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L'avenir de l'Univers Cette
divergence entre scientifiques n’est pas sans rappeler le conflit qui
opposa Halton Arp aux astronomes du mont Palomar à
propos des interactions entre galaxies. Pour départager les protagonistes
il convient de mesurer la distance d’un plus grand nombre de galaxies -
le télescope Hubble n’a mesuré la distance que d’une vingtaine de Céphéides
dans une seule galaxie, M100 - et d’utiliser des méthodes indépendantes. Nous
savons que l'âge des galaxies est fonction de leur distance. Or les méthodes
actuelles de calculs sont basées sur leur brillance apparente. Mais le
spectre d'une étoile est très difficile à analyser et on peut
quelquefois la prendre pour un objet très lointain qui rayonne une énergie
intense. Hubble lui-même confondit à l’époque une Céphéide
brillante avec une région HII.
Plus
récemment la distance du quasar considéré comme l'un des plus éloignés,
3C368 s'est considérablement réduite. Grâce au CFHT de l’île Hawaii,
Olivier Le Fèvre et François Hammer ont découvert en 1991 que son noyau
particulièrement lumineux se superposait en réalité sur l'image de deux
étoiles appartenant à notre Voie Lactée. Du coup ce quasar perdu à 10
milliards d'années-lumière redevint une galaxie ordinaire distante de
quelques millions d'années-lumière !
Document G.Bacon, STSCI. Des effets de lentilles gravitationnelles peuvent également entraîner une surestimation de la luminosité des galaxies. A mesure que l'on se rapproche des limites de l'univers observable, il convient d'être très prudent. Etant donné que l'éclat des galaxies peut varier dans le temps, qu'il peut-être influencé par des effets relativistes ou de perspective, les galaxies n'ayant pas toujours eu la même vitesse et la constante variant jusqu'à 50%, de telles incertitudes donnent à l'Univers un âge (et un rayon) qui reste encore difficile à déterminer, mais il semble inférieur à 20 milliards d'années. La
théorie devant être en relation avec l'observation, il est impossible de
donner à l'Univers un âge supérieur à environ 20 milliards d'années.
Malgré tout l'Univers peut être dix, cent fois plus vieux et plus vaste
encore. Si l'inflation de l'Univers a continué au rythme initial (en 10-32
sec il s'est multiplié d'un facteur 1050),
avec ses 30 ou 40 milliards d'années-lumière de diamètre actuel, il
peut atteindre un diamètre réel de 103000
années-lumière...et serait ouvert mais fini. Il se peut aussi qu'il soit
ouvert et infini, composé lui aussi d'un nombre infini de galaxies.
Lennox
Cowie de l'Université d'Hawaii, déjà connu pour sa théorie des étoiles
hypergéantes a découvert des champs de galaxies jusqu'à 5 milliards d'années-lumière. Kenneth Chambers de l'Observatoire Leiden a pu
localiser des galaxies à 12 milliards d'années-lumière ! Le Télescope
Spatial Hubble en a découvert tout autant. Ces galaxies semblent beaucoup
plus nombreuses que dans notre voisinage. Seule une nouvelle théorie
pourrait expliquer leur abondance dans le passé.
Andreï
Sakharov et Cowie remplacent la constante cosmologique d'Einstein par l'énergie
du vide, nous y reviendrons en détail à propos du Big Bang . Etant donné qu'énergie et masse
sont en un sens équivalents, cette donnée réajusterait les dimensions
de l'Univers. Mais nos moyens ne permettent de voir que dans une sphère
finie de 8 à 15 milliards d'années de rayon, eu égard à la valeur que
l'on donne à la constante de Hubble. A mesure que les galaxies s'éloigneront,
l'horizon cosmologique reculera d'autant. Au-delà d'une certaine distance
la lumière des objets qui éventuellement existeraient ne saurait nous
parvenir : plus on recule dans le temps, plus les objets se déplacent
rapidement et finissent par acquérir une vitesse voisine de celle de la
lumière de façon asymptotique. Cette vitesse luminique limitée à
299792.458 km/s empêche le rayonnement de parvenir plus rapidement jusqu'à
nous, rendant les objets qui s'y trouvent à jamais invisibles. Certains
quasars, tels OQ172 ou PC 1247+3406 se déplacent à près de 85% de la
vitesse de la lumière. Ne pouvant nous affranchir de la vitesse finie de
la lumière, on ne pourra jamais franchir l'horizon cosmologique, qui
contient certainement des objets très précieux pour notre connaissance
de l'Univers. Pour les cosmologistes tout commença donc il y a quelque 15
milliards d'années.
Si l'on veut être plus précis et dans la foulée départager de Vaucouleurs et Sandage, il existe deux autres méthodes pour déterminer la constante de Hubble : -
L'effet Sunyaev-Zel’dovitch sur le rayonnement fossile -
les ondes gravitationnelles émises par les systèmes binaires. Au
début des années 1980 l’astronome soviétique Rashid Sunyaev et le
physicien Yakov Zel’dovitch[6]
ont découvert que les amas de galaxies d’une masse totale de 1013
M¤
contenaient un plasma dont la température pouvait atteindre 100 millions
de degrés, rayonnant intensément en "lumière X" et diffusant des
photons de basse énergie par effet Thompson. Si une source est située
derrière un tel amas, son rayonnement peut-être diffusé par les électrons
et changer de fréquence. Les astrophysiciens peuvent alors calculer la
"section efficace" du phénomène et déterminer l'ampleur du
changement de température de brillance du radiosource.
Par voie de conséquence les
physiciens espèrent pouvoir déterminer la constante de Hubble avec une
précision de 10% ! C’est la mission confiée au satellite américain de
détection X, AXAF, lancé en 1996. Face
à ces incertitudes sur la constante de Hubble, l'Anglais Bernard Schutz
de Cardiff a reprit une idée émise en 1977 par J.Clark et D.Eardley,
deux ans après la découverte du premier pulsar binaire. Schutz suggéra
de mesurer les ondes gravitationnelles émises par les étoiles neutrons binaires[7].
Grâce aux détecteurs
gravitationnels LIGO et autre LISA, si on parvient à mesurer la
différence de marche entre les signaux émis par les deux sources d'un système
multiple, on pourra déterminer avec une très grande précision leur
distance absolue et en corollaire calculer la valeur de la constante de
Hubble. Selon Schutz pour un objet situé à 100 kpc la précision serait
de 3% ! La
deuxième méthode pour déterminer l'âge de l'Univers consiste à
calculer le facteur de décélération, qo.
Celui-ci est fonction de la densité de la matière. Il est également lié
à l'évolution stellaire et dynamique des galaxies. Pour évaluer cette méthode
nous devons examiner la troisième méthode. Prochain chapitre La densité de l'univers et la masse manquante
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