Et si la taille des galaxies gardait la mémoire du Big Bang ?

Depuis vingt ans, les cosmologistes comptent les galaxies. Ils les comptent par millions, par dizaines de millions, dans des volumes de plus en plus colossaux, avec des instruments de plus en plus précis. Ils les comptent parce que la façon dont les galaxies se regroupent dans l’espace porte la trace de ce qui s’est passé une fraction de seconde après le Big Bang. Mais voilà : compter ne suffit plus. Et la clé du problème dormait peut-être, depuis le début, dans une donnée que tout le monde jetait à la poubelle — leur taille.

C’est cette intuition qu’ont suivie Nhat-Minh Nguyen, du Kavli Institute de l’université de Tokyo, Kazuyuki Akitsu, du laboratoire KEK à Tsukuba, et Atsushi Taruya, de l’université de Kyoto, dans un article mis en ligne le 20 mars 2026. Pour en saisir la portée, il faut d’abord revenir à la question qui les obsède, eux et toute une communauté.

Quelques fractions de seconde après le Big Bang, l’univers traverse une phase d’expansion fulgurante — l’inflation cosmique. En un clin d’œil, si tant est qu’un œil ait existé pour le voir, l’espace se dilate d’un facteur inimaginable, étirant des fluctuations quantiques microscopiques jusqu’à en faire les graines de toute l’architecture du cosmos : galaxies, amas, filaments. Ces graines obéissaient-elles à une distribution parfaitement gaussienne — la courbe en cloche, symétrique, sans surprise —, ou bien portaient-elles déjà une légère asymétrie, un biais discret inscrit dès l’origine ?

Tout tient dans un seul nombre : f_NL. Si l’inflation fut l’œuvre d’un acteur unique — un champ scalaire solitaire, l’inflaton —, alors f_NL est nul. Les fluctuations sont sages. Mais si plusieurs champs ont joué ensemble dans cette partition primordiale, f_NL prend une valeur mesurable, et la courbe en cloche se déforme à peine. Pensez à un dé parfaitement équilibré. Chaque face sort avec la même probabilité. Glissez un grain de plomb sous le six : après dix lancers, vous ne verrez rien. Après dix mille, un joueur patient détectera la tricherie. La non-gaussianité primordiale est ce grain de plomb caché dans les dés du Big Bang.

Le satellite Planck, en scrutant le fond diffus cosmologique — cette lumière fossile émise 380 000 ans après la naissance de l’univers —, a contraint f_NL quelque part entre −10 et +10. Pas de détection franche, pas d’exclusion définitive. Pour affiner, les cosmologistes se sont tournés vers les galaxies elles-mêmes, selon une stratégie posée en 2008 par Neal Dalal et ses collaborateurs : chercher dans le spectre de puissance des galaxies un « biais dépendant de l’échelle », cette modulation caractéristique que seule la non-gaussianité peut engendrer aux très grandes échelles.

La méthode a un défaut congénital. Sa sensibilité dépend du rapport entre deux quantités : la réponse des galaxies aux fluctuations primordiales (b_φ) et leur réponse aux fluctuations tardives de densité (b_1). Or une contrainte théorique relie ces deux grandeurs — mais cette relation dépend de façon critique de la façon dont on définit, précisément, ce qu’est une « galaxie » dans le catalogue observationnel. Sélectionne les galaxies par leur luminosité ? Le rapport change. Par leur masse stellaire ? Il change encore. Ce que l’on croit être une empreinte du Big Bang peut, en réalité, n’être que l’artefact d’un choix de catalogue. Depuis des années, ce problème ronge les incertitudes systématiques comme une rouille discrète.

C’est là qu’entre en scène l’idée de Nguyen et de ses collègues. Plutôt que de compter les galaxies, et uniquement les galaxies, pourquoi ne pas mesurer leur taille ? La taille d’une galaxie — son rayon effectif, tel que le définissent les astronomes — n’est pas une propriété anodine. Elle dépend de l’environnement à grande échelle dans lequel la galaxie s’est formée, de la profondeur du puits de potentiel gravitationnel qui a présidé à sa naissance. Et cet environnement, justement, porte l’empreinte des fluctuations primordiales. Une région légèrement surdense dès les premiers instants produit des halos plus massifs, des galaxies plus étendues. La taille est donc un traceur, au même titre que le nombre — mais un traceur différent, sensible à d’autres aspects de la physique initiale.

La beauté du procédé est que le « biais de taille » dépendant de l’échelle possède sa propre relation à f_NL, distincte de celle du biais numérique. En combinant les deux signaux — combien de galaxies, et de quelle taille sont-elles —, on obtient deux équations pour le même inconnu. Les degrés de liberté problématiques ne s’annulent pas, mais leur enchevêtrement se défait. L’incertitude systématique, ce spectre qui hantait la méthode de Dalal, perd une partie de sa puissance.

Les auteurs montrent, par des prévisions analytiques et des simulations numériques, qu’un relevé de type Euclid ou DESI Extended — des instruments qui cartographieront plusieurs dizaines de millions de galaxies dans les années à venir — pourrait, en exploitant la taille conjointement au nombre, améliorer les contraintes sur f_NL d’un facteur proche de deux par rapport à l’approche traditionnelle. Selon leur analyse, la combinaison des deux observables permettrait d’atteindre une précision de l’ordre de σ(f_NL) ∼ 1, seuil en deçà duquel la distinction entre modèles d’inflation à un champ et à plusieurs champs devient enfin praticable.

Il serait cependant prématuré de pavoiser. L’article de Nguyen, Akitsu et Taruya est une étude de faisabilité théorique, pas une mesure. Il démontre que la taille des galaxies devrait porter le signal cherché, selon les hypothèses d’un certain nombre de modèles de formation galactique. Mais la taille des galaxies est une quantité notoirement délicate à mesurer de façon homogène sur de grands relevés : les effets de résolution angulaire, les biais de sélection optique, la dépendance au modèle de profil de surface de brillance sont autant de sources de contamination que les auteurs reconnaissent sans les avoir encore pleinement quantifiées. Transformer cette idée en contrainte observationnelle robuste demandera un travail considérable en amont, avant même de pointer le premier télescope.

Reste que l’intuition est belle, et qu’elle s’inscrit dans un mouvement plus large. Ces dernières années, la communauté cosmologique a multiplié les « traceurs alternatifs » : le gaz intergalactique, les pulsars milliseconde, les ondes gravitationnelles, la polarisation des supernovae. Chaque nouveau traceur apporte son propre biais, ses propres erreurs systématiques — mais aussi sa propre façon d’interroger les mêmes fluctuations primordiales. C’est une stratégie de triangulation : plus on additionne les angles de vue indépendants, plus la cible se précise.

Il n’y a là rien de mystique. C’est même, quelque part, une forme d’humilité scientifique. Admettre qu’aucun instrument, aucun catalogue, aucune méthode ne suffit seul. Que la vérité du Big Bang est enfouie dans des corrélations si ténues qu’il faut apprendre à la lire simultanément dans la distribution, dans la morphologie, dans la couleur, dans le mouvement propre de milliards d’objets éparpillés sur des milliards d’années-lumière.

Et si, au bout du compte, la taille d’une galaxie — ce disque de gaz et d’étoiles que l’on croyait n’intéresser que les morphologistes — s’avérait être l’un des témoins les plus fidèles de ce premier instant ? Il y a quelque chose de vertigineux à l’idée que la mémoire du Big Bang ne se cache pas seulement dans le nombre des choses, mais dans leurs proportions.

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Sources

Nhat-Minh Nguyen, Kazuyuki Akitsu, Atsushi Taruya, “Galaxy size as a novel tracer of primordial non-Gaussianity”, arXiv:2603.20196, 20 mars 2026. — https://arxiv.org/abs/2603.20196