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Comment savons-nous que notre univers est en expansion ?

Commençons par une petite expérience qui nous donne une image d’un ” univers en expansion “. Cet univers sera un ballon gonflable.

Nous marquons chaque point sur la surface avec un stylo et dessinons un petit cercle autour de lui, en marquant deux points sur le cercle. Le ballon est gonflé progressivement.

À mesure que le cercle s’agrandit, la distance par rapport au centre augmente, tout comme la distance entre les deux points du cercle. Ceci s’applique quel que soit le point de départ choisi. Pour se faire une image d’un univers en expansion, il suffit de généraliser le cas d’une surface au cas d’un volume. Chaque point “voit” les autres points s’éloigner de lui comme s’il était le centre de l’extension.

Vu de n'importe quel point de la surface, tous les autres points reculent comme s'il s'agissait du centre de l'expansion
Vu de n’importe quel point de la surface, tous les autres points reculent comme s’il s’agissait du centre d’expansion – Jacques Treiner (via The Conversation)

Une expansion à grande échelle, mais pas nécessairement localement

Maintenant, nous devons expliquer comment les scientifiques sont arrivés à cette conclusion concernant l’univers observable, et pas seulement un ballon gonflable.

Pour cela, nous devons observer l’univers à grande échelle. Ni la lune ni le soleil ne s’éloignent pas plus de la terre, pas plus que les autres objets du système solaire. Les étoiles de notre galaxie, la Voie lactée, ne s’éloignent pas de nous. Même la galaxie d’Andromèdec’est plus de deux millions à des années-lumière (AL) ne s’écarte pas de nous. Au contraire, il s’approche de nous à une vitesse de 500 km par seconde.

L’univers est-il vraiment difficile ? Oui, mais à des échelles de dizaines, de centaines de millions et de milliards d’AL. Moyen, galaxies s’éloignent les uns des autres, mais cela n’empêche pas certains de s’approcher localement et même de se heurter.

Exemple de collision de galaxies : le système souris, situé à 301 millions d'AL de notre galaxie
Exemple de collision de galaxies : la galaxie de la souris, située à 301 millions AL de notre galaxie – William Ostling / NASA

Nous connaissons l’expansion de l’univers depuis les années 1920, lorsque les astronomes (dans ce cas, les Américains) ont observé que des corps célestes éloignés s’éloignaient de nous et que leur taux d’éloignement augmentait à mesure qu’ils s’éloignaient. Pour ce faire, nous devions pouvoir mesurer la distance par rapport à nous et la vitesse de chaque objet.

Mesure de vitesse

Le tournant est venu lorsque les physiciens ont analysé la lumière des étoiles, à commencer par le soleil. Newton compris que la lumière blanche consistait en un continuum de longueurs d’onde, mais ce n’est qu’au début des années 1800 que Frauenhoffer, un physicien allemand, remarqua la présence de raies sombres dans le spectre solaire.

Ces longueurs d’onde “absentes” sont dues à leur absorption par des éléments à la surface de l’étoile, qui les dispersent alors dans toutes les directions, entraînant un obscurcissement dans la ligne de visée. Une série de lignes sombres caractéristiques indique la présence d’un élément chimique.

Lignes sombres sur un spectre solaire continu
Lignes sombres sur un spectre solaire continu – Jacques Treiner (via The Conversation)

Un siècle plus tard, dans les spectres d’étoiles appartenant à des galaxies lointaines, les astronomes ont remarqué que ces ensembles de raies sombres avaient tous un décalage vers les grandes longueurs d’onde en moyenne par rapport à ce que l’on observe en labo, donc un décalage “vers le Rouge”.

Ils ont interprété ces écarts comme une effet Doppler lumineux, phénomène qui se produit lorsqu’une onde (acoustique ou lumineuse) est émise par une source en mouvement par rapport à un récepteur.

La longueur d’onde observée passe aux courtes longueurs d’onde lorsque la source s’approche du récepteur et aux grandes longueurs d’onde lorsqu’elle s’en éloigne. L’effet augmente à mesure que la vitesse de la source émissive augmente. On peut observer ce phénomène lorsqu’une ambulance passe devant nous, la sirène étant plus haute ou plus basse selon que l’ambulance s’approche ou s’éloigne de nous.

Ces déplacements « vers le rouge » indiquaient donc que les étoiles émettrices appartenaient à des galaxies qui s’éloignaient de la nôtre. Encore fallait-il déterminer si ces décalages étaient corrélés avec les distances aux sources émissives. Ce n’est qu’au début du XXe siècle que les astronomes ont eu les outils pour mesurer ces distances.

Mesure de distance

Pour les étoiles éloignées de plusieurs années-lumière, la méthode de la parallaxe orbitale est utilisée. Si nous regardons une étoile distante de six mois, sa position change par rapport au fond du ciel. Nous appelons parallaxe l’angle auquel nous voyons la distance Terre-Soleil de l’étoile. Cet angle est égal à la moitié du changement de la ligne de visée vers l’étoile à des intervalles de six mois.

Déterminer la parallaxe d'une étoile
Déterminer la parallaxe d’une étoile – Jacques Treiner (via The Conversation)

Mais cette méthode n’est pas adaptée aux étoiles ou aux galaxies lointaines, car la parallaxe est trop petite pour être mesurée et la distance Terre-Soleil est relativement trop petite.

La solution a été trouvée en 1908 à Harvard, où une jeune astronome, Henrietta Swan Leavitt, a mesuré la luminosité d’étoiles appartenant à une nébuleuse visible dans l’hémisphère sud, le Petit Nuage de Magellan (M). Au tournant du siècle, les progrès de l’instrumentation – télescopes et la photographie – a permis de constituer les premiers grands catalogues d’étoiles.

A Harvard, les photographies prises par des astronomes (principalement des hommes) sont analysées par une équipe d’une dizaine de femmes, et Henrietta Leavitt s’intéresse aux étoiles variables, les Céphéides, ainsi nommées parce que la première a été découverte (en 1784) dans la constellation de Céphée. Ce sont des étoiles géantes dont la luminosité varie avec une périodicité allant de l’ordre du jour à plusieurs mois.

Leavitt a découvert une relation entre la période d’une étoile et sa luminosité. Plus il est clair, plus la période est grande. Comme elles appartiennent toutes au même groupe d’étoiles, elles peuvent toutes être considérées comme étant approximativement à la même distance de la Terre, d(M), de sorte que les différences de luminosité reflètent leurs différences de luminosité intrinsèque.

Imaginez ensuite que nous voyons une Céphéide dans une autre galaxie. Nous mesurons la période P et la comparons à celle des Céphéides du Nuage de Magellan. Ceci permet de déterminer la luminosité L(M) qu’il aurait s’il était à la distance d(M). Cependant, la luminosité apparente Lap diminue avec le carré de la distance : Lap = L (M)〖d (M)〗2/d2. Connaissant la distance du Nuage de Magellan, on déduit la distance d de la Céphéide.

Nous pouvons également calibrer la relation période-distance en mesurant la période des Céphéides dans notre galaxie, dont nous connaissons la distance par mesure de parallaxe, et l’utiliser pour déterminer la distance au Petit Nuage de Magellan.

Au moins, il y avait l’outil désiré. De la mesure de la période d’une Céphéide on pourrait déduire sa distance.

L’univers est en expansion

Au début du XXe siècle, on s’est demandé si tous les corps célestes visibles appartenaient à notre galaxie ou s’il existait d’autres galaxies distinctes de la nôtre. C’est la mesure des distances décrites ci-dessus qui a tranché le débat, la Voie Lactée est devenue une galaxie, entre autres.

Mais c’est aussi la méthode qui est autorisée l’astronome L’Américain Edwin Hubble pour souligner l’expansion de l’univers. Il a noté qu’il y avait une relation entre la vitesse à laquelle une galaxie s’éloigne et sa distance. Plus une galaxie est éloignée, plus son taux de suppression est élevé.

Cette expansion est caractérisée par la “constante de Hubble H0”, qui indique de combien la vitesse augmente lorsque la distance augmente d’un million de parsecs (Mpc), une distance égale à 3,2 millions AL. Actuellement, lorsqu’on s’éloigne d’un mégaparsec, la vitesse des astres augmente de 74 km/s.

Conséquence directe : si on remonte dans le temps, l’univers se rétrécit, sa densité augmente. Jusqu’à quel point ? Bonne question, mais c’est un autre sujet, celui du big bang !

Cette analyse a été rédigée par Jacques Treiner, physicien théoricien à l’Université de Paris Cité.
L’article original a été publié sur le site de La conversation.

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