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L'avenir de l'Univers

Les incertitudes (II)

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.

L'influence des corps sombres

A gauche, la spectaculaire lentille gravitationnelle CL0024+1654 photographiée par le télescope Hubble en novembre 1994. A droite, un MACHO, un corps sombre passe devant une étoile brillante du Grand Nuage de Magellan. Documents NASA/ESA/STScI et U.Princeton.

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 !

L'effet gravitationnel optique

provoqué par un corps sombre

Animation présentant l'évolution d'un objet de la taille d'une planète devant les étoiles de M22 (MOV de 4.1 Mb)

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 qui semble proche de 13.8 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 15 milliards d'années. Malgré tout l'Univers peut être dix, cent fois plus vieux et beaucoup plus vaste.

En effet, 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 quelque 46 milliards d'années-lumière de rayon actuel (depuis la recombinaison, son rayon a été multiplié par 3), il peut atteindre un rayon 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.

Depuis les années 1990 et grâce à des techniques de plus en plus sophistiquées, les astronomes ont progressivement découvert des champs de galaxies de plus en plus lointains. D'abord situés à 3 puis 5 milliards d'années-lumière, les astronomes localisèrent bientôt des milliers de galaxies à plus de 12 milliards d'années-lumière. Puis le Télescope Spatial Hubble épaulé par le télescope infrarouge Spitzer localisèrent des dizaines à plus de 13.2 milliards d'années-lumière. Ces galaxies semblent beaucoup plus nombreuses que dans notre voisinage et intrinsèquement plus brillantes que les galaxies normales. Seule une nouvelle théorie pourrait expliquer leur abondance et leur éclat dans le passé.

Facteur de décélération et constante de Hubble

avec

Ho, la constante de Hubble

qo, le facteur de décélération actuel

Po, la pression actuelle

ρo, la densité actuelle

R, le rayon de courbure

c, la vitesse de la lumière

Λ, la constante cosmologique

G, la constante de la gravitation

Le facteur de décélération qo et la constante de Hubble Ho sont tous deux liés à la courbure de l'espace. Ils varient en fonction de la densité de la matière.

Andreï Sakharov et Cowie remplacent la constante cosmologique d'Einstein par une nouvelle constante représentant 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 de Hubble" finie d'environ 46 milliards d'années de rayon selon la valeur que l'on donne à la constante de Hubble, χo=c/Ho.

A mesure que les galaxies s'éloigneront, l'horizon cosmologique, autrement dit la "sphère de Hubble" ou distance radiale comobile (la distance maximale séparant les deux objets causalement liés dans l'univers en faisant abstraction de l'expansion de l'univers) 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.

Ainsi, 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 13.8 milliards d'années.

A lire : Expanding Confusion, CSIRO, 2004

Common Misconceptions of Cosmological Horizons and the Superluminal Expansion of the Universe

Âge de l'Univers en fonction de Ho et Ωo

En fonction de la valeur que l’on donne aux paramètres cosmologiques, l’estimation de l’âge de l’univers oscille d’un facteur 2 ou supérieur. Pour Ho=50 et Ωo=1 par exemple, l’Univers peut avoir 19.6 milliards d’années. Si Ho=100 son âge tombe à 9.6 milliards d’années mais il n’est pas conforme aux observations stellaires extragalactiques qui indiquent que l'âge de l'Univers serait d'environ 13.8 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.

L'aspect inattendu dans le rayonnement X de la galaxie elliptique NGC 2300 photographiée par l'observatoire orbital ROSAT en avril 1992. La quantité de matière noire est dix fois plus vaste que la matière visible. Document NASA/GSFC/ESA.

Sachant que ce plasma représente localement 30 % de la masse des galaxies, si on remplace la radiosource par le rayonnement fossile du corps noir à 2.7 K, il est tout à fait possible que les électrons chauds intra-amas perturbent notablement son niveau d'énergie, à condition que le rayonnement à 2.7 K se trouve dans la ligne de visée de l'amas X.

La théorie stipule que les photons du rayonnement fossile seront décalés d'une fréquence proportionnelle à 4kT/E, les variables T et E se rapportant respectivement à la température et à l'énergie (mc2) des électrons chauds du plasma, c'est l'effet Sunyaev-Zel’dovitch. A très basse fréquence, en-dessous de 2 mm de longueur d'onde, l'effet Sunyaev-Zel’dovitch provoque un refroidissement du rayonnement fossile qui chute à 2.67 K.

Si l'on connaît les paramètres de l'émission X (température, masse des électrons, section efficace, épaisseur optique, etc) et la variation de la température de brillance du rayonnement fossile, on peut connaître l'intensité lumineuse de l'amas et donc sa distance.

Par voie de conséquence les physiciens espéraient pouvoir déterminer la constante de Hubble avec une précision de 10 %. C'était la mission qui fut confiée au satellite américain de détection X, AXAF, lancé en 1996.

Avant les résultats de la mission Planck, face aux incertitudes importantes sur la constante de Hubble, l'Anglais Bernard Schutz de Cardiff 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 eLISA, si on parvenait à mesurer la différence de marche entre les signaux émis par les deux sources d'un système multiple, on pourrait 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 était de 3%.

Aujourd'hui, grâce au satellite Planck lancé en 2009, la constante de Hubble a été précisée avec une marge d'erreur réduite à 1.4 % soit à 0.9 km/s près et l'âge de l'Univers fut précisé avec une marge d'erreur de 0.027 % soit à 38 millions d'années près, des valeurs tout à fait exceptionnelles.

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. Mais pour évaluer cette méthode nous devons d'abord examiner la troisième méthode.

Prochain chapitre

La densité de l'univers et la masse manquante

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[6] R.Sunyaev et Y.Zel’dovich, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 18, 1980, p544.

[7] J.Clark et D.Eardley, Astrophysical Journal, 215, 1977, p311 - B.Schutz, Nature, 323, 1986, p310 - Lire également V.Rubin et al., Astrophysical Journal Letters, 183, 1973, p2111 - J.Cohen, Astrophysical Journal, 292, 1985, p90 - M.Davies, Astrophysical Journal, 292, 1985, p371 -.


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