Françoise Combes, née le 12 août 1952 à Montpellier, est une astrophysicienne française, titulaire de la chaire « Galaxies et cosmologie » au Collège de France et présidente de l’Académie des sciences pour 2025-2026. Wikipédia
La meilleure façon de faire connaissance avec elle est de lire et relire le compte-rendu d’un entretien qu’elle avait eu en février-mars 2021 avec le Journal La Recherche
La Recherche Au début du XXe siècle, les astronomes s’écharpaient sur la nature des « nébuleuses » que l’on voyait dans le ciel. On sait maintenant que ces nébuleuses sont des galaxies réparties dans l’Univers et que nous sommes dans l’une d’elles : la Voie lactée. Notre Galaxie est-elle typique de celles que l’on rencontre dans l’Univers ?
Françoise Combes – La Voie lactée est assez typique des galaxies spirales, ces rassemblements de centaines de milliards d’étoiles que l’on trouve par milliards dans l’Univers. Seulement, c’est une galaxie spirale qui a un tout petit bulbe central, notamment quand on le compare à celui de notre voisine Andromède [située à 2 millions d’années-lumière, NDLR], qui est également une galaxie de forme spirale. L’origine de ces deux bulbes est très différente, sans doute parce que l’histoire de ces deux galaxies diffère elle aussi : les données astrométriques du satellite Gaia ont ainsi montré que la dernière fusion majeure qu’a subie la Voie lactée remonte à 10 milliards d’années et que, depuis, elle a été relativement tranquille, elle n’a avalé [sic] que quelques petites galaxies satellites qui passaient par là. Du coup, son bulbe résulte de sa propre dynamique interne.
C’est différent pour Andromède ?
Oui, Andromède est une galaxie avec des bras et des boucles de marée bien visibles, qui dépassent de tous les côtés. Cela signifie qu’elle a connu un passé beaucoup plus agité que la Voie lactée, au cours duquel elle a subi de nombreuses fusions conséquentes. Quant à son gros bulbe central, il résulte des collisions passées. Un phénomène analogue à ce qui se passe lorsque deux galaxies spirales coalescent. Lorsque ce type d’événement se produit, la galaxie résultante prend une forme elliptique et les orbites des étoiles en son sein sont très mélangées, désordonnées ; il n’y a plus de rotation, il n’y a plus de moment cinétique non plus.
Notre Galaxie contient une structure d’étoiles particulière qu’on appelle une barre. C’est une structure qui s’ajoute à la forme spirale ?
En effet. Il s’agit d’un rassemblement d’étoiles qui sont alignées, prenant la forme d’une barre. La plupart des galaxies spirales en possèdent : on les appelle des spirales barrées. C’est quelque chose dont on ne se doutait pas au début, car ces barres ne sont pas toujours faciles à voir directement, dans la lumière visible. De plus, il s’agit de structures dynamiques qui apparaissent et disparaissent au cours de la vie des galaxies. Ainsi, il a été établi que 20 % des galaxies spirales lointaines possèdent des barres, contre 65 % pour les galaxies plus locales (1). Pour notre Galaxie, dès 1975, l’Américain W. L. Peters III avait vuqu’il y avait des perturbations de vitesse du gaz autour de son centre (2). Or si les mouvements étaient circulaires, comme c’est le cas en l’absence de barre, il n’y aurait aucune perturbation de vitesse, et même une vitesse Doppler (*) nulle dans la direction du centre galactique. Peters en avait conclu la présence d’une barre, mais que l’on ne voyait pas directement. Il a fallu attendre l’arrivée du satellite Cobe, dans les années 1990, pour parvenir à la repérer. Conçu pour étudier le rayonnement du fond diffus cosmologique (*), Cobe a cartographié le ciel dans le domaine micro-onde et dans l’infrarouge. Or ce type de rayonnement perce à travers les poussières abondantes du centre de la Galaxie, ce qui a permis de mettre en évidence la barre de la Voie lactée.
Qu’il s’agisse de barre ou de structure spirale, la gravitation est-elle bien la force dominante qui dessine les galaxies ?
Oui, pour les galaxies et pour la structure de l’Univers, la gravitation est bien l’interaction principale. Autrefois, les astrophysiciens ne pensaient pas pouvoir expliquer la présence de longs filaments dépassant de certaines galaxies avec uniquement des interactions gravitationnelles, avec des forces de marée. On estimait qu’il fallait invoquer la présence de tubes de champs magnétiques. Or c’était une erreur. À la fin des années 1970, lorsque les simulations numériques ont commencé à se développer, on a découvert qu’il était possible de former des filaments – ce que l’on appelle aujourd’hui des queues de marée – uniquement avec la gravité. Et pas seulement les queues de marée, mais aussi les bras spiraux et les barres. C’est pourquoi une grande partie de nos travaux actuels concerne la dynamique gravitationnelle.
La vision que l’on avait des galaxies et de leur évolution a-t-elle beaucoup changé grâce aux travaux sur la dynamique et grâce aux observations ? La classification d’Edwin Hubble sur la forme des galaxies est-elle toujours de mise ?
La classification qu’Hubble avait formulée en 1936 est toujours juste : il y a des galaxies elliptiques, des galaxies spirales, des galaxies en forme de lentille (« lenticulaires »), des galaxies de forme irrégulière. Ces formes très variées étaient déjà observées dans la première moitié du XXe siècle. En ce sens, la classification est toujours valide. Ce qui a changé, c’est le sens de l’évolution entre ce qu’on pensait être des galaxies précoces ou tardives. Naguère, il semblait que les premières galaxies étaient des galaxies simples, de forme elliptique, avec uniquement des étoiles, sans poussière et sans gaz, et qu’ensuite elles devenaient des galaxies évoluées, spirales, avec du gaz. En réalité, c’est exactement le contraire : les premières galaxies à se former sont des galaxies spirales qui, ensuite, à force de collisions, prennent des formes elliptiques. Mais des spirales peuvent se reformer ensuite.
Comment s’est-on aperçu de cela ?
Aujourd’hui, nous avons à observer des millions de galaxies. Il n’est plus possible de les regarder de manière individuelle comme auparavant : il faut effectuer des statistiques sur un grand nombre de données et d’objets à classifier, ce qui nécessite de faire appel à l’apprentissage statistique (machine learning). La procédure consiste à mettre un point pour chacune des galaxies dans un diagramme qui montre la relation entre sa couleur et sa magnitude absolue (*), c’est-à-dire la luminosité ou la masse de la galaxie – ce que nous appelons un diagramme magnitude-couleur. Dans ce diagramme, on voit apparaître des séquences. Il existe une séquence rouge, celle des galaxies elliptiques : toutes les étoiles y sont rouges, vieilles, il n’y a pas de gaz. Et puis il y a une séquence bleue, celle des galaxies spirales, qui ont beaucoup de gaz et beaucoup d’étoiles jeunes. Et, en regardant bien, c’est la classification d’Hubble qui transparaît.
Comment l’évolution des galaxies s’inscrit-elle dans l’évolution de l’Univers ?
Non seulement on observe des millions et des millions de galaxies mais, grâce aux puissants instruments disponibles, comme les télescopes spatiaux Hubble ou Spitzer (infrarouge), il est possible d’étudier des galaxies très lointaines et donc très jeunes. Celles-ci se sont formées dans les premiers âges de l’Univers. Pour rappel, l’Univers est issu d’un Big Bang qui s’est produit il y a environ 13,7 milliards d’années et qui a été suivi par une grande expansion qui a encore cours aujourd’hui. Dans cette histoire, l’évolution des galaxies dépend beaucoup de l’environnement initial : selon qu’il est peu dense, c’est-à-dire avec des vides, ou au contraire surdense, l’évolution ne se fera pas à la même vitesse. Par exemple, dans un environnement initial surdense, rempli d’amas de galaxies, cela va très vite : quelques centaines de millions d’années après le Big Bang, il existe déjà des galaxies très évoluées, elliptiques, massives et rouges. À l’inverse, les galaxies isolées – les galaxies de champ, comme on les appelle – ont une évolution lente. Il faut parfois plus de 13 milliards d’années pour que deux galaxies spirales fusionnent et se transformenten une galaxie elliptique.
La mystérieuse matière noire joue-t-elle un rôle dans cette évolution ?
Oui, la matière noire – dont on ignore la nature, mais dont on perçoit les effets gravitationnels à toutes les échelles – est essentielle. Les modèles d’évolution de l’Univers ont absolument besoin de matière noire pour fonctionner : sans elle, les fluctuations initiales de matière, qui sont les germes à partir desquels les forces gravitationnelles façonnent l’Univers, ne sont pas suffisantes pour former des galaxies.
Comment s’est établi le consensus sur l’existence de cette matière noire ?
L’histoire a commencé en 1933, il y a plus de quatre-vingts ans, lorsque l’astronome suisse Fritz Zwicky a évoqué la possibilité d’une matière gravitante non lumineuse pour expliquer la dynamique des galaxies dans les amas. À l’époque, personne ne se fiait à tout ce qu’il disait – il a aussi fait beaucoup d’erreurs et ne croyait notamment pas au Big Bang. Du coup, il a fallu du temps pour que son point de vue soit pris au sérieux. Mais, petit à petit, à mesure de l’accumulation des observations, l’idée s’est imposée de la nécessité de cette matière. De quoi pouvait-elle être constituée ? Jusqu’en 1985, on pensait qu’il s’agissait de matière ordinaire, mais non visible – après tout, il existe de la matière qui n’émet pas de lumière. Et puis, les expériences d’observation du fond diffus cosmologique – cette relique de l’Univers lorsqu’il est devenu transparent, 380 000 ans après le Big Bang – ont mis en évidence le fait que les fluctuations de ce fond étaient si petites qu’avec uniquement de la matière ordinaire – des baryons, essentiellement des protons et des neutrons qui constituent les noyaux atomiques que nous connaissons -, il n’était pas possible de former des galaxies.
Pour quelles raisons ?
Lorsqu’il y a un léger contraste de densité en un endroit du cosmos – un surplus quelque part -, ce contraste ne peut croître sous l’effet de la gravité que très lentement, à cause de l’expansion de l’Univers. Entre le moment où les baryons se libèrent des photons, 380 000 ans après le Big Bang, et aujourd’hui, ce contraste ne peut croître que d’un facteur 1 000. Pour former une structure, il faudrait alors des fluctuations primordiales de densité de l’ordre de 10 -3. Or les cartographies du fond diffus cosmologique établies à partir de 1985, grâce à l’expérience Boomerang (des ballons envoyés dans la stratosphère, à environ 37 km d’altitude, pour étudier ce rayonnement), faisaient apparaître des fluctuations initiales de l’ordre de 10 -5. Dès lors, il fallait absolument invoquer une matière qui n’interagisse pas avec les photons et qui permette une concentration de matière, un effondrement, bien avant la matière ordinaire. C’est là qu’est devenu évident le fait que la matière noire ne pouvait pas être baryonique, mais au contraire qu’il devait s’agir de matière exotique : une matière qui n’interagit pas avec la lumière – elle devrait donc plutôt s’appeler « matière transparente ».
Dans ce cadre, quel est le scénario d’évolution de l’Univers à partir du Big Bang ?
Jusqu’à 380 000 ans après le Big Bang, le moment où matière ordinaire et lumière sont couplées, la matière noire dite « froide » est indépendante de la lumière et peut commencer à s’effondrer. À l’inverse, dans cette époque prédécouplage, la matière ordinaire, visible, est en train d’être diffusée par la lumière et ne peut pas se rassembler. La matière noire se concentre donc et forme ce que l’on appelle des « halos noirs », qui sont les premières structures effondrées dans l’Univers. Ensuite, une fois que le découplage a lieu, la matière ordinaire se libère de la lumière en quelque sorte et peut s’effondrer à son tour. Le gaz tombe dans ces halos noirs et forme des étoiles.
Sur les questions de dynamique des galaxies et de l’évolution de l’Univers, ce sont les progrès en calcul numérique qui ont permis de mieux comprendre les choses ?
Indubitablement. Les progrès ont suivi de près la croissance de la puissance de calcul disponible. Sur la partie qui concerne la dynamique des galaxies, dans un article de 1964, les astronomes américains Chia-Chiao Lin et Frank Shu suggèrent que les structures spirales se forment par une instabilité gravitationnelle (3). Mais la difficulté est qu’il est impossible de faire des calculs analytiques – à la main – à moins que la spirale ne soit très enroulée. Ce qui n’est pas ce qui est observé la plupart du temps. Et les premières simulations numériques, à la fin des années 1970 et au début des années 1980, ont montré qu’il n’y avait pas toujours de spirale, mais toujours une barre. Or une barre, c’est le contraire d’une structure enroulée ! Cela a donné un coup de frein à ces théories analytiques qui ne permettent pas de reproduire les observations, et c’est le numérique qui a pris le dessus.
Les simulations numériques permettent-elles de décrire tout ce qu’on voit ?
Tout ? Non, loin de là. Mais il est possible de décrire beaucoup de choses et bien mieux qu’avant. Par exemple, on retrace la formation des galaxies spirales, les interactions entre les galaxies, leur collision, la formation des galaxies elliptiques, etc. Mais il manque la résolution à petite échelle, de sorte que, si les aspects gravitationnels sont bien maîtrisés, l’influence de la formation des étoiles, celle de la rétroaction due aux étoiles, de l’apport d’énergie quand une étoile explose (une supernova) ne sont pas accessibles directement dans les simulations. Bref, tout ce qui se passe à une échelle inférieure à la grille de résolution de la simulation nous échappe encore. Du coup, on a des « recettes » pour prendre ces phénomènes en compte, mais ce n’est pas entièrement compris et cela dépend du type de simulation.
Il faudrait améliorer les recettes, mieux comprendre ces ingrédients ?
Oui. Et faire varier beaucoup de paramètres. C’est là que l’apprentissage statistique, cette technique de l’intelligence artificielle en plein essor en astronomie, a du bon, parce que l’on peut construire des bibliothèques considérables. L’une des limites est qu’il y a énormément de variables, il faut donc une quantité colossale de simulations. Le temps de calcul en est une autre : pour les très grosses simulations cosmologiques, avec des milliards de particules, il n’est possible d’en réaliser qu’une par an typiquement ! Mais cela donne déjà de très beaux résultats, comme ceux du projet Horizon.
Dans ces simulations, on doit mettre de la matière noire pour expliquer la dynamique. Pourtant, les astronomes ne savent toujours pas ce qu’est cette matière noire, ni la détecter, alors qu’elle est recherchée avec constance depuis des décennies. Cela peut-il remettre en question son existence ?
Pas forcément. Mais cela renforce le camp de ceux qui, afin de résoudre le problème, plaident pour une modification des lois de la gravité plutôt que pour l’existence d’une particule. En résumé, d’un côté, la matière noire froide expliquerait très bien les données cosmologiques, mais moins bien les données galactiques et, surtout, elle reste introuvable. De l’autre, la modification de la gravité, comme ce que propose la théorie Mond, expliquerait très bien les observations galactiques, mais pas celles de nature cosmologique. Avec le problème de la matière noire, l’astronomie vit une crise. Et nul ne peut dire d’où viendra la solution.
Outre ce questionnement sur la matière noire, comment voyez-vous l’évolution de l’astronomie dans les prochaines décennies ?
Je suis très impatiente de voir les résultats des grands observatoires qui sont prévus, notamment le James-Webb Space Telescope, successeur attendu du télescope spatial Hubble [programmé pour être lancé en 2021, NDLR]. Spécifiquement pour les galaxies, j’attends aussi beaucoup du satellite européen Euclid, qui devrait être lancé en 2022. Au lieu de faire des observations en champ profond sur de petites zones du ciel, comme l’a fait le télescope Hubble, Euclid va sonder les profondeurs du ciel sur l’intégralité de la voûte céleste. Ainsi, on va passer de 3 millions de galaxies pour lesquelles on a des informations précises à plus de 1 milliard ! Faire toutes ces observations prendra six ans à partir de sa mise en service. Donc, en 2028, si tout se passe bien, les astronomes disposeront d’un ensemble formidable de nouvelles données cosmologiques.
Qu’espère-t-on obtenir avec cette manne ?
On cherchera notamment à observer les caractéristiques d’un phénomène appelé « oscillations acoustiques baryoniques », qui permet de donner une échelle de distance à différents âges de l’Univers. Avec cette « règle cosmique », il sera possible de mesurer précisément le rayon de l’Univers, de déterminer quand l’expansion a commencé à s’accélérer – un phénomène mis en évidence en 1998 en comparant le décalage vers le rouge dû à l’expansion et la distance des supernovae de type Ia (*) [qui vaudra à Saul Perlmutter, Adam Riess et Brian Schmidt le prix Nobel de physique en 2011, NDLR] -, de préciser à quel rythme elle s’est déroulée, etc. Cela va nous renseigner également sur la nature de l’énergie noire, qui est responsable de cette accélération : est-elle une constante cosmologique ? Est-ce qu’elle évolue dans le temps ? Cela fait partie des grands défis de l’astrophysique : tout ce qui concerne le « secteur noir » : matière noire, énergie noire et même trous noirs qui se trouvent au coeur des galaxies notamment. Tout cela peut avoir beaucoup d’impact sur la physique fondamentale. Notamment dans le nouveau domaine de la gravité quantique, parce que la vraie nature de la gravité dans le domaine quantique n’est toujours pas connue. Et donc cela intéresse les physiciens, pas seulement les astronomes.
Bien que vous soyez théoricienne, vous avez également fait des observations. Dans quel domaine ?
En effet, je ne suis pas uniquement rivée sur mon écran d’ordinateur ou ma feuille de papier, j’ai aussi pas mal observé, en particulier dans le domaine millimétrique, et cela dès le début de ma carrière. Pourquoi le millimétrique ? Car c’est dans ce domaine de longueurs d’onde qu’émettent les objets froids de l’Univers, ce qui permet de cartographier le gaz moléculaire, comme le monoxyde de carbone (CO) qui trace l’hydrogène moléculaire (H2), l’élément le plus abondant de l’Univers. C’est une manière d’étudier les nuages moléculaires, qui sont des lieux de formation d’étoiles dans les galaxies. Par ailleurs, dans certaines régions, comme le centre de notre Galaxie, l’hydrogène atomique se combine et il reste uniquement des molécules H2. Ainsi, près du centre galactique, la plus grande partie du gaz qui nourrit le trou noir qui s’y trouve est moléculaire. Pour étudier à quel taux ce trou noir est nourri, comment et pourquoi il croît, les observations millimétriques sont essentielles.
Où se font ces observations ?
Avant 1985, nous les faisions aux États-Unis, et puis sont arrivés l’Institut de radioastronomie millimétrique (Iram), avec d’abord les 6 antennes de l’interféromètre du plateau de Bure, dans les Hautes-Alpes, et l’antenne de 30 m du Pico Veleta, dans la Sierra Nevada, en Espagne ; ces deux instruments sont restés longtemps les meilleurs instruments au monde. Actuellement, pour l’hémisphère Sud, il y a l’interféromètre Alma (66 antennes), qui se trouve sur le plateau d’Atacama, au Chili, à plus de 5 000 m d’altitude, et, pour l’hémisphère Nord, l’instrument Noema (acronyme de « Northern Extended Millimeter Array »), extension de l’interféromètre du plateau de Bure avec 6 nouvelles antennes (12 en tout). Si vous voulez observer la galaxie d’Andromède, il n’y a que Noema – puisque cet amas d’étoiles se situe dans l’hémisphère Nord céleste. Enfin, dans le domaine radio basses fréquences, il y a le projet de radiotélescope géant SKA, en construction en Afrique du Sud et en Australie, dont on attend beaucoup. Sa mise en service est prévue pour le moment en 2028.
Avez-vous une galaxie ou un objet préféré dans le ciel ?
Oui, j’aime particulièrement la galaxie d’Andromède. Nous avons beaucoup travaillé sur cette galaxie et c’est là que notre équipe a détecté les premières molécules de monoxyde de carbone à la fin des années 1970, alors que les équipes américaines ne les avaient pas vues. Plus récemment, nous avons étudié son centre en infrarouge, avec le télescope spatial Spitzer, et nous y avons trouvé des anneaux. Longtemps, les astronomes se sont battus pour savoir si Andromède était une galaxie avec des bras spiraux ou pas. Et, en effet, Andromède est connue pour avoir un anneau externe. Mais nos images, faites avec Spitzer, ont révélé de la poussière d’un deuxième anneau, plus interne ; celui-ci n’est pas tout à fait circulaire et il se trouve décalé par rapport au centre (4). Les simulations que nous avons effectuées à partir de ces observations montrent qu’une collision frontale avec la galaxie M32 voisine, qui s’est déroulée il y a 210 millions d’années, excite deux ondes de densité qui correspondent à ces anneaux. C’est un magnifique exemple du rôle que peut jouer la dynamique gravitationnelle sur l’aspect galactique.
© Ed Alcock / M.Y.O.P. 2020
(1) K. Sheth et al., ApJ, 675, 1141, 2008.
(2) W. L. Peters III, ApJ, 195,
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