3.1 La théorie du Big Bang et les modèles alternatifs

Depuis le début du XXᵉ siècle, une série de découvertes scientifiques majeures a profondément transformé notre compréhension de l’univers. En s’éloignant de l’idée d’un cosmos statique et éternel, les observations astronomiques — notamment les travaux d’Edwin Hubble sur le décalage vers le rouge des galaxies — ont révélé que l’univers est en expansion. Cette découverte a conduit à l’élaboration du modèle du Big Bang, qui décrit l’univers comme ayant évolué à partir d’un état extrêmement dense et chaud il y a environ 13,7 milliards d’années ¹.

Aujourd’hui, le modèle du Big Bang est largement accepté par la communauté scientifique et soutenu par plusieurs ensembles indépendants de données observationnelles, tels que le fond diffus cosmologique ou l’abondance relative des éléments légers. Il ne fait cependant pas l’unanimité. Divers modèles cosmologiques alternatifs — comme les théories de l’univers stationnaire ou les scénarios cycliques et rebondissants — ont été proposés, souvent motivés par des préoccupations conceptuelles liées à l’idée d’un commencement absolu, ou par la volonté de répondre à certaines limites ou questions ouvertes du modèle standard.

Dans cette section, nous examinerons le modèle du Big Bang ainsi que ses principales alternatives en évaluant, pour chacun, les motivations théoriques, les phénomènes qu’ils cherchent à expliquer, ainsi que leurs forces et leurs limites face aux données observationnelles actuelles. L’objectif est de comprendre pourquoi certains modèles ont acquis une acceptation plus large, tandis que d’autres demeurent des pistes de recherche actives.

Cette approche comparative permettra de mieux saisir à la fois les succès du cadre du Big Bang et les raisons pour lesquelles la question de l’origine de l’univers reste un domaine de recherche ouvert et intellectuellement vivant.

Les débuts de la théorie du Big Bang #

1. Albert Einstein et la relativité générale (1915) :

   • En 1915, Albert Einstein publie la théorie de la relativité générale, une nouvelle manière de décrire la gravitation (non comme une force, mais comme une courbure de l’espace-temps par la masse et l’énergie). Ses équations suggèrent que l’univers est dynamique : il doit soit s’étendre, soit se contracter.
   • Gêné par cette conclusion (il croyait que l’univers était statique), il introduisit la “constante cosmologique”, un facteur mathématique pour empêcher l’univers de s’effondrer ou de se dilater. Il qualifiera plus tard cette constante de « plus grande bévue », même si une forme de constante cosmologique (énergie noire) est aujourd’hui réintroduite pour expliquer l’accélération de l’expansion.

2. Alexander Friedmann et Georges Lemaître et l’idée d’un univers en expansion (années 1920)

   • 1922–1924: le physicien russe Alexander Friedmann publie des solutions des équations d’Einstein montrant que l’Univers peut être en expansion ou en contraction. Il démontre mathématiquement qu’un Univers « statique » n’est pas la seule option.
   • En 1927, le prêtre et physicien belge Georges Lemaître reprend ces solutions et les relie aux observations : il propose que l’Univers est en expansion et qu’il a commencé dans un état extrêmement dense et chaud, qu’il appelle plus tard « atome primitif ». Il établit la relation distance–décalage vers le rouge et en déduit une constante d’expansion.
   • Nuance importante: Lemaître n’a pas utilisé un « taux de radiation » pour mesurer cette expansion ; il s’est appuyé sur les décalages spectraux des galaxies et sur des estimations de distance.

Leurs travaux théoriques constituent le socle conceptuel du modèle du Big Bang.

Les preuves observationnelles du Big Bang #

Plusieurs observations indépendantes confirment cette vision d’un univers jadis beaucoup plus chaud et dense, en expansion depuis des milliards d’années.

• Expansion de l’univers : la loi de Hubble–Lemaître montre que l’univers se dilate.

  • En 1929, Edwin Hubble observe que plus une galaxie est loin, plus sa lumière est décalée vers le rouge (relation v = H₀ d). Il combine des mesures de distance (céphéides, puis d’autres indicateurs) et de vitesse (raies spectrales).
  • Que signifie ce décalage ? Les longueurs d’onde sont étirées parce que l’espace lui‑même s’étire. Ce n’est pas juste un “effet Doppler” classique dans un espace fixe.

• Rayonnement fossile : le fond diffus cosmologique (CMB), vestige thermique de l’univers jeune.

  • Prédiction (1948) : Ralph Alpher et Robert Herman (avec George Gamow) prédisent l’existence d’un rayonnement d’environ quelques kelvins, libéré quand l’Univers est devenu transparent (~380 000 ans après le début).
  • Découverte (1965) : Arno Penzias et Robert Wilson détectent un bruit micro‑onde isotrope à ≈ 2,7 K, exactement ce qui était prévu.
  • Mesures précises : le satellite COBE (1989–1992) trouve un spectre de corps noir quasi parfait (2,725 K) et des anisotropies minuscules (~10⁻⁵). WMAP puis Planck dressent la “courbe” de ces fluctuations (pics acoustiques) et en déduisent avec précision l’âge de l’Univers, la quantité de matière, la courbure, etc.
  • Pourquoi c’est crucial : ces petites variations de température sont les graines qui, sous l’action de la gravité, formeront les galaxies et les amas.

• Abondance des éléments légers : la “recette” chimique de l’Univers tout jeune

  • Quand ? De ~1 seconde à ~3 minutes après le Big Bang, la température dépasse 10⁹ K. Protons et neutrons fusionnent pour produire surtout de l’hélium-4 (≈ 24 – 25 % de la masse), ainsi qu’un peu de deutérium (quelques × 10⁻⁵), d’hélium-3 et de lithium-7.
  • Ce qu’on observe. Dans des environnements très peu transformés — nuages de gaz quasi primordiaux et vieilles étoiles pauvres en métaux — les abondances mesurées concordent remarquablement avec les calculs de la nucléosynthèse primordiale. Reste une légère « tension du lithium » : la quantité de Li-7 observée est plus basse que la valeur théorique.
  • Pourquoi c’est important. Ce mélange précis ne peut être obtenu que dans un Univers extrêmement chaud et dense durant un laps de temps très court. Un Univers éternel et stationnaire aurait laissé beaucoup plus de temps pour transformer l’hydrogène ; on n’y retrouverait pas ces proportions.

L’inflation cosmique : une hypothèse clé (mais encore à tester) #

Dans les années 1980, le physicien Alan Guth introduit le concept d’inflation cosmique. Il s’agit d’une phase d’expansion exponentielle, survenue vers 10⁻³⁶ à 10⁻³² seconde après le Big Bang, où l’univers a vu son volume croître d’un facteur gigantesque en une fraction de seconde.
Pourquoi proposer une telle idée ? Parce que le modèle classique du Big Bang seul ne pouvait expliquer plusieurs énigmes :

• Le problème de l’horizon : Sans inflation, les différentes régions de l’univers observables aujourd’hui n’auraient jamais pu être en contact. Pourtant, elles présentent des caractéristiques identiques, comme une température uniforme. L’inflation permet d’expliquer cette homogénéité : avant la phase d’expansion extrême, ces régions étaient suffisamment proches pour échanger informations et énergie.
• Le problème de la platitude : Les observations montrent que l’univers est quasiment plat, c’est-à-dire que son espace n’est ni courbé positivement (fermé) ni négativement (ouvert). Sans inflation, il aurait fallu des conditions initiales extraordinairement précises. L’inflation agit comme un mécanisme d’aplanissement, rendant l’univers plat à très grande échelle, même s’il ne l’était pas parfaitement au départ.
• Le problème des monopôles (et autres reliques exotiques) : Les théories de grande unification prévoient des monopôles magnétiques (aimants à pôle unique) créés juste après le Big Bang chaud. Sans inflation, leur densité aujourd’hui serait comparable à celle des protons : on devrait en détecter partout. Or aucun monopôle n’a jamais été observé malgré des recherches intensives. L’inflation, en dilatant l’Univers d’un facteur gigantesque, dilue ces particules à des concentrations si faibles qu’elles deviennent indétectables, résolvant ainsi la contradiction.
• L’origine des structures : L’inflation explique également pourquoi l’univers n’est pas parfaitement uniforme. Les fluctuations quantiques minuscules, présentes avant et pendant l’inflation, ont été étirées à des échelles cosmologiques. Ces variations minuscules de densité ont servi de germes à la formation des galaxies et des amas de galaxies.

L’inflation n’est pas encore confirmée de manière définitive, mais plusieurs de ses prédictions ont trouvé des indices dans les observations du fond diffus cosmologique, notamment dans le spectre des fluctuations de température.

Implication de la théorie du Big Bang #

En résumé, le modèle du Big Bang décrit un Univers qui naît d’un état extrêmement dense et chaud — peut-être même d’une singularité au sens de la relativité générale — puis qui se dilate rapidement, une phase d’inflation pouvant encore amplifier cette expansion initiale. À ces énergies, la relativité générale et la mécanique quantique ne constituent plus un cadre suffisant : la description de l’« instant zéro » reste donc spéculative, en attente d’une théorie de gravitation quantique.

Ce scénario s’impose parce qu’il explique un ensemble d’observations convergentes : l’expansion mesurée des galaxies, le fond diffus cosmologique et son spectre de corps noir, l’abondance des éléments légers issue de la nucléosynthèse primordiale, ainsi que la formation des structures à grande échelle.

La question d’un commencement absolu dépasse cependant le cadre de la physique et touche à la philosophie. Plusieurs savants et penseurs, quelles que soient leurs convictions, ont exprimé un malaise devant l’idée d’un début abrupt. Arthur Eddington notait par exemple : « D’un point de vue philosophique, l’idée d’un commencement abrupt à l’ordre actuel de la Nature me répugne. »

Pourquoi cette résistance ? Parce qu’admettre un commencement suggère, pour beaucoup, l’existence d’une cause première ou d’une force créatrice. La section 3.3 explorera plus en détail ce lien entre l’existence d’un début cosmique et la notion de causalité première.

Théories alternatives #

Différentes théories alternatives au Big Bang émergèrent pour rendre l’univers infini à nouveau.

Le modèle stationnaire de l’univers fut développée par le Britannique Fred Hoyle et ses collègues dans les années 1940. Cette théorie soutenait que l’univers était infini et éternel tout en admettant l’hypothèse d’un univers en accroissement perpétuel. Il avança l’idée que l’univers était infini à la fois dans sa dimension et dans le temps. Ainsi, aucune création ou causalité n’était nécessaire. D’après ce modèle, puisqu’il y a expansion (donc dilution de la matière), il devait donc y avoir une création continue de matière pour compenser la dilution due à l’expansion de l’Univers. Dans ce cas, il n’y a pas de phase primordiale dense et chaude. Ce cadre théorique a longtemps été un concurrent sérieux au modèle du Big Bang. Mais il est tombé en désuétude principalement à la suite de la découverte du fond diffus cosmologique, que le modèle stationnaire n’explique pas naturellement.

D’autre modèles concurrents ont été proposés :

Univers cyclique (Big Bounce) #

• Principe général :
  Le modèle du rebond² postule que notre univers n’est pas issu d’un Big Bang unique, mais d’une série d’oscillations infinies : des phases d’expansion suivies de contractions, qui se répètent à l’échelle cosmique. Ainsi, dans un passé lointain, l’univers aurait été bien plus vaste qu’aujourd’hui, avant de se contracter sur des milliards d’années jusqu’à atteindre une taille extrêmement réduite — mais jamais nulle. Au lieu de s’effondrer en une singularité, il aurait alors « rebondi » et amorcé une nouvelle phase d’expansion, celle que nous observons aujourd’hui. Dans ce cadre, le cosmos n’aurait donc ni commencement ni fin, mais existerait de toute éternité.

• Versions théoriques :

  • En gravitation quantique à boucles, les équations modifiées par les effets quantiques remplacent la singularité par un rebond naturel lorsque la densité critique est atteinte.
  • Dans la théorie des cordes, certains modèles dits ekpyrotiques ou cyclic inflation envisagent que des membranes (branes) évoluant dans un espace de dimension supérieure entrent périodiquement en collision, générant des cycles d’expansion et de contraction.
  • Ces modèles fixent parfois un seuil minimal à la contraction, de l’ordre du volume de Planck (~4 × 10^-105 m³), en-deçà duquel les lois de la physique classique cessent d’être valables.

• État des observations :

  • À ce jour, aucune signature observationnelle claire ne confirme l’existence de cycles antérieurs.
  • Les chercheurs espèrent trouver des indices dans le fond diffus cosmologique (CMB), par exemple sous forme d’anomalies ou de motifs circulaires révélant une phase précédente³.
  • Des hypothèses incluent également des traces fossiles d’ondes gravitationnelles primordiales ou des particularités dans la répartition des grandes structures, mais rien n’a encore été détecté de manière concluante.
  • Comme le résume un chercheur cité par Space.com : « Il n’y a pas de preuves empiriques aujourd’hui pour les cosmologies à rebond. Mais il n’y a pas non plus de preuves pour la singularité initiale »⁴.

• Limites théoriques et critiques² :

  • Manque de preuves empiriques : si le rebond évite la singularité du Big Bang, cette hypothèse reste pour l’instant « radicale » et hautement spéculative⁵.
  • Moins convaincant que l’inflation : la théorie de l’inflation cosmique demeure la référence dominante, car elle explique de manière robuste plusieurs énigmes cosmologiques (platitude, homogénéité, absence de monopôles magnétiques, spectre des fluctuations observé dans le CMB).
  • Le problème de l’entropie :
    • Le deuxième principe de la thermodynamique impose que l’entropie (le désordre global) augmente d’un cycle à l’autre.
    • Cela implique que les cycles futurs deviendraient de plus en plus longs et vastes, tandis que les cycles passés auraient été de plus en plus courts et petits.
    • En remontant indéfiniment vers le passé, cette logique conduit inévitablement à un premier cycle — ce qui contredit l’idée d’une éternité passée sans commencement.
  • Solutions proposées : plusieurs hypothèses tentent de contourner cette objection, sans consensus :
    • Reset quantique de l’entropie : certains modèles en gravitation quantique à boucles supposent qu’au rebond, les conditions extrêmes effacent ou réinitialisent l’entropie.
    • Dilution par expansion exponentielle : les modèles de Steinhardt et Turok introduisent une phase d’expansion accélérée diluant l’entropie au point de la rendre négligeable dans le cycle suivant⁶.
    • Flèche du temps double : quelques physiciens proposent que le rebond engendre deux directions temporelles opposées, chacune avec sa propre entropie croissante.
    • Cosmologie cyclique conforme (Penrose) : dans ce modèle, l’univers futur, après des trillions d’années, deviendrait extrêmement dilué et composé uniquement de rayonnement. Cet état « sans échelle » serait mathématiquement équivalent au début d’un nouvel univers, doté d’une faible entropie initiale⁷.
      Ces scénarios sont fascinants, mais restent hautement spéculatifs et ne reposent encore sur aucune confirmation observationnelle.

• Conclusion :
  Le modèle du Big Bounce propose une vision élégante et stimulante de l’histoire cosmique, en évitant la singularité initiale du Big Bang. Toutefois, il souffre d’un sérieux déficit de preuves empiriques et se heurte à des limites théoriques majeures, en particulier le problème de l’entropie. Même si un rebond cosmique s’est produit, il est loin d’être établi qu’il permette d’échapper à l’idée d’un commencement. L’existence d’un premier cycle ou d’une condition initiale spéciale semble encore difficile à éviter.

Modèles quantiques « éternels » ou « émergents » #

• Principe général: Dans ces scénarios, l’Univers ne « naît » pas au sens strict d’un instant zéro. Il existe avant le Big Bang sous la forme d’un état quantique (vide quantique, état quasi stationnaire, phase euclidienne, etc.) et émerge ensuite comme Univers classique en expansion. Autrement dit, le Big Bang n’est pas une création ex nihilo, mais une transition de phase.
• Le vide quantique n’est pas le néant: En physique, le « vide » est un état d’énergie minimale, traversé de fluctuations quantiques qui peuvent créer et annihiler brièvement des paires de particules. On est donc loin du « rien » philosophique : ces modèles ne prétendent pas que l’Univers surgit du néant absolu.
• Variantes souvent citées :
  • Univers émergent : l’Univers reste très longtemps dans un état quantique quasi stationnaire (pas de véritable “t = 0”), puis entre progressivement dans une phase d’expansion classique.
  • Proposition « no‑boundary » (Hartle–Hawking) : il n’existe pas de « bord » temporel initial. Le temps classique apparaît à partir d’une phase quantique décrite par une fonction d’onde de l’Univers, évitant ainsi la singularité.
  • Tunneling quantique (Vilenkin) : l’Univers effectue un effet tunnel depuis un état quantique (vide métastable) vers un Univers en expansion. Là encore, on ne parle pas d’un surgissement « à partir de rien », mais d’une transition quantique.
• Limites et statut observationnel: Ces approches restent hautement spéculatives. Elles proposent peu de prédictions distinctes faciles à tester : leurs signatures, si elles existent, se confondent souvent avec celles du modèle standard. À ce jour, aucune observation ne permet de trancher en faveur de l’un de ces scénarios.

Conclusion #

En dépit de leur intérêt conceptuel (éternité de l’Univers, évitement d’une singularité, etc.), les modèles alternatifs peinent à reproduire simultanément l’ensemble des observations. Le modèle stationnaire est largement disqualifié par le fond diffus cosmologique ; les scénarios cycliques/rebond et les modèles quantiques « éternels » restent stimulants, mais leurs signatures distinctives n’ont pas été confirmées.

Les découvertes qui ont conduit aux hypothèses de matière noire froide (CDM) et d’énergie noire (Λ) #

Depuis la fin des années 1970, on s’est aperçu que le Big Bang « chaud et dense » ne suffit pas à décrire tout ce que l’on observe. Dans les galaxies, les étoiles des bords tournent trop vite au regard de la seule matière lumineuse ; dans les amas, la masse déduite des mouvements des galaxies, du gaz chaud en rayons X et des effets de lentille gravitationnelle dépasse largement la masse visible. À l’échelle cosmique, la carte très précise du fond diffus cosmologique montre qu’il manque une part de matière pour former les grandes structures telles qu’on les voit. La solution la plus simple est d’admettre une matière supplémentaire, invisible et presque immobile à ces époques : la matière noire froide. Elle n’émet pas de lumière (ou très peu), interagit surtout par la gravité et sert de charpente à la formation des filaments, des galaxies et des amas.

Vient ensuite la surprise de 1998 : des supernovae lointaines apparaissent plus faibles qu’attendu, signe que l’expansion de l’Univers accélère. Or les mesures du fond diffus cosmologique indiquent un Univers presque plat géométriquement ; pour concilier cette platitude avec une expansion qui accélère, il faut introduire une composante qui exerce une pression négative et pousse l’espace à s’étirer de plus en plus vite : l’énergie noire, modélisée le plus simplement par la constante cosmologique Λ. En combinant supernovae, oscillations acoustiques baryoniques (BAO) et CMB, on obtient un portrait cohérent : environ 5 % de baryons, ~25 % de matière noire froide et ~70 % d’énergie noire — c’est le modèle ΛCDM.

Y a-t-il des opposants à ces hypothèses ? Oui, il existe des propositions concurrentes. Pour remplacer la matière noire, certains modifient les lois de la gravitation (MOND et extensions comme TeVeS) : ces modèles expliquent bien certaines courbes de rotation de galaxies, mais peinent avec d’autres tests, notamment les amas de galaxies et les cartes du CMB. Du côté de l’énergie noire, d’autres préfèrent changer la gravité à grande échelle (par exemple des théories f(R) ou des scénarios de « back-reaction »), ou bien autoriser une énergie noire qui évolue dans le temps ; ces pistes sont étudiées, mais, à ce jour, elles ne surpassent pas l’explication simple par Λ quand on met toutes les données ensemble.

Enfin, des tensions subsistent — notamment sur la valeur actuelle du taux d’expansion (H₀) ou sur la croissance des structures (σ₈/S₈). Elles maintiennent ouvertes les questions et poussent à tester ΛCDM de façon toujours plus serrée. Pour l’instant, toutefois, la matière noire froide et l’énergie noire restent les deux ingrédients les plus efficaces pour rendre compte, simultanément, de la dynamique interne des systèmes, de la géométrie de l’Univers et de son histoire d’expansion.

Les dernières découvertes (après l’introduction de Λ et de la CDM) #

Après l’établissement du cadre ΛCDM, la cosmologie est entrée dans une ère de mesures de haute précision. Les cartes du fond diffus cosmologique, d’abord avec WMAP puis surtout avec Planck, ont affiné les paramètres clés (âge, contenu en matière et énergie, courbure quasi nulle) et confirmé la cohérence globale du modèle. Des expériences au sol comme ACT et SPT ont prolongé ce travail à plus petites échelles angulaires, offrant des vérifications indépendantes et des contraintes complémentaires.

En parallèle, les grands relevés de galaxies ont mis en évidence l’empreinte des oscillations acoustiques baryoniques, véritable règle standard pour reconstituer l’histoire de l’expansion. Combinées au cisaillement gravitationnel faible (KiDS, DES, HSC), ces cartographies 3D ont suivi la croissance des structures, testé la gravité à grande échelle et consolidé l’image d’un univers structuré par la matière noire froide. Plus récemment, le télescope James-Webb a révélé des galaxies très précoces et parfois plus massives ou lumineuses qu’attendu, ce qui pousse à raffiner les modèles de formation stellaire et d’assemblage des galaxies sans remettre en cause l’ossature du cadre standard.

Ces avancées n’effacent pas toutes les questions. La valeur du taux d’expansion actuel diffère selon qu’on la mesure localement (céphéides + supernovae, masers, lentilles fortes) ou qu’on l’infère du CMB sous ΛCDM ; de même, certains indicateurs de la croissance des structures suggèrent une légère tension. Ces écarts peuvent provenir d’effets systématiques encore mal contraints ou annoncer des ajustements de physique. Les prochains jeux de données — DESI déjà en cours, Euclid et, bientôt, le Rubin Observatory — devraient préciser l’ampleur de ces tensions et, selon le verdict, conforter le modèle ou guider son évolution.

Et maintenant? #

Le modèle cosmologique actuel n’est pas un bloc figé : il se construit à partir des données disponibles, prédit des phénomènes quantifiables, puis est testé par de nouvelles observations. Lorsque des résultats ne collent pas, on révise le modèle. Ce cycle — observer → modéliser → prédire → tester → réviser — est au coeur du progrès en cosmologie.

• Observer → Modéliser. Les premières mesures de l’expansion ont conduit à un Univers en évolution ; la physique du plasma primordial a suggéré un état chaud et dense.
• Modéliser → Prédire. Avant 1965, on prévoit un rayonnement fossile micro-onde : il sera détecté par Penzias & Wilson. Dans les années 1980, on introduit l’inflation pour résoudre horizon/platitude : elle prévoit des fluctuations presque invariantes d’échelle, adiabatiques et (quasi) gaussiennes, confirmées ensuite par WMAP/Planck.
  En 1998, les SN Ia révèlent une accélération : on ajoute Λ (énergie noire) ; BAO, CMB et lentilles convergent vers un même ensemble de paramètres.
• Tester → Réviser. Aujourd’hui, des tensions (H₀, σ₈/S₈) et des surprises (galaxies très précoces avec JWST) poussent soit à affiner l’astrophysique et les analyses, soit à étendre le cadre standard si nécessaire. La connaissance évolue : le modèle s’ajuste à la lumière des meilleures données.

À retenir : ΛCDM est un outil prédictif qui a passé de nombreux tests (expansion, CMB, BAO, éléments légers, structures), mais il reste révisable. C’est précisément parce qu’il fait des prédictions précises qu’il peut être confirmé… ou mis en défaut* — et donc amélioré.

Tout modèle repose sur des hypothèses. Pour savoir jusqu’où ΛCDM reste valable et où il doit être ajusté, il faut les expliciter et les tester.

Conclusions #

Les deux principales caractéristiques de l’univers observable sont que celui-ci est homogène et isotrope à grande échelle, et qu’il est en expansion. Le but de la cosmologie est donc de proposer un modèle décrivant un tel univers, et expliquant les structures qui s’y sont formées. A l’heure actuelle, le modèle du Big Bang est le meilleur moyen d’ordonner rationnellement toutes les connaissances que nous avons amassées sur l’univers et son histoire, et il est confirmé par les plus récentes observations. Le philosophe athée, Anthony Flew, fit un commentaire à ce sujet (dans son livre “There Is a God: How the World’s Most Notorious Atheist Changed His Mind”⁹):

Traduit en français :

⚠️Pas encore convaincu(e)? peut-être vous vous dites: “La science montre que l’univers est en expansion. Cela n’implique pas forcément qu’il ait eu un commencement.” Dans ce cas, je vous suggère de visiter ma FAQ page ( question 1)

Pour aller plus loin #