95 % de l'univers échappent à l'observation directe. Ce que nous appelons « noir » n'est en réalité qu'une matière inconnue — et sans doute la plus grande question ouverte de la physique moderne.
Deux forces que nous ne pouvons pas voir — seulement leur effet.
La mission Planck (ESA, 2009–2013, analyse finale en 2018) a reconstitué la composition de l'univers avec une précision jamais atteinte à partir des infimes fluctuations de température du fond diffus cosmologique. Le résultat est déconcertant pour notre conception de nous-mêmes : tout ce qui est composé d'atomes — étoiles, planètes, gaz, nous-mêmes — ne représente qu'environ 5 % de la densité d'énergie de l'univers.
Le reste se répartit entre deux composantes que nous ne connaissons qu'indirectement, par leurs effets gravitationnels et cosmologiques : la matière noire, qui agit gravitationnellement comme la matière ordinaire mais n'émet, n'absorbe ni ne réfléchit aucune lumière — et l'énergie noire, qui confère à l'univers un effet répulsif ténu et accélère son expansion. Aucun des deux phénomènes n'a été prédit théoriquement ; tous deux ont été déduits d'observations en contradiction avec l'image établie : la matière noire dans les années 1930/1970 à partir de mouvements galactiques trop rapides, l'énergie noire seulement en 1998 à partir de supernovae lointaines trop faibles. Les chapitres suivants montrent comment ces deux pistes ont été découvertes — et à quel point nous en savons encore peu sur leur véritable nature.
En 1933, l'astronome Fritz Zwicky remarqua que les galaxies de l'amas de Coma se déplaçaient beaucoup plus vite que ne le permettait la masse visible de l'amas — il appela la masse manquante « matière noire », sans que le monde scientifique n'accorde d'abord grande importance à cette observation. La preuve décisive, largement acceptée, ne fut apportée que par Vera Rubin et Kent Ford dans les années 1970 : elles mesurèrent la vitesse de rotation des étoiles et du gaz dans des galaxies spirales comme la galaxie d'Andromède en fonction de la distance au centre galactique.
Représentation schématique d'après Vera Rubin & Kent Ford, années 1970 — ordres de grandeur typiques d'une galaxie spirale.
Selon les lois de la gravitation newtonienne et la répartition de la masse visible, la vitesse de rotation devrait diminuer avec la distance en dehors de la région centrale dense — tout comme la vitesse orbitale des planètes extérieures diminue autour du Soleil. Au lieu de cela, les vitesses mesurées restaient quasiment constantes, même loin au-delà du disque lumineux. La seule explication dans le cadre de la physique connue : les galaxies sont entourées d'un halo étendu et invisible de matière, dont la gravité maintient les étoiles extérieures sur leur orbite.
Zwicky détenait déjà l'indice décisif en 1933 : il appela la masse manquante de l'amas de Coma « matière noire » (dans l'original allemand : dunkle Materie) — un terme qu'il forgea lui-même, en tant qu'astronome suisse germanophone au California Institute of Technology. Sa méthode de mesure (le théorème du viriel appliqué aux vitesses de l'amas) était méthodologiquement contestable, ses chiffres grossiers — et son idée fut considérée pendant des décennies comme une curiosité. Ce sont seulement les courbes de rotation précises et pratiquement irréfutables de Rubin qui firent de la note marginale d'un solitaire l'un des piliers centraux de la cosmologie moderne.
Les courbes de rotation n'étaient qu'un début. Depuis, des preuves indépendantes se sont accumulées à partir de méthodes d'observation très diverses — chacune soutenant à sa manière l'image d'une composante invisible mais gravitationnellement active.
Dans aucun autre système la matière noire ne peut être montrée aussi clairement que dans le Bullet Cluster (1E 0657-56) : les images en rayons X du télescope Chandra montrent où se trouve la masse de gaz chaude et lumineuse — l'essentiel de la matière ordinaire. Des cartes de lentilles gravitationnelles faibles montrent indépendamment où se trouve réellement la masse totale. Les deux répartitions sont nettement décalées l'une par rapport à l'autre.
Cette séparation spatiale peut difficilement s'expliquer par la seule gravité modifiée et est considérée, depuis sa publication en 2006, comme l'un des indices les plus directs d'une forme de matière autonome, interagissant à peine avec le reste.
Que la matière noire existe est considéré par les astrophysiciens comme bien établi. Ce qu'elle est reste une question ouverte. La recherche se concentre sur trois classes de candidats très différentes :
Les expériences les plus élaborées cherchent une détection directe : des détecteurs comme XENONnT (Gran Sasso, Italie) et LUX-ZEPLIN (Dakota du Sud, États-Unis) observent des tonnes de xénon liquide ultra-pur dans des laboratoires profondément souterrains, en attendant le signal rare d'une particule WIMP entrant en collision avec un noyau de xénon. Jusqu'à présent, aucun signal convaincant n'a été trouvé. Chaque nouvelle mesure nulle exclut de nouvelles zones de l'espace des paramètres possibles, sans répondre à la question — il est honnête de reconnaître qu'aucune réponse définitive ne peut être donnée ici : la nature de la matière noire est l'un des domaines de recherche les plus actifs et les moins résolus de la physique.
« Matière noire » n'indique en rien ce qu'est cette substance — le nom décrit seulement ce qu'elle ne fait pas : elle n'émet aucune lumière, n'en absorbe aucune, n'en réfléchit aucune. Elle pourrait tout aussi bien s'appeler « matière invisible » ou simplement « substance X ». Il en va de même pour l'« énergie noire » : un nom provisoire pour un effet mesuré — l'expansion accélérée — dont la cause physique est inconnue. Les deux termes sont des aveux d'une lacune dans le savoir, pas des explications.
En 1998, deux équipes indépendantes — le Supernova Cosmology Project sous la direction de Saul Perlmutter et le High-Z Supernova Search Team sous la direction de Brian Schmidt et Adam Riess — publièrent une observation que personne n'attendait. Elles utilisèrent les supernovae de type Ia comme « chandelles standard » : ces explosions de naines blanches atteignent une luminosité maximale connue et presque uniforme, ce qui permet de déterminer précisément la distance à partir de leur luminosité apparente. Or les supernovae lointaines — et donc temporellement précoces — apparaissaient systématiquement plus faibles que ne le laisserait attendre un univers freiné par la matière et la gravité. La seule explication cohérente : l'expansion de l'univers ne ralentit pas, elle s'accélère. Pour cette découverte, Perlmutter, Schmidt et Riess reçurent le prix Nobel de physique en 2011.
En 1917, Einstein ajouta à ses équations de champ un terme supplémentaire, la constante cosmologique Λ, pour permettre un univers statique — et la rejeta après la découverte de l'expansion par Hubble comme sa « plus grande erreur ». Après 1998, Λ fit son retour, cette fois comme explication la plus simple de l'énergie noire : une densité d'énergie du vide constante.
Le problème : la théorie quantique des champs prédit une densité d'énergie du vide environ 120 ordres de grandeur supérieure à la valeur observée — souvent qualifiée de pire prédiction quantitative de l'histoire de la physique. D'où provient la valeur observée, infime mais non nulle, reste inconnu.
Si l'énergie noire correspond réellement à une véritable constante cosmologique, l'avenir de l'univers est déjà largement tracé : une expansion éternelle et accélérée. Le scénario privilégié porte un nom peu spectaculaire — le Big Freeze, aussi appelé mort thermique. Les étoiles épuisent leur combustible, les galaxies se perdent au-delà de l'horizon observable respectif, la matière se désintègre sur des échelles de temps inimaginables, jusqu'à ce que l'univers atteigne un équilibre froid et extrêmement dilué.
Évolution schématique du facteur d'échelle — expansion ralentie durant la domination de la matière, transition vers ~5 Mds d'années, accélération depuis lors.
Des scénarios alternatifs — un nouvel effondrement (Big Crunch, en cas de matière et de gravité suffisantes) ou un déchirement de l'espace-temps lui-même (Big Rip, en cas d'énergie noire en croissance constante) — sont considérés, d'après les mesures actuelles, comme nettement moins probables. Ce que l'expansion continue signifie pour la frontière de l'observable et pour des questions au-delà de notre portée physique est approfondi dans le panorama séparé consacré aux limites cosmologiques.
Le chemin vers le Big Freeze n'est pas une affaire de millions d'années, mais d'ordres de grandeur qui rendent même les échelles de temps cosmologiques dérisoires. Dans l'ère stellifère, celle où nous nous trouvons, des étoiles brûlent encore (jusqu'à ~10¹⁴ ans). Vient ensuite l'ère dégénérée, où ne subsistent plus que naines blanches et naines brunes, suivie de l'ère des trous noirs, où même les trous noirs s'évaporent par rayonnement de Hawking (~10¹⁰⁰ ans). Ce qui subsiste ensuite relève des limites cosmologiques — il suffit ici de retenir cette brève perspective : si Λ reste constante, la fin de l'univers ne sera pas un fracas, mais une extinction progressive.
Malgré tous ces progrès, au moins une contradiction bien tangible subsiste : deux méthodes indépendantes et de haute précision pour mesurer le taux d'expansion actuel de l'univers (constante de Hubble H₀) donnent des valeurs qui ne se recoupent pas statistiquement.
Les mesures locales via l'échelle des distances cosmiques donnent environ 73,0 km/s/Mpc. Le rétrocalcul à partir du fond diffus cosmologique, en supposant le modèle standard ΛCDM, donne environ 67,4 km/s/Mpc — une différence d'environ 8 à 9 %, qui n'est pas du bruit de mesure. Que la solution réside dans des erreurs systématiques non découvertes, dans une nouvelle physique de l'énergie noire ou dans des particules jusqu'ici inconnues, c'est l'une des questions ouvertes les plus actives de la cosmologie.
La tension de Hubble n'est pas un problème marginal, mais concerne la grandeur fondamentale sur laquelle est calibrée chaque distance dans l'univers. Si elle se résout comme une erreur de mesure, ΛCDM reste intact. Si elle se confirme, elle pourrait être le premier indice concret que l'énergie noire — ou la matière noire — est plus complexe que ne le suppose la simple constante cosmologique. Ces deux possibilités font de la tension de Hubble l'un des dénouements ouverts les plus passionnants de ce chapitre de la physique.