondent la relativité générale : la vitesse de la lumière c et la constante de gravitation de Newton G. En outre, les équations comprennent un nombre, dont la valeur n’est pas fixée (c’est donc une inconnue), appelé « constante cosmologique » et noté Ʌ, dont seule l’observation de l’Univers réel pourra déterminerla valeur.

Capables de décrire une évolution au cours du temps à partir de conditions initiales, ces équations peuvent être appliquées aussi bien à un objet particulier (étoile ou trou noir, par exemple) qu’à l’Univers dans son ensemble dont traite la cosmologie. En 1917, Albert Einstein puis le Néerlandais Willem De Sitter (1872-1934), en partant d’hypothèses différentes sur le contenu de l’Univers, calculent deux solutions possibles des équations. Ces solutions sont telles que les univers proposés demeurent semblables à eux-mêmes au cours du temps, appelé « temps cosmique ». Einstein, sans doute convaincu que le cosmos ne peut être qu’immuable, estime que ce postulat d’un univers statique, qui requiert une valeur non nulle de Ʌ, se justifie par les rares observations astronomiques alors disponibles, telles les faibles vitesses mesurées de mouvements d’étoiles.