Un nouveau modèle pour l’expansion de l’Univers

Une équipe de chercheurs hongrois travaille sur un nouveau modèle cosmologique compatible avec la relativité d’Einstein et raisonnablement compatible avec les mesures d’expansion de l’Univers, tout en évitant d’introduire l’« ennuyeuse » énergie noire (à ne pas confondre avec la matière noire).

Le présent article donne au lecteur une vision intuitive de ces travaux, en décrivant succinctement la relativité d’Einstein, la découverte de l’expansion de l’Univers et de l’accélération de l’Univers, avant de revenir sur les récentes découvertes des Hongrois.

La relativité d’Einstein
Ça n’est un secret pour personne: les physiciens utilisent hardiment les mathématiques afin de construire des modèles permettant de décrire avec précision divers phénomènes observables.

Par exemple, la loi de la gravitation de Newton décrit parfaitement la chute d’un objet, et elle décrit somme toute relativement bien la gravitation entre les astres.

Portrait d’Isaac Newton à 46 ans, en 1689 par Godfrey Kneller (Domaine public)

Relativement bien et pas parfaitement: par exemple, entre les résultats théoriques prédits par la loi de gravitation de Newton et les mesures physiques, il existe un léger décalage au niveau de la trajectoire de Mercure autour du Soleil.

Il faudra attendre 1915 et la théorie de la relativité d’Einstein pour comprendre cet écart, et disposer de nouveaux outils mathématiques permettant de mieux décrire le mouvement.

La loi de Newton n’en est pas invalidée : elle devient un cas particulier de la relativité. On peut la redécouvrir depuis la relativité en faisant des approximations dans le cas où les vitesses et les masses des objets considérés sont « faibles. »

Albert Einstein à 42 ans, en 1921 (Domaine public)

Par contre, la relativité aborde les choses dans un cadre beaucoup plus général. Très sommairement, le temps et l’espace ne peuvent être envisagés isolément, mais sont fortement liées : selon l’endroit où l’on se trouve dans l’espace, le temps s’écoule de façon différente.

De plus, la présence d’une masse importante (planète, étoile, etc.) dans l’espace courbe l’espace-temps.

Intuitivement, on représente souvent l’espace-temps comme un tissu élastique, sur lequel on peut disposer divers objets célestes. Plus l’objet est lourd, plus il va tirer sur le tissu (plus l’espace-temps est courbé).

Schématisation de la courbature de l’espace-temps autour de la Terre (CC BY-SA 3.0)

En 1917, Einstein s’essayait à appliquer ces équations à l’Univers dans son ensemble, afin d’établir un modèle mathématique décrivant tout l’Univers. Remarquant que les résultats de ces travaux décrivaient un univers nécessairement non-statique, idée inconcevable à l’époque, il eut recours à une astuce mathématique visant à le rendre statique, en introduisant la « constante cosmologique. »

Comme nous allons le voir, l’Univers n’est pas aussi statique qu’on le pensait. La constante cosmologique fut donc introduite pour de mauvaises raisons, mais de plus récentes observations ont fait que les physiciens se sont à nouveau mis à considérer cette constante comme plus qu’une simple astuce mathématique.

Un univers pas si statique

Quelques années plus tard dans les années 1920, les astronomes confirment expérimentalement l’expansion de l’Univers de la façon suivante: si une portion de l’espace-temps s’allonge, alors tous les éléments à l’intérieur de cette portion s’écartent les uns des autres, y compris les photons (particules de lumière).

Or l’écartement des photons va changer la lumière émise les objets célestes de cette portion d’espace-temps: on parle de décalage vers le rouge, ou redshift (en anglais).

Donc il « suffit » aux physiciens d’observer attentivement la lumière émise par des objets célestes « bien choisis » et de la comparer avec des résultats théoriques afin de mettre en lumière cette expansion. Dans la section suivante, nous verrons comment les astronomes arrivent à choisir de tels objets célestes, et comment ils s’y prennent pour les observer afin d’obtenir ces résultats.

En pratique, on observe bien un tel décalage, et qui plus est, statistiquement, plus les galaxies étudiées sont loin de nous, plus elles s’éloignent rapidement: c’est la loi de Hubble, point clef servant à justifier l’expansion de l’Univers

En expansion, mais pas seulement

Quelques décennies plus tard, en 1998, deux équipes de scientifiques viennent apporter quelques ajouts à ce tableau.

Mais avant d’aborder leurs résultats, voyons grossièrement comment les scientifiques classifient les étoiles.

Chacun sait que la lumière blanche est dite polychromatique : elle est la somme de plusieurs couleurs, que l’on peut mettre en évidence via un prisme.

Dispersion de la lumière blanche à travers un prisme (CC BY-SA 3.0)

De la même façon, on peut venir étudier la lumière émise par des atomes d’un même type, la décomposer par un prisme, et établir les spectres d’absorption/d’émission d’un type d’atome:

Spectre d’émission de d’hydrogène (CC0)
Spectre d’émission du Fer (domaine public)

Et bonne nouvelle, on peut faire de même avec la lumière d’une étoile ! En la décomposant à nouveau à l’aide d’un prisme et en analysant le spectre résultant, on peut déterminer sa compositions atomique.

La composition atomique d’une étoile connue, on peut:

  • établir des groupes d’étoiles selon qu’elles se composent sensiblement des même éléments atomiques;
  • appliquer divers résultats physiques afin de déterminer comment une étoile s’est créée, ou comment elle peut se transformer en un autre type d’objet céleste.

Certaines étoiles présentent des caractéristiques tout à fait intéressantes pour les astronomes. Par exemple, les supernovas de type 1A: ce sont des étoiles naines qui explosent après avoir atteint une masse critique. Non seulement l’explosion de l’étoile est visible, mais cette masse critique est toujours sensiblement la même partout dans l’Univers.

Or, si l’on regarde une série de lampadaire d’intensité lumineuse similaire, on observe que plus les lampadaires sont loin, plus la lumière que l’on reçoit est faible. Il en est de même pour les supernovas de type 1A : plus elles sont loin de la terre, moins leur luminosité est intense.

Ce qu’il reste d’une supernova de type 1A (G299, domaine public, NASA)

En raison de leur comportement stable quelque soit leur position dans l’Univers, les physiciens peuvent utiliser des objets célestes comme repère: on parle de chandelle standard, et qui servent par exemple à mesurer la taille de l’Univers.

Elles auraient pu aussi être utilisées pour observer l’expansion de l’Univers dans les années 1920, mais d’autres étoiles furent utilisées (céphéides) : plus l’étoile est éloignée, plus son décalage vers le rouge est important.

Les supernovas de type 1A ont un autre atout: on connaît précisément l’évolution décroissante de leur luminosité. Ainsi, en les observant sur une période de temps donnée

Autrement dit, les supernovas de type 1A s’éloignent d’autant plus vite qu’elles sont loin. Il y a donc une accélération de l’éloignement, et comme le phénomène s’observe « partout » dans l’Univers, on peut en conclure que l’Univers est en expansion.

Source de l’expansion
Mais si l’Univers est en expansion, c’est qu’il existe une force capable de venir contrer la gravité, donc similaire à ce que proposait Einstein avec sa constante cosmologique.

Les physiciens en sont venus à considérer une forme d’énergie théorique : l’énergie noire, ou énergie sombre, à ne pas confondre avec la matière noire, qui, comme la constante cosmologique, agirait comme une « énergie du vide »: à grande échelle, le vide de l’Univers apporterait une contribution énergétique qui ne serait pas négligeable.

À ce jour, plusieurs théories essayent de matérialiser cette énergie sombre, mais sa nature véritable échappe toujours aux scientifiques

Une expansion sans énergie sombre
Mais la présence de l’énergie sombre est-elle un prérequis à l’expansion de l’Univers?

Et bien peut-être pas. Tout du moins, c’est dans cette direction que travaillent Gábor Rácz et son équipe, à l’université de Loránd Eötvös en Hongrie, comme en témoignent leur récente publication.

En cosmologie, existe un principe fondamental: le principe cosmologique, formulé par Einstein en 1917, alors qu’il appliquait la relativité à l’Univers dans son ensemble.

Ce principe statue que l’Univers est homogène est isotrope, c’est-à-dire en termes profanes que considéré dans son ensemble, l’Univers est grossièrement « pareil partout ».

Les chercheurs hongrois proposent de remettre en cause ce principe : l’Univers ne serait pas si uniforme, et si c’est le cas, la répartition de la matière dans l’Univers pourrait elle-même être à l’origine de l’expansion de l’Univers mesurée, ce qui éviterait d’avoir recours à cette mystérieuse énergie noire.

« La théorie de la relativité est fondamentale pour comprendre l’évolution de l’Univers. Nous n’en questionnons pas la justesse, mais par contre, nous remettons en cause les solutions approximatives [dans le cadre d’une application à l’Univers entier]. Nos découvertes […] sont consistantes avec la relativité, et montrent comment la répartition de la matière dans l’Univers joue sur l’expansion de l’Univers » raconte le Dr. Dobos.

« Les équations d’Einstein tirées de la relativité générale et visant à décrire l’Univers sont si compliquées que pendant 100 ans, aucune solution prenant en compte la répartition de la matière dans l’Univers n’a été trouvée. Nous savons d’un côté, à partir l’observation minutieuse des supernovas de type 1A que l’Univers est en expansion, mais de l’autre, nous utilisons des approximations douteuses aux équations d’Einstein afin de prendre en compte cette expansion. »

Simulation de l’expansion de l’Univers dans trois modèles. En haut, un modèle avec énergie sombre (Modèle ΛCDM, en rouge) et deux sans: le nouveau modèle développée par l’équipe hongroise (AvERA, en bleu) et le modèle Einstein-de Sitter. Chaque point représente un cluster de galaxies. En dessous, évolution de la taille de l’Univers en fonction du temps.

Version espagnole: Nuevo modelo de expansión del Universo es sin Energía Oscura

 
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