L’expansion ou la contraction de l’univers dépend de son contenu et de son histoire passée. Avec suffisamment de matière, l’expansion ralentira ou même deviendra une contraction. D’autre part, l’énergie noire pousse l’univers vers des taux d’expansion croissants. Le taux d’expansion actuel est généralement exprimé comme la constante de Hubble (en unités de kilomètres par seconde par Mégaparsec, ou juste par seconde).

Hubble a constaté que l’univers n’était pas statique, mais plutôt en expansion!

Aperçu historique

Dans les années 1920, Edwin Hubble, à l’aide du télescope de 100 pouces nouvellement construit à l’Observatoire MountWilson, a détecté des étoiles variables dans plusieurs nébuleuses. Les nébuleuses sont des objets diffuses dont la nature a fait l’objet de débats houleux dans la communauté astronomique: s’agissait-il de nuages interstellaires dans notre propre galaxie de la Voie lactée ou de galaxies entières en dehors de notre galaxie?C’était une question difficile à répondre car il est notoirement difficile de mesurer la distance à la plupart des corps astronomiques car il n’y a pas de point de référence pour la comparaison.La découverte de Hubble était révolutionnaire car ces étoiles variables avaient un motif caractéristique ressemblant à une classe d’étoiles appelées variables Céphéides. Plus tôt, Henrietta Levitt, qui faisait partie d’un groupe d’astronomes féminines travaillant à l’Observatoire du Harvard College, avait montré qu’il existait une corrélation étroite entre la période d’une étoile variable Céphéide et sa luminosité (luminosité intrinsèque). En connaissant la luminosité d’une source, il est possible de mesurer la distance à cette source en mesurant à quel point elle nous apparaît lumineuse: plus elle est sombre, plus elle est éloignée. Ainsi, en mesurant la période de ces étoiles (et donc leur luminosité) et leur luminosité apparente, Hubble a pu montrer que ces nébuleuses n’étaient pas des nuages dans notre propre Galaxie, mais étaient des galaxies externes bien au-delà du bord de notre propre Galaxie.

La deuxième découverte révolutionnaire de Hubble était basée sur la comparaison de ses mesures de la détermination de la distance des galaxies à base de Céphéides avec des mesures des vitesses relatives de ces galaxies. Il a montré que des galaxies plus lointaines s’éloignaient de nous plus rapidement:

v= Hod

où v est la vitesse à laquelle une galaxie s’éloigne de nous et d est sa distance. La constante de proportionnalité Ho s’appelle maintenant la constante de Hubble. L’unité de vitesse commune utilisée pour mesurer la vitesse d’une galaxie est le km / sec, tandis que l’unité la plus commune pour mesurer la distance aux galaxies voisines est appelée Mégaparsec (Mpc) qui est égale à 3,26 millions d’années-lumière ou 30 800 000 000 000 000 000 km! Ainsi, les unités de la constante de Hubble sont (km / sec) / Mpc.

Cette découverte a marqué le début de l’ère moderne de la cosmologie. Aujourd’hui, les variables Céphéides restent l’une des meilleuresméthodes pour mesurer les distances aux galaxies et sont vitales pour déterminer le taux d’expansion (la constante de Hubble) et l’âge de l’univers.

Que sont les variables Céphéides ?

La structure de toutes les étoiles, y compris le Soleil et les étoiles variables Céphéides, est déterminéepar l’opacité de la matière dans l’étoile. Si la matière est très opaque, il faut beaucoup de temps pour que les photons se diffusent à partir du noyau chaud de l’étoile, et de forts gradients de température et de pression peuvent se développer dans l’étoile. Si la matière est presque transparente, alorsles photos se déplacent facilement à travers l’étoile et effacent tout gradient de température. Les étoiles céphéides oscillent entre deux états: lorsque l’étoile est dans son état compact, l’hélium dans une couche de son atmosphère est ionisé individuellement. Les photons se dispersent de l’électron lié dans les atomes d’hélium fortement ionisés, ainsi, la couche est très opaque et de grands gradients de température et de pression s’accumulent à travers la couche. Ces fortes pressions provoquent l’expansion de la couche (etl’étoile entière). Lorsque l’étoile est à l’état dilaté, l’hélium de la couche est doublement ionisé, de sorte que la couche est plus transparente au rayonnement et qu’il y a un gradient de pression beaucoup plus faible à travers la couche. Sans le gradient de pression pour soutenir le star contre la gravité, la couche (et l’étoile entière) se contracte et l’étoile revient à son état de compression.

Les étoiles variables céphéides ont des masses entre cinq et vingt masses solaires. Les étoiles les plus massives sont plus lumineuses et ont des enveloppes plus étendues. Parce que leurs enveloppes sont plus étendues et que la densité dans leurs enveloppes est plus faible, leur période de variabilité, qui est proportionnelle à la racine carrée inverse de la densité dans la couche, est plus longue.

Lien texte vers le communiqué de presse HST décrivant cette image.

Difficultés d’utilisation des céphéides

Il y a eu un certain nombre de difficultés associées à l’utilisation des céphéides comme indicateurs de distance. Pendant une grande partie du siècle dernier, les astronomes ont utilisé des plaques photographiques pour mesurer les fluxdes étoiles. Les plaques étaient très non linéaires et produisaient souvent des mesures de flux erronées.Comme les étoiles massives sont de courte durée, elles sont toujours situées près de leurs lieux de naissance poussiéreux.La poussière absorbe la lumière, en particulier aux longueurs d’onde bleues où la plupart des images photographiques ont été prises, et si elle n’est pas correctement corrigée, cette absorption de poussière peut entraîner des déterminations erronées de la luminosité. Enfin, il a été très difficile de détecter les galaxies indistentes des Céphéides depuis le sol: l’atmosphère fluctuante de la Terre rend impossible la séparation de ces étoiles de la lumière diffuse de leurs galaxies hôtes.

Une autre difficulté historique de l’utilisation des céphéides comme indicateurs de distance a été le problème de la détermination de la distance à un échantillon de Céphéides voisines. Ces dernières années, les astronomes ont mis au point plusieurs méthodes très fiables et indépendantes pour déterminer les distances par rapport au Grand Nuage de Magellan (LMC) et au Petit Nuage de Magellan (SMC), deux galaxies satellites voisines de notre propre Voie Lactée. Puisque le LMC et le SMC contiennentgrande quantité de céphéides, ils peuvent être utilisés pour calibrer l’échelle de distance.

Progrès récents

Les progrès technologiques ont permis aux astronomes de surmonter un certain nombre d’autres difficultés passées. Des détecteurs appelés CCD (dispositifs à couplage de charge – comme ceux utilisés dans les appareils photo numériques) ont permis des mesures précises du flux de rayonnement. Ces détecteurs sont également sensibles aux longueurs d’onde infrarouges. La poussière est beaucoup plus transparente à ces longueurs d’onde. En mesurant les flux à de multiples longueurs d’onde, les astronomes ont pu corriger les effets de la poussière et effectuer des déterminations de distance beaucoup plus précises.

Ces progrès ont permis une étude plus précise des galaxies proches qui composent le « Groupe local » de galaxies. Les astronomes ont observé des céphéides à la fois dans la région riche en métaux de la galaxie d’Andromède et dans sa région externe pauvre en métaux. (Pour un astronome, un « métal » est tout élément plus lourd que l’hélium – le deuxième élément le plus léger du tableau périodique. Ces éléments sont produits dans les étoiles et sont finalement libérés dans le milieu interstellaire à mesure que les étoiles évoluent.) Ce travail a montré que les propriétés des céphéides ne dépendaient pas de manière sensible des abondances chimiques. Malgré ces avancées, les astronomes, limités par l’atmosphère terrestre, n’ont pu mesurer que les distances jusqu’aux galaxies les plus proches. En plus du mouvement dû à l’expansion de l’univers, les galaxies ont des « mouvements relatifs » dus à l’attraction gravitationnelle de leurs voisines. En raison de ces « mouvements particuliers », les astronomes doivent mesurer les distances aux galaxies distantes afin de pouvoir déterminer la constante de Hubble.

En essayant de pénétrer plus profondément dans l’univers, les astronomes ont développé un certain nombre de nouvellestechniques pour déterminer les distances relatives aux galaxies: ces échelles de distance relative indépendantes s’accordent désormais à mieux que 10 %. Par exemple, il existe une relation très étroite, appelée relation de Tully-Fisher, entre la vitesse de rotation d’une galaxie spirale etsa luminosité. Les astronomes ont également découvert que la supernova de type Ia, qui serait due à la combustion explosive d’une étoile naine blanche, avait presque toutes la même luminosité maximale.Cependant, sans mesures précises de la distance à un grand nombre de galaxies prototypes, les astronomes ne pouvaient pas calibrer ces mesures de distance relative. Ainsi, ils étaient incapables de déterminer avec précision la constante de Hubble.

Au cours des dernières décennies, des astronomes de premier plan, utilisant différentes données, ont rapporté des valeurs pour la constante de Hubble qui variaient entre 50 (km/sec)/ Mpc et 100 (km/sec)/ Mpc.La résolution de ce facteur de deux divergences était l’un des problèmes les plus importants en suspens en cosmologie observationnelle.

Projet Clé Hubble

Le programme du projet Clé décrit les principaux objectifs du Télescope spatial Hubble (TVH). L’un des principaux objectifs de HST était de compléter le programme d’EdwinHubble de mesure des distances aux galaxies voisines. Bien que le télescope spatial Hubble ait un diamètre comparable au télescope de Hubble sur le mont Wilson, il avait l’avantage d’être au-dessus de l’atmosphère terrestre, plutôt que d’être situé aux abords de Los Angeles. La réparation par la NASA du télescope spatial Hubble a restauré sa vision et a permis le programme clé du projet. Les photos ci-dessous montrent des images avant et après deM100, l’une des galaxies voisines observées par le programme key project. Avec la TVH modifiée, il était beaucoup plus facile de détecter des étoiles brillantes individuelles dans M100, une étape nécessaire dans l’étude des variables Céphéides. Le projet a également vérifié si les propriétés des variables Cepheid sont sensibles à la composition stellaire.

Image HST de M100 avant et après réparation

Lien texte vers le communiqué de presse HST décrivant cette image.

Dans l’ensemble, le projet clé a tenté d’obtenir des distances jusqu’à 20 galaxies voisines. Avec ce grandéchantillon, le projet a calibré et recoupé un certain nombre d’indicateurs de distance secondaires. Comme M100 est suffisamment proche de nous pour que son mouvement particulier soit une réaction significative de sa vitesse d’expansion de Hubble, l’équipe du projet clé a utilisé des indicateurs de distance relative pour extrapoler de l’amas de la Vierge, un amas voisin de galaxies contenant M100, à l’amas de Coma plus éloigné et pour obtenir une mesure de la constante de Hubble de 70 (km/sec) / Mpc, avec une incertitude de 10%.

La détermination du projet clé de la constante de Hubble est cohérente avec un certain nombre d’efforts indépendants pour estimer la constante de Hubble: une synthèse statistique byG.F.R. Ellis et ses collaborateurs de la littérature publiée ont donné une valeur comprise entre 66 et 82 (km / sec) / Mpc. Cependant, il n’y avait toujours pas de consensus complet sur la valeur de la constante de roue.

WMAP et la Constante de Hubble

En caractérisant la structure détaillée des fluctuations du fond des micro-ondes cosmiques, WMAP a déterminé avec précision les paramètres cosmologiques de base, y compris la constante de Hubble. La meilleure mesure directe actuelle de la constante de Hubble est de 73,8 km/sec/ Mpc (donner ou prendre 2,4 km/sec/ Mpc, y compris les erreurs aléatoires et systématiques), ce qui correspond à une incertitude de 3%. En utilisant uniquement les données WMAP, la constante de Hubble est estimée à 70,0 km / sec / Mpc (donner ou prendre 2,2 km / sec / Mpc), également une mesure de 3%. Cela suppose que l’univers est spatialement plat, ce qui est cohérent avec toutes les données disponibles. Cette mesure est totalement indépendante des mesures traditionnelles utilisant des variables céphéides et d’autres techniques. Cependant, si nous ne faisons pas d’hypothèse de planéité, nous pouvons combiner les données WMAP avec d’autres données cosmologiques pour obtenir 69,3 km / sec / Mpc (donner ou prendre 0,8 km / sec / Mpc), une solution à 1% qui combine différents types de mesures. Après avoir noté que des observations indépendantes donnent des résultats cohérents, il est raisonnable de combiner les informations pour obtenir la meilleure estimation des paramètres.

Certaines parties de cette page ont été adaptées de l’article « L’âge de l’univers », D.N.Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) et W. Freedman (Observatoires Carnegie). Proc. Natl.Acad. Sci. États-Unis, Vol. 94, p. 6579 à 6584, juin 1997.

Pour en savoir plus:

• En savoir plus sur la constante de Hubble du Space Telescope Science Institute, y compris les films.
• Freedman, Wendy L., « Le taux d’expansion et la science de l’Univers », Scientific American, Nov. 1992.
• Osterbrock, D.E., Gwinn, J.A.&Brashear, R.S., « Hubble and the ExpandingUniverse », Scientific American, juillet 1993.