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L'accélération de l'expansion de l'univers

Vers une révision du modèle cosmologique standard (II)

Un effet sans cause apparente

Pour expliquer l'accélération de l'expansion de l'Univers, certains auteurs n'ont pas hésité à proposer une révision des lois fondamentales de la physique au-delà du modèle Standard, évoquant parmi d'autres causes une dépendance du temps, une nouvelle physique de la gravitation plus complète que la relativité générale, l'existence de nouvelles particules relativistes à l'époque de l'univers primordial (le "rayonnement sombre") dont pourrait faire partie les neutrinos ou un courbure non nulle de l'univers. A l'heure actuelle, les quelques études basées sur ces hypothèses n'ont pas été concluantes et en tous cas aucune d'elle n'est confirmée dans les faits, que ce soit en laboratoire ou par l'observation du cosmos.

En revanche, comme Sarkar l'a évoqué, cette accélération de l'expansion pourrait être un effet de l'énergie sombre dont les caractéristiques restent mystérieuses. Elle représente aujourd'hui la pierre d'achoppement de l'univers contre laquelle les physiciens butent car sans elle on ne peut pas expliquer la distribution des grandes structures cosmiques que sont les amas et superamas de galaxies.

A l'heure actuelle, aucune de ces hypothèses n'est exclue si ce n'est que depuis qu'ils travaillent sur le sujet Riess et ses collègues s'en sont toujours tenus au principe du "rasoir d'Occam" et "préfèrent une théorie simple plutôt que complexe. Dans le cas de l'énergie sombre, il n'existe actuellement aucune explication simple, laissant les mesures directes comme seules guides parmi les nombreuses explications complexes ou fortement ajustées." Autrement dit, ils s'en tiennent aux faits et tentent d'expliquer cette accélération inattendue dans le cadre du modèle cosmologique actuel ΛCDM sans faire appel à des théories ad hoc.

Que savons-nous aujourd'hui de l'expansion de l'univers ? Pour cerner cette question, il faut d'abord que tous les astronomes utilisent les mêmes méthodes de travail ou des protocoles compatibles afin que les données soient homogènes voire interchangeables entre équipes scientifiques. Or pendant des années ce ne fut pas le cas et chaque équipe de chercheurs proposait ses valeurs sans que les autres équipes ne puissent les recouper ou les confirmer, d'où la marge importante d'incertitude autour de la valeur de la constante de Hubble.

Calculettes : Cosmological Calculator (modèle ΛCDM) - Cosmology calculator (ICRAR)

Diagrammes de Hubble représentant la distance en fonction du décalage Doppler des objets célestes. A gauche, les différentes chandelles standards mesurées dans le cadre du "HST Key Project". Le gradient de la pente est de 72 km/s/Mpc. Les valeurs sont trop dispersées sur ces sondages pour déterminer si l'univers est en expansion à vitesse constante ou accélérée. Au centre et à droite, les résultats des études de Riess et al. de 1998 et Perlmutter et al. de 1999 des supernovae de Type Ia et à grand décalage Doppler. La ligne magenta représente les valeurs du modèle Einstein-de Sitter constitué uniquement de matière baryonique. La ligne noire comprend 20 % de matière sans énergie sombre tandis que la courbe turquoise comprend 30 % de matière et 70 % d'énergie sombre. Cette dernière est en accord avec les observations et signifie également que le taux d'expansion augmente de manière accélérée. Documents Wendy Freedman et R.Kirshner adaptés par l'auteur.

Ceci dit, quand ces données sont homogènes, Saul Perlmutter et ses collègues dont Adam Riess ont confirmé après avoir étudié les redshifts et les courbes lumineuses de dizaines de supernovae de Type Ia (ce qui permit de calculer leur distance et le rapport entre la pression et la densité du milieu intergalactique) ainsi que le décalage Doppler d'autres types de supernovae très éloignées (High-z SN) qu'elles étaient ~30 % plus pâles que prévut et s'éloignaient donc plus rapidement que le modèle Einstein-de Sitter le prévoit.

Comme le montre le graphique présenté ci-dessus à droite, cette accélération de l'expansion aurait démarré vers z=0.5 ou même z=1, il y a 5 voire même 8 milliards d'années. L'époque exacte n'est pas précise car elle dépend de la contribution des composantes sombres (matière noire et énergie sombre) mais également comme nous l'avons évoqué, d'un possible effet d'extinction sur la ligne de visée créé par la poussière ou un phénomène d'assombrissement lié à l'explosion des supernovae. Il faut donc affiner et recouper ces données avec celles d'un plus grand nombre de supernovae mais également d'autres chandelles standards, ce qui est à l'ordre du jour des programmes actuels et à venir.

En fait, si quelque chose a déclenché cette accélération de l'expansion vers z=1, c'est à cette distance qu'il faut rechercher des supernovae. Or, à de telles distances leur luminosité et donc leur spectre est à la limite des possibilités instrumentales actuelles. Ceci dit, les très grands télescopes du futur devraient pouvoir les étudier, d'où l'intérêt des résultats de la future expérience CODEX du ELT.

Suite à cette découverte, les scientifiques proposèrent d'introduire dans les équations la contribution de la fameuse constante cosmologique Λ associée à la matière sombre qui est aujourd'hui intégrée et représente une partie essentielle du modèle ΛCDM.

Peu après, l'analyse du rayonnement cosmologique grâce aux satellites WMAP et Planck (2008 et 2015) révéla que quelque 380000 ans après le Big Bang, le jeune univers contenait déjà les germes des futures grandes structures cosmiques. Malheureusement, un premier sondage (2dF GRS) effectué en 2002 par George Efstathiou de l'université de Cambridge (Ma.) et son équipe montra que la distribution d'un échantillon de 221283 galaxies ne pouvait pas être directement corrélée avec la carte du rayonnement cosmologique. En revanche, ils ont fait une importante découverte. Sur base de l'analyse du rayonnement des SNe Ia, il était possible d'envisager une correspondance à condition de tenir compte d'une constante cosmologique non nulle (celle équivalent à l'énergie du vide ΩΛ),c'est-à-dire une composante inconnue et invisible qui manque toujours à l'inventaire des physiciens.

Comme nous l'avons expliqué à propos de la matière et l'énergie sombres que nous résumerons par le terme générique d'énergie sombre puisque finalement tout n'est qu'une forme d'énergie, le bilan de toute la matière baryonique contenue dans l'univers indique qu'elle représente environ 4.9 % de la densité de l'univers. Et donc qu'environ 95 % de la densité de l'univers se compose de ce qu'on dénomme dorénavant la "matière noire" ou "l'énergie sombre". Sa contribution est donc indispensable si on veut établir un modèle cosmologique prédictif fiable.

De plus, c'est cette énergie sombre qui assure la cohésion des galaxies et des amas comme le montre très bien le rapport Masse/Luminosité de ces objets qui dépasse régulièrement 10Y et même 300Y et atteint exceptionnellement 1200Y soit 1200 fois la masse calculée à partir de la seule contribution des objets d'origine stellaire (lumineux) !

Des contraintes sur la nature de l'énergie sombre

Cette nouvelle valeur de la constante de Hubble permet de tester et contraindre les propriétés de l'énergie sombre. On sait que l'univers est en expansion, qu'il était plus dense dans le passé et qu'une énergie sombre affecte le paramètre de Hubble depuis probablement la nuit des temps. A l'époque de l'univers primordial, le paramètre de Hubble était petit et la matière influençait donc plus fortement l'environnement qu'aujourd'hui en raison de sa densité d'énergie plus élevée. Aujourd'hui, cette énergie sombre domine, produisant une force répulsive à travers l'espace, le paramètre de Hubble est plus élevé conduisant à une accélération de l'expansion. C'est du moins l'explication logique déduite du modèle ΛCDM.

Contraintes sur la densité d'énergie sombre sur base des valeurs des paramètres cosmologiques (densité de matière, densité critique, constante cosmologique, constante de Hubble) mesurées par différentes méthodes (effet Doppler des supernovae à haut redshift, fond diffus à 2.7 K, etc). Document A.V.Vikhlinin et al. adapté par l'auteur.

Reste à comprendre pourquoi l'expansion de l'univers a soudainement subi une accélération, pourquoi pas plus tôt et quel type de changement l'a provoqua ? Pour l'instant, ces questions demeurent sans réponse, s'ajoutant aux autres grandes questions ouvertes de la physique.

A l'heure actuelle les astronomes peuvent étudier l'univers à partir de 380000 ans après le Big Bang. Avant cette époque, l'univers est opaque et pratiquement inaccessible à l'observation (pour étudier cette phase primordiale, il fut donc utiliser des méthodes alternatives comme l'étude des particules élémentaires à hautes énergies).

A partir de 380000 ans, les astronomes peuvent fixer des limites sur la nature et donc les propriétés de l'énergie sombre qui a provoqué l'accélération de l'expansion. Ces contraintes sont dérivées des mesures du rayonnement cosmologique à 2.7 K. Les résultats sont compatibles avec la plus simple interprétation de la nature de l'énergie sombre. Il s'agit de l'équivalent mathématique de la constante cosmologique d'Einstein qui provoqua l'effondrement de son modèle d'univers et qu'il supprima après qu'Alexandre Friedmann ait démontré en 1922 que l'univers pouvait être homogène et isotrope tout en étant en expansion.

Comme nous l'avons dit, la nouvelle constante cosmologique est similaire à l'énergie du vide déjà entrevue au cours de l'inflation de l'univers. La différence est que sa valeur est trop faible et doit être quelque 1060 fois supérieure pour rendre compte des observations et que cette force n'est plus générée par un champ de Higgs (ou d'inflaton) comme à l'instant du Big Bang mais par une énergie sombre inconnue. Mais dans les deux cas, son effet est répulsif et bien plus intense que le champ gravitationnel.

Grâce à la nouvelle valeur de la constante de Hubble, aujourd'hui la constante cosmologique est trois fois plus petite qu'auparavant. Mais cela ne résout toujours pas la question de la nature de cette énergie sombre.

En réduisant encore plus l'incertitude sur la constante de Hubble, l'éventail des alternatives qui s'offre aux physiciens pour décrire la nature de l'énergie sombre devient plus étroit : soit il s'agit d'une nouvelle constante cosmologique et peu d'entre eux aiment ça, soit c'est un champ dynamique comme le fut la force répulsive qui dirigea l'inflation. A l'avenir des mesures encore plus précises permettront probablement d'affiner notre choix.

D'autres théories

Enfin, certains chercheurs évoquent des théories alternatives pour expliquer l'expansion accélérée de l'Univers. Non pas une nouvelle physique comme la théorie MOD ni un effet de l'énergie sombre mais soit un autre modèle soit un autre paramètre négligé jusqu'à présent dans les modèles cosmologiques.

L'effet des fluctuations du vide

Le physicien Qingdi Wang de l'Université de Colombie Britannique (UBC) et son équipe ont proposé en 2017 que l'expansion accélérée de l'Univers serait l'effet des fluctuations de la densité d'énergie du vide à l'échelle quantique.

Les simulations réalisées par les chercheurs montrent qu'au niveau subatomique, en chaque point de l'espace l'univers fluctue entre expansion et contraction. A mesure que le temps passe, les deux effets s'annulent presque mais il reste un très petit bilan net positif qui force l'univers à s'étendre lentement à un rythme accéléré.

Mais si l'univers fluctue, on peut alors se demander pourquoi ne le ressentons-nous pas ? En fait, selon les chercheurs, cela se produit mais à des échelles tellement microscopiques, des milliards de milliards de fois plus petites que la taille des électrons, qu'on ne le ressent pas.

A gauche, selon Qingdi Wang et son équipe, l'expansion accélérée de l'Univers serait l'effet des fluctuations de la

densité d'énergie du vide à l'échelle quantique. Illustration intitulée "Particules élémentaires" de

Agsandrew/Shutterstock. A droite, un modèle concurrent dans lequel sont comparées de manière Bayésienne les

données des supernovae de Type Ia dans les cosmologies ΛCDM et Timescape (TS). L'axe vertical représente le

module de distance résiduel µΛCDM(z) − µvide(z) en vert et µTS(z) − µvide(z) en orange pour une même valeur du paramètre de Hubble, Ho. Les deux modèles montrent une accélération récente après une décélération.

Toutefois, dans le modèle Timescape, si l'accélération cosmique n'est pas nulle elle est d'une amplitude marginale

qui n'est pas un effet réel mais apparent. Document David Wiltshire et al adapté par l'auteur.

Le modèle Timescape

Dans une nouvelle étude publiée en 2017 par David Wiltshire de l'Université de Canterbury à Christchurch en Nouvelle Zélande et son équipe dans les "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society" (cf. ArXiv), les chercheurs estiment que l'expansion accélérée de l'Univers n'est peut-être réelle mais serait un effet apparent. En effet, selon les conclusions des chercheurs, les données des supernovae de Type Ia s'ajustent mieux à un modèle d'Univers sans énergie sombre qu'au modèle standard ΛCDM. Wiltshire et ses collègues ont dénommé leur théorie le modèle "Timescape" (le paysage temporel).

L'équation de Friedmann représente un modèle simplifié de l'Univers dans lequel l'espace est vide et l'expansion est identique à celle d'un espace sans structure compliquée. Or, l'Univers que nous observons est une véritable toile cosmique dans laquelle sont enchevêtrées des milliers d'amas de galaxies dans des feuilles et des filaments de matière entourant de nombreuses bulles vides. Selon Wiltshire "jusqu'à présent les études ont ignoré un point essentiel : si l'énergie sombre n'existe pas, l'alternative probable est que la loi d'expansion moyenne ne suit pas l'équation de Friedmann".

Plutôt que de comparer le modèle cosmologique standard ΛCDM à un univers vide, les chercheurs ont comparé les données des supernovae de Type Ia du modèle ΛCDM à celle du modèle Timescape sans énergie sombre. Ils se sont alors aperçus que le battement des horloges portées par les observateurs dans les galaxies de leur nouveau modèle était sensiblement différent de celui des horloges du modèle standard. Conclusion : l'accélération de l'expansion de l'Univers dépend fortement de l'horloge utilisée.

Si le modèle Timescape semble mieux s'ajuster aux faits que le modèle Standard, malheureusement les preuves statistiques ne sont pas encore suffisantes ni significatives (7-9σ) pour départager les deux modèles. Mais les futures missions spatiales telle celle du satellite Euclide de l'ESA prévue vers 2020 devrait permettre de distinguer le modèle cosmologique Standard des autres modèles et aider les scientifiques à décider si l'énergie sombre existe réellement ou non.

En guise de conclusion

Le débat est loin d'être terminé. Non seulement les astronomes ont besoin de plus de données sur les supernovae de Type Ia mais ils doivent aussi avoir une meilleure compréhension de leurs propriétés qui limite actuellement la précision avec laquelle elles peuvent être utilisées comme chandelles standards. A cet égard, le modèle Timescape a mis en évidence des effets inattendus significatifs qui n'apparaissent pas quand on se limite à une seule loi d'expansion de l'Univers. Par conséquent, même en tant que modèle simplifié, la cosmologie du modèle Timescape fournit un outil puissant pour tester notre compréhension actuelle et apporte un nouvel éclairage sur les questions fondamentales de la cosmologie.

En revanche, si le modèle Timescale s'avère faux - mais nous ne le saurons pas avant les premiers résultats du satellite Euclide - il restera soit le modèle ΛCDM soit à repenser le modèle cosmologique sur de nouvelles bases. A l'avenir, si nous parvenons à déterminer la quantité initiale totale de matière contenue dans l'univers, c'est-à-dire la matière baryonique et les éventuelles matière noire et énergie sombre, nous pourrons élaborer une recette complète et détaillée de l'univers. Avec ces ingrédients on pourra mesurer les paramètres cosmologiques quelques instants après le Big Bang et prédire à quel taux l'univers devrait s'étendre aujourd'hui. Mais aujourd'hui, en raison des incertitudes qui planent sur les modèles, nous ne possédons pas encore cette compréhension et par conséquent nous ne connaissons pas encore la valeur exacte de la constante de Hubble, ni même si elle peut encore être plus élevée. Affaire à suivre.

Pour plus d'informations

Sur ce site

La loi de Hubble

L'avenir de l'univers

L'expansion de l'univers et la constante cosmologique

A propos des Céphéides

Les missions COBE, WMAP et Planck

Les problèmes du modèle Standard

La matière et l'énergie sombres dans l'univers

Généralités

Mega-SH0ES: Ho to 2% and beyond (PDF), Lucas Macri, Texas A&M university

Cepheid variables (surveys), Lucas Macri, Texas A&M university

The Hubble Space Telescope Key Project on the Extragalactic Distance Scale (HST Key Project)

Supernova Cosmology Project (SPC), LBL
The High-Z SN Search, CfA-Harvard

The 2dF Galaxy Redshift Survey (2d GRS)

Page web de Saul Perlmutter, LBL

Page web de Adam Riess, STScI

Page web de Wendy Freedman, U.Chicago

Puckett Observatory World Supernova Search

A propos de la constante de Hubble et de l'expansion de l'univers

Marginal evidence for cosmic acceleration from Type Ia supernovae (PDF), S.Sarkar et al., Nature, Oct 2016

A 2.4% Determination of the Local Value of the Hubble Constant (PDF), Adam Riess et al., ApJ, April 2016

Tests of the Accelerating universe with Near-Infrared Observations of a High-z SNe Ia, Adam Riess et al., ApJ, 536, 2010

Measuring the Hubble constant, Mario Livio et Adam Riess, 2013

Cepheid Period-Luminosity Relations in the Near-Infrared and the Distance to M31 from HST WFC3 (PDF), Adam Riess et al., 2011

The Hubble Constant (PDF), Wendy Freedman et Barry Madore, Ann.Rev.A&A, Vol. 48, 2010

The Cosmic Triangle: Revealing the State of the universe (PDF), Neta Bahcall et al., Science, 284, 1999

Théories alternatives

Apparent cosmic acceleration from Type Ia supernovae (PDF), David L. Wiltshire et al., MNRAS, 2017

How the huge energy of quantum vacuum gravitates to drive the slow accelerating expansion of the Universe (PDF), Qingdi Wang et al., 2017

A propos de la constante cosmologique

Nature et valeur de la constante cosmologique, L.Nottale, CNRS, 2009

La constante cosmologique, F.Bernardeau et J.-P. Uzan, CNRS, 2008

The Acceleration of the Expansion of the Universe, G.Goldhaber, 2009

Supernovae, Dark Energy, and the Accelerating Universe, S.Perlmutter, 1999

Calculettes

Convertisseur de magnitudes (dont le module de distance (m-M))

Cosmological Calculator (modèle ΛCDM)

Cosmology calculator (modèle ΛCDM)

CosmoCalc (énergie du vide, Edward L.Wright, UCLA.

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