Mise à jour 26 Mai 2021
CONFÉRENCE (à distance) d’Antoine MÉRAND
Astronome à l’ESO Garching Allemagne
« MESURER L'EXPANSION DE L'UNIVERS,
TENSION SUR LA CONSTANTE DE HUBBLE »
Organisée par la SAF
Par Téléconférence, due au confinement virus
Le Samedi 22 Mai 2021 à 15H00
À l'occasion de la réunion de la Commission de Cosmologie
Photos : JPM pour l'ambiance (les photos avec
plus de résolution peuvent
m'être
demandées directement)
Les photos des slides sont de la présentation
de l'auteur. Voir les crédits des
autres photos et des animations.
Le conférencier a eu la
gentillesse de nous donner sa présentation, elle est disponible sur
ma liaison ftp et se nomme :
SAF_Cste-Hubble.pdf, qui se trouve dans
le dossier COSMOLOGIE-SAF/ saison 2020-2021.
Il est aussi sur le
site de la commission.
Ceux qui n'ont pas les mots de
passe doivent me
contacter avant.
Les
actualités présentées
sont ici.
La vidéo se trouve ici : URL à
venir
Les conditions étant
particulières en cette période de circulation du virus COVID-19, je n’ai pas de
photo de groupe complet.
De plus l’exposé étant très
clair, je vous suggère de vous y reporter si vous avez des questions.
Antone Mérand a été en poste
10 ans au Chili
sur le l’interféromètre monté sur le VLT, le VLTI.
La constante de Hubble est le
facteur trouvé par E Hubble et G Lemaître dans les années 1930, correspondant au
taux d'expansion des galaxies entre elles.
En effet on avait trouvé que
les galaxies éloignées nous fuyaient de plus en plus vite, plus leurs distances
étaient grandes, plus la vitesse était grande.
On peut donner une image de
cette expansion en s’imaginant des fourmis se déplaçant sur un ruban élastique
que deux personnes tirent à chaque bout. On note un mouvement apparent des
fourmis, qui ne se déplacent en fait pas !
En effet
c’est l’espace qui est
en expansion.
Cette loi empirique a été à la
base de la notion d'expansion de l'Univers.
Elle s'exprime de la façon
suivante :
Vitesse d'expansion entre les
galaxies = constante x distance.
Cette constante ici notée « a »
dépend du temps.
Elle rentre dans l’équation
d’Einstein :
En
fait on appelle constante de Hubble H (maintenant Hubble Lemaître)
le rapport (dérivée de a/a).
Sa valeur actuelle est H0.
« a » est analogue à une
distance et « dérivée de a » à une vitesse.
La mesure des distances et
vitesses entre les « fourmis » permet d’accéder à H.
Pourquoi cette valeur a-t-elle
une si grande importance ?
Élémentaire, remontons le film
de l'expansion. Si les galaxies s'éloignent les unes des autres à vitesse
constante proportionnelle à leur distance, en remontant le passé, il existe un
point où elles étaient très proches toutes les unes des autres. (Le Big Bang).
En fait cela revient à dire que
si on connaît la distance à une galaxie et sa vitesse d'expansion, on est
capable de dire depuis combien de temps elle s'éloigne, donc de déterminer
"l'âge de l'Univers".
La valeur absolue de H est
importante car plus H est petit et plus l'Univers est vieux.
C’est ce qu’avait commencé à
faire Edwin Hubble et ensuite ses héritiers.
On sait que l’expansion
provoque un décalage vers le rouge des objets étudiés, plus ils sont loin plus
le décalage est important.
Si
z est le facteur de redshift, la
longueur d’onde observée est liée à la longueur d’one d’origine par la formule
ci-contre.
Une vue qui peut résumer
l’histoire de l’Univers.
En jaune on a superposé les
différents z correspondants aux différentes époques.
L’époque actuelle correspondant
à z = 0.
La constante H s’exprime en
vitesse par distance, en astronomie on utilise le parsec (distance à laquelle se
trouve un objet céleste que l'on voit sous le demi-angle de 1 seconde d'arc
quand la Terre décrit son orbite ; en d'autres mots correspond à une parallaxe
de 1 seconde). Son lien avec l'année lumière :
1 pc = 3,2 al = 206.000 UA
1 al = 0,3 pc = 63.000 UA
La constante de Hubble
s'exprime généralement en km/s par Mpc (Méga parsec = 106 pc)
La constante de Hubble peut
être déterminée par différentes méthodes, mais toutes reposent
sur des mesures de
distances dans l’Univers.
Or, justement, ce n’est pas
toujours facile.
Il a fallu élaborer de proche
en proche des systèmes de mesure afin de pouvoir remonter le plus loin possible.
On a commencé à déterminer la
distance des étoiles proches avec la
méthode des parallaxes. Deux points d'observations situés à 6 mois
d'intervalle offrent une base de mesure très grande (2 UA) permettant de
déterminer des objets plus éloignés que les planètes.
Puis, on (Henrietta Leavitt) a
découvert qu'une certaine classe d'étoiles avait une magnitude variable dans le
temps, bref elles pulsaient, on les appela
des Céphéides. On trouva une relation directe entre la magnitude apparente
et la période de variation : la magnitude apparente (du max de luminosité par
exemple) ou la luminosité apparente était linéaire avec le log de la période.
Mesurer la période d'une céphéide permettait ainsi de connaître la luminosité
intrinsèque et, mesurant aussi la luminosité apparente (vue depuis la Terre), on
put déterminer la distance (le rapport entre la luminosité apparente et la
luminosité intrinsèque est proportionnel à l'inverse du carré de la distance).
Ce type d’étoiles permettait d’aller plus loin en distance dans l’Univers. Elles
servaient de « chandelles standard » dans l’Univers.
Mais les céphéides avaient leur
limite en distance. Pour aller plus loin, il nous fallait trouver des étalons de
lumière plus puissants, ce sont les
super novae de
type Ia. Les courbes de lumière des SN Ia sont presque toutes semblables, ce
qui est un avantage. Elles correspondent à l'explosion thermonucléaire d'une
naine blanche qui a un compagnon plus massif qui l'alimente. C’est un phénomène
doté d'un seuil et donc qui a toutes les chances d'être reproductible d'une
supernova de type Ia à l'autre.
La luminosité de l'étoile au
moment de l'explosion correspondant au même phénomène physique. C’est donc un
étalon de lumière.
Donc
de proche en proche
on a des méthodes qui permettent de remonter loin dans l’Univers et d’atteindre
des distances cosmologiques.
Comme on le voit sur cette
illustration.
Toutes ces méthodes ont permis
d’atteindre jusqu’au tournant du siècle dernier une valeur de la constante de
Hubble de :
H = 73 +/- 6 km/s/Mpc
Or dès le début des années
2000, on réussit à déterminer H par différentes méthodes plus précises, et
arriva ce qui devait arriver, on trouva deux valeurs légèrement différentes,
mais quand même au-delà des bandes de précision !
Par la mesure du CMB on trouva : H = 67,4 +/- 0,5 km/s/Mpc
Par la mesure des SN Ia on trouva : H = 73,2 +/- 1,3 km/s/Mpc
Valeurs proches mais
différentes et en dehors des marges d’erreur.
Ces valeurs ont été testées et
retestées, et on trouve toujours cette différence. Pourquoi ?????
Le modèle standard de la
cosmologie ne serait-il pas aussi « standard » que l’on pense ?
Quelles solutions avons-nous
pour résoudre ce problème ?
Faut-il modifier la théorie
LambdaCDM ?
Nouvelle physique ?
Nouvelles campagnes de
mesures ?
En conclusion :
·
La mesure de H
est devenue très précise
·
Il existe une
tension certaine entre les différentes mesures
·
À
priori, nous n’avons pas encore trouvé d’explication satisfaisante au désaccord.
Merci à tous et bonnes
vacances. On se revoit à la rentrée.
POUR ALLER PLUS LOIN :
In the Realm of the Hubble
tension a Review of Solutions
The trouble with Hubble, or How (not) to solve the Hubble tension
Voir ces deux articles du site
planetastronomy.com, il y a de nombreuses références avec.
Constante de Hubble : Mystère autour de sa vraie valeur !
Cosmologie :.Une nouvelle physique est-elle nécessaire ?
PROCHAINE CONFÉRENCE MENSUELLE DE LA SAF :
Prochaine conférence SAF : le mercredi 9 Juin 2021 19H00 en visio canal
YouTube SAF
David ELBAZ sur Le mystère Van den Bergh ou le secret de la fécondité des
galaxies.
Les conférences seront retransmises en
direct sur YouTube.
Bon ciel à tous
Jean Pierre
Martin Président
de la commission de cosmologie de la SAF
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