Lumière UV-vis-IR, l’image la plus profonde jamais obtenue. Les différentes galaxies présentées ici sont à des distances et des décalages vers le rouge différents, et nous permettent de dériver la loi de Hubble. NASA, ESA, H. Teplitz et M. Rafelski (IPAC/Caltech), A. Koekemoer (STScI), R. Windhorst (Arizona State University) et Z. Levay (STScI)
L’Univers est un endroit énorme, rempli d’étoiles et de galaxies sur des milliards d’années-lumière dans toutes les directions. Depuis le Big Bang, la lumière a voyagé à partir de chaque source qui l’a créée, avec une minuscule fraction arrivant finalement à nos yeux. Mais la lumière ne se propage pas simplement dans l’espace entre l’endroit où elle a été émise et celui où nous nous trouvons aujourd’hui ; le tissu de l’espace lui-même est en expansion.
Plus une galaxie est éloignée, plus l’expansion de l’espace étire – et donc, redécale – la lumière qui finira par arriver à nos yeux. Lorsque nous regardons à des distances de plus en plus grandes, nous constatons des décalages vers le rouge qui augmentent. Si l’on calcule l’échelle de cette vitesse de récession apparente en fonction de la distance, on obtient une belle relation linéaire : la loi de Hubble. Mais la pente de cette ligne, connue sous le nom de constante de Hubble, n’est en fait pas du tout une constante. C’est l’une des plus grandes idées fausses de toute l’astronomie.
galaxies. Les points qui ne tombent pas exactement sur la ligne doivent ce léger décalage aux différences de vitesses particulières, qui n’offrent que de faibles écarts par rapport à l’expansion globale observée. Les données originales d’Edwin Hubble, utilisées pour la première fois pour montrer que l’Univers est en expansion, s’inscrivent toutes dans la petite boîte rouge en bas à gauche. Robert Kirshner, PNAS, 101, 1, 8-13 (2004)
Il y a deux façons de comprendre l’expansion de l’Univers : de manière théorique et observationnelle. Lorsque nous observons l’Univers, nous constatons un certain nombre de faits importants concernant l’expansion :
- l’Univers s’étend au même rythme dans toutes les directions,
- plus une galaxie est éloignée, plus elle se retire rapidement de nous,
- et que cela n’est vrai qu’en moyenne.
Lorsque nous regardons des galaxies individuelles, il y a de grands écarts dans les vitesses qu’elles ont réellement, et cela est dû aux interactions gravitationnelles de tout le reste de l’Univers.
régions sous-denses (bleu/noir) de l’Univers proche de nous. Les lignes et les flèches illustrent la direction des flux de vitesse particulière, mais tout cela est intégré dans un tissu d’espace en expansion. Cosmographie de l’Univers local – Courtois, Helene M. et al. Astron.J. 146 (2013) 69
Mais ce n’est pas un problème insurmontable. L’Univers n’est pas un endroit où nous n’avons que quelques galaxies dont nous pouvons mesurer le décalage vers le rouge et la distance ; il y a littéralement des millions de galaxies pour lesquelles nous l’avons fait. Lorsque nous trouvons un grand nombre de galaxies, nous pouvons les regrouper, c’est-à-dire prendre des galaxies dans une certaine plage de distance et en faire la moyenne, en calculant un décalage vers le rouge moyen pour ces galaxies. En faisant cela, nous trouvons cette relation en ligne droite qui définit la loi de Hubble.
Voici la surprise, cependant. Si nous regardons à des distances assez grandes, nous pouvons voir que le taux d’expansion ne suit plus cette loi en ligne droite, mais plutôt des courbes.
La distance (axe des x) est cohérente avec un Univers qui s’est développé plus rapidement dans le passé, mais qui est toujours en expansion aujourd’hui. Il s’agit d’une version moderne du travail original de Hubble, qui s’étend des milliers de fois plus loin. Notez que les points ne forment pas une ligne droite, ce qui indique l’évolution du taux d’expansion dans le temps. Ned Wright, sur la base des dernières données de Betoule et al. (2014)
Lorsque nous utilisons un terme comme » la constante de Hubble « , nous parlons de la pente de cette ligne. Si ce n’est pas une ligne – c’est-à-dire si la pente change – cela nous indique que le taux d’expansion de Hubble de l’Univers n’est pas vraiment une constante après tout ! Si nous l’appelons la constante de Hubble, c’est parce que l’Univers se dilate au même rythme à chaque endroit de l’Univers : la constante de Hubble est constante dans tout l’espace.
Mais le taux d’expansion, et donc la valeur de la constante de Hubble, change avec le temps. Ce n’est pas une énigme, mais c’est plutôt exactement ce à quoi nous nous attendons. Pour le comprendre, regardons-le de l’autre point de vue : de manière théorique.
L’hyperwall de la Society en 2017, ainsi que la première équation de Friedmann à droite. Institut Perimeter / Harley Thronson
La première équation de Friedmann est ce à quoi vous arrivez si vous commencez avec un Univers uniformément rempli de matière, de rayonnement et de toutes les autres formes d’énergie que vous voulez. Les seules hypothèses sont que l’Univers est isotrope (le même dans toutes les directions), homogène (avec la même densité moyenne partout), et régi par la relativité générale. Si vous supposez cela, vous obtenez une relation entre H, le taux de Hubble (sur le côté gauche), et toutes les différentes formes de matière et d’énergie dans l’Univers (sur le côté droit).
écrit aujourd’hui (en notation moderne), où la partie gauche détaille le taux d’expansion de Hubble et l’évolution de l’espace-temps, et la partie droite inclut toutes les différentes formes de matière et d’énergie, ainsi que la courbure spatiale. LaTeX / domaine public
Intéressant, à mesure que votre Univers s’étend, la densité de la matière, du rayonnement et de l’énergie sont autorisés à changer. Par exemple, lorsque votre Univers s’étend, son volume augmente, mais le nombre total de particules au sein de votre Univers reste le même. Cela signifie que, dans un Univers en expansion, pour :
- la matière, sa densité diminue comme a-3,
- le rayonnement, sa densité diminue comme a-4,
- et pour l’énergie sombre, sa densité reste constante, évoluant comme a0,
où a est le facteur d’échelle (un proxy pour la distance ou le rayon) de l’Univers. Au fur et à mesure que le temps passe, a croît et, par conséquent, différents composants de l’Univers deviennent plus ou moins importants les uns par rapport aux autres.
constante cosmologique (en bas) évoluent tous avec le temps dans un Univers en expansion. E. Siegel / Beyond The Galaxy
Un Univers avec une plus grande densité d’énergie globale a un taux d’expansion plus important. Au contraire, celui dont la densité d’énergie est plus faible a un taux d’expansion plus faible. En vieillissant, l’Univers se dilate ; en se dilatant, la matière et le rayonnement qu’il contient deviennent moins denses ; en devenant moins dense, le taux d’expansion diminue. Le taux d’expansion, à un moment donné, détermine la valeur de la constante de Hubble. Dans un passé lointain, le taux d’expansion était beaucoup plus important, alors qu’aujourd’hui il est le plus faible qu’il n’ait jamais été.
Densité d’énergie de l’Univers, et quand ils pourraient dominer. Si les cordes cosmiques ou les murs de domaines existaient en quantité appréciable, ils contribueraient de manière significative à l’expansion de l’Univers. Il pourrait même y avoir des composants supplémentaires que nous ne voyons plus, ou qui ne sont pas encore apparus ! Notez qu’au moment où nous atteignons notre époque, l’énergie sombre domine, la matière est encore un peu importante, mais le rayonnement est négligeable. E. Siegel / Beyond The Galaxy
Alors, pourquoi, vous pourriez vous demander, les galaxies très lointaines que nous observons semblent-elles suivre cette relation en ligne droite ? C’est parce que toute la lumière qui arrive à nos yeux, de celle qui a été émise par une galaxie voisine à celle qui a été émise par une galaxie située à des milliards d’années-lumière, a toutes 13,8 milliards d’années au moment où elle nous parvient. L’âge de tout ce qui se trouve dans l’Univers, au moment où il nous parvient aujourd’hui, a vécu dans le même Univers en constante évolution que le nôtre. La constante de Hubble était plus élevée dans un passé lointain, lorsqu’une grande partie de la lumière était émise, mais il a fallu des milliards d’années pour que cette lumière arrive jusqu’à nos yeux.
mais l’expansion de l’Univers va l’étirer au cours de son voyage. La lumière émise dans l’ultraviolet sera décalée tout le long dans l’infrarouge en considérant une galaxie dont la lumière arrive d’il y a 13,4 milliards d’années. Larry McNish du centre RASC de Calgary
Au cours de cette période, l’Univers s’est étendu, ce qui signifie que la longueur d’onde de cette lumière s’est étirée. Ce n’est qu’au cours des 6 derniers milliards d’années environ que l’énergie sombre est devenue importante, et nous avons maintenant atteint le moment où elle devient rapidement la seule composante de l’Univers qui a un impact sur notre taux d’expansion. Si nous revenons à une époque où l’Univers avait la moitié de son âge actuel, le taux d’expansion était 80 % plus élevé qu’aujourd’hui. Lorsque l’Univers n’avait que 10 % de son âge actuel, le taux d’expansion était 17 fois supérieur à sa valeur actuelle.
Mais lorsque l’Univers atteindra 10 fois son âge actuel, le taux d’expansion ne sera que 18 % inférieur à ce qu’il est aujourd’hui.
sur la façon dont la densité de l’énergie sombre était/sera différente dans le passé et dans le futur. Les données pointent vers une véritable » constante » cosmologique, mais d’autres possibilités sont encore admises. Malheureusement, la conversion de la matière en rayonnement ne peut pas imiter l’énergie noire ; elle ne peut que faire en sorte que ce qui se comportait autrefois comme de la matière se comporte maintenant comme du rayonnement. Histoires quantiques
Cela est dû à la présence de l’énergie noire, qui se comporte comme une constante cosmologique. Dans un avenir lointain, la matière et le rayonnement deviendront tous deux relativement peu importants par rapport à l’énergie sombre, ce qui signifie que la densité d’énergie de l’Univers restera constante. Dans ces conditions, le taux d’expansion atteindra une valeur stable et finie et s’y maintiendra. À mesure que nous nous dirigeons vers un avenir lointain, la constante de Hubble deviendra une constante non seulement dans l’espace, mais aussi dans le temps.
Dans un avenir lointain, en mesurant la vitesse et la distance de tous les objets que nous pouvons voir, nous obtiendrions partout la même pente pour cette ligne. La constante de Hubble deviendra véritablement une constante.
composants dans l’Univers à divers moments du passé. Notez que lorsque l’énergie sombre atteindra un nombre proche de 100% dans le futur, la densité d’énergie de l’Univers restera constante arbitrairement loin dans le temps. E. Siegel
Si les astronomes étaient plus attentifs à leurs mots, ils auraient appelé H le paramètre de Hubble, plutôt que la constante de Hubble, puisqu’elle change avec le temps. Mais pendant des générations, les seules distances que nous pouvions mesurer étaient suffisamment proches pour que H semble être constante, et nous n’avons jamais mis cela à jour. Au lieu de cela, nous devons prendre soin de noter que H est une fonction du temps, et ce n’est qu’aujourd’hui – où nous l’appelons H0 – qu’elle est une constante. En réalité, le paramètre de Hubble change avec le temps, et il n’est constant que partout dans l’espace. Pourtant, si nous vivions suffisamment loin dans le futur, nous verrions que H cesse totalement de changer. Aussi prudents que nous puissions être pour faire la distinction entre ce qui est réellement constant et ce qui change maintenant, dans un avenir lointain, l’énergie sombre garantit qu’il n’y aura aucune différence.
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