L’histoire du Monde

Il y a 13,8 milliards d’années, l’Univers était extraordinairement dense et chaud. Le terme « Big Bang » ne désigne pas une explosion survenue en un point de l’espace : c’est l’espace lui-même qui se dilate, partout à la fois, sans centre ni bord. Les galaxies ne fuient pas à travers l’espace ; c’est la distance entre elles qui grandit.

Trois grandes preuves soutiennent ce modèle. D’abord, l’expansion : depuis les travaux de Lemaître et de Hubble à la fin des années 1920, on mesure que les galaxies lointaines s’éloignent d’autant plus vite qu’elles sont loin. Ensuite, le fond diffus cosmologique, une lumière fossile qui baigne tout le ciel. Enfin, l’abondance des éléments légers : durant ses vingt premières minutes environ, l’Univers a produit à peu près 75 % d’hydrogène et 25 % d’hélium (en masse), plus des traces de lithium, soit les proportions observées dans les étoiles et les nuages les plus anciens.

L’âge de 13,8 milliards d’années, mesuré à 0,2 % près par le satellite Planck, dépend du modèle cosmologique. La « tension de Hubble », un désaccord persistant sur la vitesse d’expansion actuelle, rappelle que tout n’est pas encore compris.

Quant à l’« avant », il échappe à la science actuelle. Pour décrire l’instant initial, il faudrait une théorie unissant relativité générale et mécanique quantique, qui n’existe pas encore. Le Big Bang marque la limite de nos connaissances, pas forcément le début absolu de tout.

Jusqu’à environ 380 000 ans, l’Univers est un plasma : noyaux et électrons libres, baignés de photons. Ceux-ci sont sans cesse diffusés par les électrons, si bien que la lumière ne peut parcourir aucune distance notable. L’Univers est opaque, comme l’intérieur d’un nuage.

Lorsque la température descend vers 3 000 K (environ 2 700 °C), les électrons se lient aux noyaux : c’est la recombinaison. Privés de cibles, les photons se mettent à voyager librement. Cette lumière, émise partout à la fois, nous parvient aujourd’hui de toutes les directions. L’expansion a étiré ses longueurs d’onde d’un facteur 1 100 environ : elle correspond désormais à un rayonnement de 2,725 K, dans le domaine des micro-ondes.

Ce fond diffus cosmologique a été découvert par hasard en 1964-1965 par Arno Penzias et Robert Wilson, qui l’ont d’abord pris pour un parasite de leur antenne. Les satellites COBE, WMAP puis Planck l’ont cartographié avec une précision remarquable. Il est uniforme à un cent-millième près environ, mais ces infimes variations de température sont essentielles : elles trahissent de légères surdensités de matière, les germes de toutes les galaxies futures.

L’analyse de ces fluctuations permet de mesurer l’âge de l’Univers, sa géométrie, quasi plate, et sa composition : environ 5 % de matière ordinaire, 27 % de matière noire et 68 % d’énergie noire. C’est l’un des piliers les plus solides de la cosmologie moderne.

Une fois le fond diffus émis, l’Univers ne contient plus aucune source de lumière nouvelle. Le rayonnement fossile se refroidit avec l’expansion et quitte le domaine visible en quelques millions d’années : commencent alors les âges sombres, qui durent jusqu’à l’allumage des premières étoiles, une centaine de millions d’années plus tard.

L’essentiel se joue pourtant à ce moment-là. Les minuscules surdensités imprimées dans le fond diffus croissent sous l’effet de la gravité. La matière noire, environ cinq fois plus abondante que la matière ordinaire et insensible à la pression du rayonnement, s’effondre la première en « halos ». Le gaz d’hydrogène et d’hélium tombe ensuite dans ces puits de gravité. Sans matière noire, les simulations indiquent que les galaxies n’auraient pas eu le temps de se former aussi tôt.

Cette époque est la plus difficile à observer, justement parce qu’elle n’émet presque rien. Le principal signal attendu est celui de l’hydrogène neutre, qui rayonne faiblement à une longueur d’onde de 21 cm, étirée aujourd’hui en ondes radio de plusieurs mètres. Des radiotélescopes comme LOFAR, HERA et bientôt SKA cherchent à capter ce murmure, noyé sous des parasites des milliers de fois plus intenses. Une détection liée à l’aube cosmique, annoncée en 2018 par l’expérience EDGES, n’a pas été confirmée depuis.

Les âges sombres restent l’une des dernières grandes frontières de la cosmologie observationnelle.

Entre 100 et 200 millions d’années après le Big Bang, le gaz accumulé dans les halos de matière noire se refroidit assez pour s’effondrer jusqu’à des densités extrêmes. Au cœur de ces nuages, la température dépasse dix millions de degrés et la fusion de l’hydrogène en hélium s’amorce : les premières étoiles s’allument. C’est l’aube cosmique.

Ces étoiles dites de « population III » se distinguaient de toutes celles qui ont suivi : elles ne contenaient pratiquement que de l’hydrogène et de l’hélium, sans les éléments plus lourds qui aident aujourd’hui les nuages à se refroidir et à se fragmenter. Les modèles suggèrent qu’elles étaient en moyenne bien plus massives que le Soleil, de quelques dizaines à plusieurs centaines de masses solaires, avec des durées de vie de quelques millions d’années seulement.

Prudence cependant : aucune étoile de population III n’a encore été observée directement. Ce qu’on en sait vient de simulations et d’indices indirects, comme la composition chimique d’étoiles très anciennes de notre Galaxie, extrêmement pauvres en métaux, qui portent la signature des toutes premières supernovas. Le télescope spatial James Webb traque leur lumière dans des galaxies très jeunes, et quelques candidats prometteurs ont été signalés.

Leur rayonnement ultraviolet a commencé à ioniser le gaz intergalactique. Cette réionisation, poursuivie par les premières galaxies, s’est achevée environ un milliard d’années après le Big Bang.

Dans les centaines de millions d’années qui suivent l’aube cosmique, les halos de matière noire fusionnent et grossissent, et le gaz qu’ils retiennent forme des générations successives d’étoiles : les premières galaxies apparaissent. Dans le scénario standard, dit hiérarchique, les petites structures se forment d’abord, puis s’assemblent en structures de plus en plus grandes.

Observer cette époque repose sur un principe simple : regarder loin, c’est regarder tôt. La lumière de ces galaxies a voyagé plus de 13 milliards d’années, et l’expansion l’a décalée vers l’infrarouge, d’où l’intérêt du télescope spatial James Webb, conçu pour ce domaine. Depuis 2022, il a confirmé par spectroscopie des galaxies vues environ 300 millions d’années après le Big Bang, comme JADES-GS-z14-0 ou MoM-z14, à des décalages vers le rouge supérieurs à 14. Elles sont plus nombreuses et plus lumineuses que ne le prévoyaient la plupart des modèles : sans remettre en cause le Big Bang, cela oblige à revoir l’efficacité de la formation d’étoiles dans l’Univers jeune.

La Voie lactée, elle, s’est construite par accrétion de gaz et absorption de galaxies plus petites. Ses plus vieilles étoiles, dans le halo et le bulbe, ont plus de 13 milliards d’années. L’archéologie galactique, notamment grâce au satellite Gaia, a même identifié les débris de fusions anciennes, comme celle avec la galaxie Gaïa-Encelade, il y a 8 à 11 milliards d’années.

Le Big Bang n’a produit que les éléments les plus légers : hydrogène, hélium et un soupçon de lithium. Presque tout le reste du tableau périodique a été forgé ensuite, et ce travail se poursuit aujourd’hui : c’est la nucléosynthèse stellaire.

Une étoile tire son énergie de la fusion. Le Soleil convertit l’hydrogène en hélium ; en fin de vie, il fusionnera l’hélium en carbone et en oxygène. Les étoiles de plus de huit masses solaires environ enchaînent les étapes, néon, magnésium, silicium, jusqu’au fer. Là, la chaîne s’arrête : fusionner du fer coûte de l’énergie au lieu d’en libérer. Le cœur s’effondre alors en une fraction de seconde, et l’étoile explose en supernova.

Les éléments plus lourds que le fer naissent surtout par capture de neutrons, soit lentement dans des étoiles géantes en fin de vie, soit lors d’événements violents. En 2017, la détection simultanée d’ondes gravitationnelles et de lumière issues de la fusion de deux étoiles à neutrons (GW170817) a confirmé que ces collisions produisent de l’or, du platine et d’autres éléments lourds.

Vents stellaires, nébuleuses planétaires et supernovas dispersent ces atomes dans le milieu interstellaire, où ils enrichissent les nuages qui formeront les générations suivantes d’étoiles et de planètes. La spectroscopie le confirme : chaque élément laisse une signature dans la lumière, et les étoiles anciennes sont nettement plus pauvres en éléments lourds que les jeunes. À part l’hydrogène, hérité du Big Bang, la quasi-totalité des atomes de notre corps a été fabriquée dans des étoiles.

Il y a environ 4,6 milliards d’années, alors que l’Univers a déjà les deux tiers de son âge actuel, un fragment de nuage moléculaire de la Voie lactée s’effondre sous sa propre gravité. Le Soleil est probablement né dans un amas de centaines ou de milliers d’étoiles, aujourd’hui dispersées. Certaines météorites renferment la trace d’isotopes radioactifs à vie courte, comme l’aluminium 26 : le nuage avait donc été enrichi peu avant par des étoiles massives voisines. Une supernova a-t-elle déclenché l’effondrement ? L’hypothèse reste débattue.

En se contractant, le nuage tourne de plus en plus vite et s’aplatit en un disque protoplanétaire. Au centre, la proto-étoile s’échauffe pendant quelques dizaines de millions d’années avant que la fusion de l’hydrogène ne devienne sa principale source d’énergie. Aujourd’hui, le radiotélescope ALMA et le JWST observent de tels disques autour de jeunes étoiles, avec des anneaux et des sillons creusés par des planètes en formation : on voit, ailleurs, notre propre histoire se dérouler.

Comment date-t-on la naissance du Système solaire ? Grâce aux plus vieux solides connus, des inclusions riches en calcium et en aluminium trouvées dans certaines météorites. La désintégration de l’uranium en plomb leur donne un âge de 4,567 milliards d’années, à moins d’un million d’années près : c’est l’« an zéro » de notre système. Le Soleil contient environ 1,4 % (en masse) d’éléments plus lourds que l’hélium, héritage des générations d’étoiles précédentes.

Dans le disque protoplanétaire, les poussières s’agglomèrent en planétésimaux de quelques kilomètres, qui croissent par collisions jusqu’à former des embryons planétaires de la taille de la Lune ou de Mars. Dans la partie interne du disque, trop chaude pour que la glace subsiste, ces corps rocheux s’assemblent en quatre planètes telluriques. La Terre atteint l’essentiel de sa masse en quelques dizaines de millions d’années ; Jupiter, plus lointaine, s’était sans doute formée bien avant, en quelques millions d’années seulement.

On date la Terre à 4,54 milliards d’années, à environ 1 % près. Ce chiffre, établi pour l’essentiel par Clair Patterson en 1956, repose sur la désintégration de l’uranium en plomb dans des météorites, contemporaines de la formation des planètes. Les roches terrestres ne peuvent pas donner directement cet âge : la tectonique des plaques et l’érosion ont recyclé la croûte primitive. Les plus vieux témoins terrestres sont de minuscules cristaux de zircon d’Australie, âgés de 4,4 milliards d’années.

La jeune Terre est en grande partie fondue, chauffée par l’énergie des impacts et par la désintégration d’éléments radioactifs. Cet océan de magma permet au fer et au nickel, plus denses, de migrer vers le centre pour former le noyau, tandis que les silicates constituent le manteau. Cette différenciation, rapide, a une conséquence durable : le fer liquide du noyau externe, en se brassant, engendre aujourd’hui le champ magnétique qui protège la surface du vent solaire.

Selon le scénario le plus largement accepté, celui de l’impact géant, la Lune est née lorsqu’un corps de la taille de Mars environ, baptisé Théia, a heurté obliquement la proto-Terre, il y a environ 4,5 milliards d’années. La date précise reste discutée : selon les méthodes, les estimations vont d’environ 4,35 à 4,51 milliards d’années.

Plusieurs observations soutiennent ce scénario. La Lune possède un noyau de fer minuscule, de l’ordre de 1 à 2 % de sa masse contre près d’un tiers pour la Terre, ce qui s’explique si elle s’est formée surtout à partir de matériaux de manteau. Les échantillons des missions Apollo révèlent une Lune pauvre en éléments volatils, comme si elle avait été chauffée à très haute température, et les traces d’un ancien océan de magma lunaire.

Une énigme demeure : les isotopes de l’oxygène, du titane ou du tungstène des roches lunaires sont presque identiques à ceux de la Terre, alors que les simulations classiques prévoient une Lune faite majoritairement de Théia. Plusieurs variantes tentent de résoudre ce paradoxe : impact plus énergique, Théia de composition très proche de la Terre, ou mélange intense dans une structure de vapeur appelée « synestia ».

Les effets de cette collision se font encore sentir. La Lune stabilise l’inclinaison de l’axe terrestre, ce qui modère les variations du climat sur le long terme, et ses marées freinent lentement la rotation de la Terre. En retour, elle s’éloigne de 3,8 centimètres par an, une distance mesurée au laser grâce aux réflecteurs déposés à sa surface.

Une fois l’océan de magma solidifié, l’atmosphère primitive, constituée surtout de vapeur d’eau, de dioxyde de carbone et d’azote, laisse l’eau se condenser à la surface. Les premiers océans se forment probablement dans les 100 à 200 millions d’années qui suivent la naissance de la Terre, même si de grands impacts ont pu ensuite en vaporiser une partie.

La preuve principale vient de cristaux de zircon des collines de Jack Hills, en Australie occidentale. Datés jusqu’à 4,4 milliards d’années, ils présentent une composition en isotopes de l’oxygène qui indique que leur roche d’origine a interagi avec de l’eau liquide à basse température. Ils suggèrent aussi l’existence précoce d’une croûte de type continental, un point encore discuté.

L’origine de l’eau terrestre fait débat. Le rapport entre deutérium et hydrogène des océans ressemble à celui de certaines météorites, les chondrites carbonées, davantage qu’à celui de la plupart des comètes mesurées. Des travaux récents montrent par ailleurs que les matériaux à partir desquels la Terre s’est formée pouvaient contenir assez d’hydrogène pour fournir une bonne partie de son eau. Le scénario le plus probable combine plusieurs sources.

Un paradoxe accompagne cette époque : le jeune Soleil brillait environ 25 à 30 % moins fort qu’aujourd’hui, ce qui aurait dû geler les océans. C’est le « paradoxe du Soleil jeune et faible ». La solution la plus probable est un effet de serre bien plus puissant, dû à l’abondance de gaz carbonique et peut-être de méthane.

La vie est apparue sur Terre il y a plus de 3,5 milliards d’années, peut-être bien plus tôt. Les plus anciennes traces largement acceptées sont des stromatolithes de la formation de Dresser, dans la région de Pilbara en Australie, datés d’environ 3,48 milliards d’années : des structures en couches édifiées par des communautés microbiennes qui piégeaient des sédiments. Des indices plus anciens existent, comme des signatures isotopiques du carbone dans des roches de 3,7 à 3,8 milliards d’années au Groenland, mais leur origine biologique reste débattue.

Une approche indépendante consiste à remonter l’arbre du vivant. En comparant les génomes actuels, des chercheurs ont estimé en 2024 que le dernier ancêtre commun de tous les êtres vivants, LUCA, vivait il y a environ 4,2 milliards d’années, et qu’il était déjà un organisme relativement complexe. Si ce résultat se confirme, la vie serait apparue très vite après la formation des océans.

Comment la chimie est-elle devenue biologie ? On l’ignore encore. Les pistes principales font intervenir des sources hydrothermales sous-marines, des mares chaudes soumises à des cycles d’assèchement, et un « monde à ARN » dans lequel une même molécule aurait servi à la fois de support d’information et de catalyseur. Des expériences reproduisent certaines étapes, comme la formation spontanée d’acides aminés ou de nucléotides, mais aucune n’a encore créé de vie.

Pendant près de 3 milliards d’années, la vie restera essentiellement microscopique.

La photosynthèse oxygénique, inventée par les ancêtres des cyanobactéries, est l’une des innovations les plus lourdes de conséquences de l’histoire de la vie. Elle utilise l’énergie lumineuse pour arracher des électrons à l’eau, en libérant de l’oxygène. On ignore exactement quand elle est apparue, sans doute plusieurs centaines de millions d’années avant que l’oxygène ne s’accumule.

Pendant longtemps, cet oxygène est consommé aussitôt par le fer dissous dans les océans, par les gaz volcaniques et par les roches. Les formations de fer rubanées, alternances de couches riches en oxydes de fer, en sont la trace spectaculaire. Entre 2,4 et 2,1 milliards d’années environ, ces « puits » sont débordés et l’oxygène s’installe durablement dans l’atmosphère : c’est la Grande Oxydation. La preuve la plus nette est géochimique : la disparition, vers 2,33 milliards d’années, d’une signature particulière des isotopes du soufre qui ne peut se former que dans une atmosphère sans oxygène.

Les conséquences sont immenses. Le méthane, puissant gaz à effet de serre, est oxydé, ce qui contribue probablement à l’une des glaciations les plus sévères de l’histoire terrestre. De nombreux microbes anaérobies sont relégués dans des milieux privés d’oxygène. La couche d’ozone commence à se former. Et la respiration aérobie, bien plus efficace pour produire de l’énergie, ouvre la voie aux cellules complexes, les eucaryotes, apparues il y a au moins 1,7 milliard d’années.

L’oxygène reste toutefois bien moins abondant qu’aujourd’hui : il n’approchera les 21 % actuels qu’après une seconde hausse, à la fin du Précambrien, il y a moins de 600 millions d’années.

Pendant l’essentiel de son histoire, la vie terrestre est restée microscopique. Les premiers organismes complexes de grande taille, la faune d’Ediacara, apparaissent il y a environ 575 millions d’années. Puis, à partir de 538,8 millions d’années, date qui marque le début du Cambrien, la diversité animale augmente de façon spectaculaire en quelques dizaines de millions d’années : c’est l’explosion cambrienne.

La plupart des grands plans d’organisation animaux, ou embranchements, apparaissent alors dans les archives fossiles : arthropodes comme les trilobites, mollusques, échinodermes, et même les premiers chordés, la lignée à laquelle nous appartenons. Les gisements exceptionnels des schistes de Burgess, au Canada, et de Chengjiang, en Chine, ont livré des animaux aux parties molles intactes, parfois si étranges qu’on a longtemps hésité sur la manière de les orienter.

Le mot « explosion » mérite une nuance. Les horloges moléculaires suggèrent que plusieurs lignées existaient déjà avant, sous des formes petites ou molles, peu propices à la fossilisation. Ce qui change, c’est leur taille, leurs squelettes minéralisés et leur écologie. Plusieurs facteurs ont pu jouer ensemble : une hausse de l’oxygène, l’essor de la prédation et de la vision, et des gènes du développement déjà en place, capables de construire des corps très variés.

Dans les 200 millions d’années qui suivent, la vie conquiert les continents : plantes vers 470 millions d’années, arthropodes, puis vertébrés à quatre pattes vers 375 millions d’années.

Les dinosaures apparaissent au Trias, il y a environ 230 millions d’années, et deviennent les vertébrés terrestres dominants après une extinction de masse survenue il y a 201 millions d’années. Durant le Jurassique et le Crétacé, ils se diversifient en des centaines de genres, des petits carnivores à plumes aux sauropodes géants de plusieurs dizaines de tonnes. Les mammifères, apparus à peu près à la même époque, restent pour la plupart de petite taille.

Il y a 66 millions d’années, la fin du Crétacé est marquée par l’une des cinq grandes extinctions de masse : environ 75 % des espèces disparaissent. En 1980, Luis et Walter Alvarez et leurs collègues découvrent, dans la fine couche d’argile qui marque cette limite, une concentration anormale d’iridium, un métal rare à la surface de la Terre mais abondant dans les astéroïdes. Ils proposent un impact géant. Le cratère est identifié au début des années 1990 sous la péninsule du Yucatán : Chicxulub, environ 180 kilomètres de diamètre, creusé par un objet d’une dizaine de kilomètres. Quartz choqués, billes de verre et dépôts de tsunami autour du golfe du Mexique confirment le scénario.

L’impact a projeté dans l’atmosphère suies, poussières et aérosols soufrés, plongeant la Terre dans un « hiver d’impact » qui a interrompu la photosynthèse pendant des mois, voire des années. Les gigantesques éruptions des trapps du Deccan, en Inde, ont pu aggraver la crise, mais l’impact est considéré comme la cause principale.

Les dinosaures n’ont pas tous disparu : les oiseaux en sont la lignée survivante. Les mammifères, eux, ont occupé les niches laissées libres.

Après la crise de la fin du Crétacé, les mammifères se diversifient rapidement. Les primates s’épanouissent et, en Afrique, il y a environ 7 à 6 millions d’années, la lignée humaine se sépare de celle des chimpanzés. Les premiers homininés connus, comme Sahelanthropus, puis les australopithèques, dont Lucy (3,2 millions d’années), marchent déjà au moins en partie debout. Le genre Homo apparaît il y a environ 2,8 millions d’années.

Notre espèce, Homo sapiens, est attestée depuis environ 300 000 ans : les fossiles de Djebel Irhoud, au Maroc, datés en 2017, en sont les plus anciens représentants connus. L’image d’un berceau unique a cédé la place à celle d’une émergence à l’échelle de l’Afrique, au sein de populations reliées entre elles. Hors d’Afrique, nos ancêtres ont croisé d’autres humains, Néandertaliens et Dénisoviens, avec lesquels ils se sont métissés : les humains actuels d’ascendance non africaine portent environ 2 % d’ADN néandertalien.

Ces dates proviennent de méthodes complémentaires : thermoluminescence, isotopes radioactifs des couches volcaniques, carbone 14 pour les 50 000 dernières années, et comparaison des génomes.

Sur le calendrier cosmique, cette histoire est d’une brièveté vertigineuse. Le genre Homo apparaît le 31 décembre vers 22 h 15 ; Homo sapiens à 23 h 48 ; l’art des grottes, il y a environ 40 000 ans, une minute et demie avant minuit ; l’agriculture, il y a 12 000 ans, 27 secondes avant la fin de l’année.

À l’échelle du calendrier cosmique, toute l’histoire écrite tient dans les 12 dernières secondes de l’année. Les pyramides de Gizeh sont bâties environ 10 secondes avant minuit ; Copernic replace le Soleil au centre du système planétaire un peu plus d’une seconde avant minuit ; les premiers pas sur la Lune, en 1969, ont lieu 0,13 seconde avant la fin de l’année. Une seconde du calendrier représente environ 440 ans réels.

C’est pourtant dans ce dernier battement que l’Univers a commencé à être compris de l’intérieur. En à peine un siècle, on a établi que les nébuleuses spirales sont d’autres galaxies (Hubble, 1924), que l’Univers est en expansion (Lemaître, 1927 ; Hubble, 1929), que les étoiles brillent grâce à la fusion nucléaire (Bethe, 1939), et que nous baignons dans le rayonnement fossile du Big Bang (1965). Les ondes gravitationnelles ont été détectées en 2015, la première image de l’ombre d’un trou noir publiée en 2019, et plus de 6 000 exoplanètes sont aujourd’hui confirmées.

Ce récit reste incomplet. On ignore la nature de la matière noire et de l’énergie noire, qui forment ensemble environ 95 % du contenu de l’Univers ; on ne sait pas comment la vie est apparue, ni si elle existe ailleurs. Mais la méthode qui a permis de le reconstruire, observer, mesurer, confronter les modèles aux données, reste notre meilleur outil.

Il y a là une forme de boucle : des atomes forgés dans les étoiles se sont assemblés en êtres capables de reconstituer l’histoire de ces mêmes étoiles.

Les lois qui ont permis de reconstituer le passé permettent aussi d’esquisser l’avenir, avec des incertitudes croissantes.

Le Soleil gagne environ 10 % de luminosité par milliard d’années. D’ici un à deux milliards d’années, cet échauffement devrait rendre la Terre inhabitable pour la vie complexe, puis évaporer les océans. Dans environ 5 milliards d’années, l’hydrogène du cœur solaire sera épuisé : le Soleil deviendra une géante rouge, d’un rayon proche de l’orbite terrestre actuelle. Comme il perdra aussi de la masse, les planètes s’éloigneront ; la Terre sera au mieux calcinée, peut-être engloutie. Le Soleil finira en naine blanche.

La galaxie d’Andromède, à 2,5 millions d’années-lumière, s’approche de nous à environ 110 km/s. Longtemps jugée certaine d’ici 4 à 5 milliards d’années, la fusion avec la Voie lactée a été réévaluée en 2025 à partir des données de Gaia et de Hubble : en tenant compte des incertitudes et de l’influence d’autres galaxies du Groupe local, notamment M33 et le Grand Nuage de Magellan, la probabilité d’une fusion dans les 10 prochains milliards d’années est d’environ 50 %, et de quelques pour cent seulement dans les 5 prochains.

À plus grande échelle, l’expansion de l’Univers s’accélère depuis environ 5 milliards d’années, sous l’effet de l’énergie noire. Si cela continue, les galaxies extérieures au Groupe local finiront par sortir de notre horizon. Mais la nature de l’énergie noire est inconnue, et les résultats du relevé DESI en 2025 suggèrent qu’elle pourrait évoluer dans le temps : le destin ultime de l’Univers reste une question ouverte.