Où s'arrête ce que nous pouvons voir — et où commence la pure spéculation ? Un voyage jusqu'aux confins extrêmes du savoir cosmologique : de l'horizon observable aux questions que la physique elle-même laisse ouvertes.
« Quelle est la taille de l'univers ? » semble être une question simple — elle ne l'est pourtant pas, car elle peut en réalité désigner deux choses différentes. L'univers observable est la sphère qui nous entoure et dont la lumière a eu le temps de nous parvenir depuis le Big Bang. Sa limite n'est pas un mur physique, mais une date : tout ce qui se trouve plus loin existe sans doute aussi, mais sa lumière ne nous est pas encore parvenue. L'Univers dans son ensemble, en revanche, pourrait être bien plus grand que cette portion visible — voire infini. Les observations ne peuvent pas le montrer directement, car nous ne pouvons par principe mesurer que la partie dont la lumière nous atteint.
Cette ambiguïté explique pourquoi le « bord de l'univers » prête souvent à confusion dans les représentations grand public. Il n'existe très probablement aucun bord au sens d'une arête ou d'un mur — ni pour l'univers observable (qui ne marque que notre limite d'observation), ni pour l'Univers dans son ensemble (qui semble tout simplement ne pas avoir besoin de limite, qu'il soit fini ou infini).
Toute affirmation sur l'univers au-delà de notre horizon d'observation repose sur une hypothèse qui ne peut être démontrée directement : le principe cosmologique. Il affirme qu'à grande échelle, l'univers se ressemble partout (homogène) et ne privilégie aucune direction (isotrope) — que la Terre n'occupe donc aucune position d'observation particulière. Toutes les mesures effectuées à l'intérieur du domaine observable confirment jusqu'ici cette hypothèse, mais elles ne peuvent pas la garantir : par nature, nous ne voyons qu'un seul et unique fragment.
De notre système solaire jusqu'au bord de l'observable, il y a plus de 25 ordres de grandeur de distance. Chaque enveloppe de ce diagramme marque une structure cosmique d'ordre supérieur — et, tout à l'extérieur, les différences ténues mais décisives entre trois termes souvent utilisés comme synonymes en cosmologie, alors qu'ils ne le sont pas.
Remarquable : l'horizon des événements se situe à l'intérieur de l'univers observable, et non au-delà. L'univers observable rassemble la lumière de tout le passé et est donc d'autant plus grand ; l'horizon des événements décrit jusqu'où nous pourrons encore, à l'avenir, influencer ou voir quoi que ce soit — et il se réduit relativement, car l'énergie noire accélère l'expansion. Les galaxies encore visibles aujourd'hui finiront, avec le temps, par disparaître derrière cet horizon.
Le modèle classique du Big Bang, à lui seul, n'explique pas deux observations : pourquoi le fond diffus cosmologique a-t-il une température presque identique dans toutes les directions, alors que des régions éloignées n'auraient jamais eu assez de temps pour s'équilibrer thermiquement (problème de l'horizon) ? Et pourquoi la géométrie de l'univers est-elle si proche d'une planéité parfaite, alors que le moindre petit écart aurait dû s'amplifier de façon exponentielle sur des milliards d'années (problème de la platitude) ? En 1980/81, le physicien Alan Guth proposa une solution : une phase d'expansion extrêmement rapide juste après le Big Bang.
L'inflation était à l'origine une solution ad hoc à deux problèmes — mais elle prédit désormais aussi des détails du fond diffus cosmologique confirmés indépendamment, comme le motif statistique précis de ses infimes fluctuations de température. Cela fait de l'inflation bien plus qu'une simple rustine : c'est l'une des idées les mieux testées de la cosmologie primordiale, même si la nature exacte du champ d'inflaton reste inconnue.
La relativité générale autorise trois géométries fondamentales pour l'espace, selon le paramètre de densité Ω : fermée et sphérique (Ω>1), ouverte et hyperbolique (Ω<1), ou exactement plate (Ω=1). En 2018, le satellite Planck de l'ESA a mesuré d'infimes fluctuations de température dans le fond diffus cosmologique — leur répartition en taille dépend sensiblement de la courbure de l'espace que la lumière a traversé pendant 13,8 milliards d'années.
Résultat : le paramètre de courbure Ω_K est de 0,0007 ± 0,0037 (confiance à 95 %) — statistiquement indiscernable de zéro. L'univers observable est donc plat, dans la limite de la précision des mesures. Cela n'exclut pas une courbure très faible, dont le rayon serait bien plus grand que l'univers observable — exactement ce à quoi on s'attendrait si l'inflation (chapitre 03) avait étiré presque, mais pas tout à fait complètement, toute courbure originelle.
Toutes les idées suivantes sont mathématiquement motivées et discutées par des physiciens sérieux — mais aucune d'elles ne fait pour l'instant de prédiction vérifiable et falsifiable sur notre propre univers observable. C'est précisément là leur problème fondamental : si un autre univers est par définition à jamais inobservable, aucune observation ne pourra jamais réfuter l'hypothèse — un critère essentiel pour ce qui, selon Karl Popper, mérite le statut de théorie scientifique. De nombreux physiciens traitent donc les modèles de multivers comme des conséquences spéculatives, mais dignes d'intérêt, de théories bien établies — et non comme de la physique confirmée.
Le physicien George Ellis et d'autres soutiennent que les pures hypothèses de multivers franchissent la frontière de la métaphysique tant qu'elles ne fournissent aucune conséquence testable pour notre univers. Leurs partisans rétorquent qu'accepter des conséquences inobservables d'une théorie par ailleurs bien testée (comme l'inflation) n'a rien d'inhabituel sur le plan méthodologique — on le fait aussi pour d'autres extrapolations physiques. Le débat n'est à ce jour toujours pas tranché.
La façon dont l'univers finira dépend de manière décisive du comportement de l'énergie noire sur des échelles de temps cosmologiques — un sujet traité plus en détail dans la page thématique précédente sur la matière noire et l'énergie noire. Voici seulement les quatre scénarios d'avenir les plus discutés, classés selon leur plausibilité actuelle.
Que l'expansion s'accélère au lieu de ralentir — comme on s'y attendrait sous l'effet de la gravité de toute la matière — fut une surprise en 1998. Deux équipes indépendantes ont mesuré des supernovae de type Ia, dont la luminosité absolue est connue, et ont constaté que les exemplaires les plus lointains brillaient plus faiblement que ne le permettrait un univers freiné de façon régulière — ils étaient donc plus éloignés que ne le prédit un modèle en décélération. Cette découverte a été récompensée par le prix Nobel de physique en 2011. Elle reste à ce jour le principal appui empirique en faveur de l'existence de l'énergie noire, et donc du scénario du Big Freeze comme avenir aujourd'hui privilégié.
Trois réflexions qui montrent à quel point la pensée cosmologique s'éloigne de l'intuition quotidienne.
Pas parce que nous nous déplaçons dans l'espace — mais tout simplement parce que le temps passe. Plus le Big Bang est ancien, plus la lumière de régions toujours plus lointaines a eu le temps de nous parvenir. À chaque seconde qui passe, une nouvelle lumière venue de plus loin nous atteint littéralement, et la sphère de l'observable s'agrandit — indépendamment du fait que la Terre elle-même se déplace, et à quelle vitesse.
Pour de nombreux physiciens, cette question n'a peut-être tout simplement pas de sens — non pas parce que la réponse serait inconnue, mais parce que « avant » est une notion temporelle, et que le temps lui-même, selon les modèles courants, ne commence à exister qu'avec le Big Bang. Demander ce qu'il y avait avant reviendrait alors à une erreur de catégorie comparable à demander ce qui se trouve au nord du pôle Nord. Des modèles comme la « proposition sans bord » de Hartle & Hawking tentent précisément de formaliser cela mathématiquement : le temps « s'arrondit » au lieu de commencer abruptement en un point. Aucun de ces modèles n'est démontré.
Alors que l'univers observable a un rayon d'environ 10²⁶ mètres, la longueur de Planck (1,6 × 10⁻³⁵ m) est considérée comme la plus petite distance physiquement sensée — en deçà, nos notions d'espace lisse cessent de fonctionner, car les effets quantiques de la gravité devraient dominer. Entre la plus petite et la plus grande échelle connue s'étendent ainsi environ 61 ordres de grandeur — un écart que l'imagination humaine ne peut plus saisir qu'en chiffres, non plus en images.