En fait, on n'en sait beaucoup et peu à la fois. On sait, par exemple, que la «suite» immédiate dont parle Mme Viel, ce sont des amas de galaxies, soit des groupes de galaxies - de quelques dizaines à quelques milliers - qui s'attirent les unes les autres par gravitation et qui forment ainsi des structures stables. Ces amas peuvent à leur tour, toujours par gravitation, s'assembler en super-amas, qui eux-mêmes peuvent former des filaments galactiques - ou des «amas d'amas d'amas de galaxies», pour ceux qui ont l'âme moins poétesse que certains physiciens.

Le premier filament galactique connu, le Grand Mur CfA2, fut découvert en 1989 et s'étend sur 500 millions d'années-lumière. On connaît aussi des «structures» plus grandes, comme le Grand Mur de Sloan, découvert en 2003 et qui atteint 1,37 milliard d'années-lumière de long, mais dans ce cas précis le titre de structure est contesté, parce que les galaxies du Grand Mur de Sloan ne sont pas toutes liées entre elles par gravité.

Et après cela? A priori, rien: la matière semble se répartir uniformément à des échelles plus vastes. Du moins, l'astronomie n'a rien observé jusqu'à présent qui laisse croire qu'il existe des structures plus larges - les astrophysiciens, décidément des poètes qui s'ignorent, ont d'ailleurs affublé ce seuil du nom dramatique de end of greatness en anglais, soit la «fin des grandeurs» ou la «fin des échelles». Mais cela ne veut pas dire que de telles structures n'existent pas, fait remarquer Hugo Martel, professeur de cosmologie à l'Université Laval.

Limites de l'observable

En effet, malgré toute leur puissance et leur sophistication, les télescopes d'aujourd'hui ne peuvent évidemment que capter la lumière qui a eu le temps d'arriver jusqu'à nous. Et comme la lumière n'a pas une vitesse infinie, nous devons donc nous contenter d'étudier une sorte de sphère autour de la Terre, nommée «univers observable». L'Univers étant vieux d'environ 13,7 milliards d'années, et la lumière voyageant à 300 000 kilomètres par seconde, cela fait déjà un sacré rayon: 13,7 milliards d'années-lumière, ou près de 130 000 000 000 000 000 000 000 km, ou 130 000 milliards de milliards de kilomètres.

Mais il demeure que si un objet, telle une étoile, se trouve à plus de 13,7 milliards d'années-lumière de la Terre, sa lumière n'a tout simplement pas encore eu le temps de parvenir jusqu'à nous, et nous n'avons donc aucun moyen de le voir. Cela signifie qu'au-delà de cet «horizon», comme l'appelle M. Martel, l'Univers au grand complet peut se poursuivre jusqu'à l'infini ou se terminer 1 cm au-delà de la sphère observable, il nous est impossible de le savoir.

Ainsi, nous a écrit l'astrophysicien lors d'un échange de courriels, «il se pourrait que l'Univers contienne des structures encore plus grosses que les filaments, mais nous ne pouvons pas détecter une structure plus grande que l'horizon [la fin de l'univers observable, N.D.L.R.], car on ne la verrait pas entièrement».

Ceci dit, il existe tout de même un autre indice important sur cette question de l'organisation à grande échelle de l'Univers: sa géométrie. La relativité d'Albert Einstein nous dit en effet que la gravité est due au fait que la matière courbe l'espace-temps autour d'elle, un peu comme une boule de quille sur un matelas y creuse un renfoncement dans lequel peuvent tomber des objets plus petits.

Autour des objets très massifs, comme les étoiles, cet effet est si intense que la lumière elle-même s'en trouve déviée. Par exemple, lors d'une expérience célèbre, l'astronome anglais Arthur Eddington profita d'une éclipse solaire totale en 1919 pour observer soigneusement les étoiles que l'éclipse permettait de voir. Et il s'aperçut que les étoiles proches du Soleil n'apparaissaient pas où elles devaient être, signe que la masse de notre étoile courbait bel et bien l'espace - ce qui fut d'ailleurs l'une des premières preuves empiriques des idées d'Einstein.

À cause de cet effet de la masse, les physiciens se sont posé la question de savoir si l'ensemble de la masse contenue dans l'Univers pouvait déformer significativement sa géométrie. D'après leurs calculs, explique M. Martel, «il existe une densité critique qui est environ 10-30 g/cm3. Si la densité totale de l'Univers (énergie sombre + matière sombre + matière ordinaire) dépasse la densité critique, l'univers a une courbure positive», ce qui signifie qu'il serait refermé sur lui-même et aurait une forme de sphère. «Si la densité est inférieure à la densité critique, poursuit M. Martel, l'Univers a alors une courbure négative [ce qui lui donnerait la forme d'une selle à cheval, ouverte sur l'infini, N.D.L.R.]. Mais les observations suggèrent que la densité totale est égale à la densité critique», et que par conséquent, la géométrie de l'Univers serait plate (et aussi ouverte sur l'infini).

Autres sources

ROBERT NEMIROFF et JERRY BONNELL. «The Sloan Great Wall: Largest Known Structure», Astronomy Picture of the Day, NASA, 2007. http://apod.nasa.gov/apod/ap071107.html

EDWARD J. WOLLACK. «WMAP: Shape of the Universe», Universe 101, NASA, 2011. http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html