mise à jour le 28 Novembre 2005

CONFÉRENCE SUR
"LA COSMOLOGIE DE HUBBLE À AUJOURD'HUI"

Par James LEQUEUX,
Astronome Observatoire de Paris

Organisée par la SAF

À l'Institut Océanographique rue St Jacques, Paris

Le Mercredi 23 Novembre 2005 à 20H30

Texte et Photos :

Roland Querry.

BREF COMPTE RENDU

Passionnante et difficile histoire de la cosmologie du XXème siècle :

- 1911-1919 : relativité générale d'Einstein

- 1922 possibilité d'un Univers en expansion (Friedmann)

- 1927 l'atome primitif (Big Bang) de G Lemaitre

- 1929 : découverte de l’expansion de l’Univers (Hubble), mais tout repose sur la Relativité Générale et tout dépend de la distribution des masses et de l’énergie. Nous allons en voir les grandes étapes. Les équations de la Relativité Restreinte ont été discutées par A.Friedmann et elles impliquaient un Univers en expansion, Einstein n’aimait pas ctte idée, il a été obligé d’introduire une constante, la constante cosmologique (dans la résolution d’équations différentielles s’introduisent des constantes qui peuvent être arbitraires). Lemaître avec son atome primitif, appelé aujourd’hui le Big Bang a imaginé théoriquement cette expansion de l’Univers.

- Autre découverte passée un peu inaperçue, c’est l’existence de la matière noire par Zwicky en 1937 dans un amas de Galaxies.

- En 1948 les gens comme Einstein, partisans d’un Univers stationnaire, ont imaginé un nouveau modèle, avec création continue de matière, aujourd’hui ce modèle est abandonné

- 1950 : la nucléosynthèse primordiale : He3, He4, Li7 (Gamow, Alpher, Bethe), c’est le début de la cosmologie physique, alors qu’avant elle était seulement géométrique.

- 1965 : Découverte du rayonnement diffus cosmologique (CMB) par Penzias et Wilson, qui obtinrent le premier Nobel décerné en astronomie.

- 1979 : Possibilité d’images gravitationnelles (imaginées déjà par Zwicky).

- 1981 : Théorie de l’inflation conjointement par Guth (USA) et Linde (URSS).

- 1989 : COBE découvre les fluctuations du CMB, suivi d’observations en ballons, puis le lancement de WMAP.

- 1998 : Accélération de l’expansion de l’Univers, découverte fortuite (SN Ia).

Lorsque le télescope de 2,5 m du Mont Wilson (photo) fut mis en service en 1917, les autres télescopes dans le monde n’avaient guère qu’un diamètre de 1 m.

Une des premières découvertes importantes faite par Hubble est que certaines nébuleuses (Andromède) étaient en dehors de notre Galaxie et même assez loin d’elle, il mesure leur effet d’éloignement par effet Döppler-Fizeau, d’où l’on déduit le diagramme de Hubble, dont la pente donne le « paramètre » de Hubble, qui n’est pas une constante au sens stricte.

Une vaste controverse sur cette pente, deux écoles se dessinent, celle de De Vaucouleur, qui sont partisans d’une valeur de 100 km/s/Mpc et celle de Allan Rex Sandage  & Walter Baade, qui optent pour 50 km/s/Mpc, on sait qu ‘aujourd’hui la valeur retenue se situe entre les deux : 71 km/s/Mpc (c’est la distance par rapport au décalage spectral).

L’amas de Galaxies de Coma Bérénices c’est là où Fritz Zwicky a eu l'idée du concept de la matière noire en 1937. La vitesse d’agitation des galaxies est compensée par leur attraction mutuelle, ou tout au moins devrait l’être, il a pourtant constaté que si l’on estime la masse par rapport à la luminosité, l’attraction s’avère trop faible d’un facteur 100 ! De nombreuses contestations s’élève alors, cet équilibre évoqué n’a pas lieu d’être, mais en fait beaucoup d’astronomes se désintéressent à l’époque de ce problème.

- 1950 : Le télescope de 5 m de diamètre du Mont Palomar (Photo) devrait résoudre le nombre de Galaxies d’une certaine magnitude ou luminosité apparente, la répartition uniforme entraînerait un Univers euclidien. Mais la géométrie de l’Univers dépend de son contenu en masse, si l’Univers n’est pas euclidien, on a un autre calcul. Si la densité est très grande, Omega = 2, si Omega > 1, l’Univers retombe sur lui-même, si Omega = 0, l’expansion est infinie, si Omega = 1, c’est le modèle critique parabolique, la géométrie est euclidienne.

- 1950 : Radioastronomie. On fait des comptages de radio-sources en fonction de leur flux (par rapport à un Univers vide). Lorsque l’on voit plus loin on voit aussi plus proche de l’origine, donc l’Univers plus jeune, dont les propriétés n’ont aucune raison d’être les mêmes qu’aujourd’hui. Ce constat est une catastrophe pour les cosmologistes : la propriété intrinsèque des radio-sources n’était d’aucune valeur. (manque de sources les plus intenses).

- 1965 : Découverte de Penzias, rencontre avec Robert Dicke qui sait que Gamow a déjà prédit ce rayonnement fossile. Après le Big Bang il existe des protons et des électrons libres, la matière est ionisée, elle réagit avec la lumière, elle est couplée avec les électrons et le 2^ème principe de la thermodynamique, qui nous dit que les électrons qui sont isolés doivent être en équilibre thermique et la température on la mesure. Puis 380 000 ans après le Big Bang, c’est l’époque de la recombinaison, formation des atomes d’hydrogène, l’Univers devient transparent et ce aux alentours de 4000 K. Au début l’Univers est opaque, équivalent d’un corps noir, la température est inversement proportionnelle au décalage spectral, autour de z = 1000.

- Découverte de l’accélération de l’expansion de l’Univers : relation entre la magnitude apparente et le décalage spectral. On sait que ça ne marche pas avec les Galaxies à cause de leur évolution. Mais avec les super novae de type 1a, binaires, dont le compagnon est une naine blanche, c’est une autre affaire ; on sait depuis Chandrashekar, que la notion de 1,4 masses solaire, ne dépend pas de la constitution interne d’une étoile, les SN 1a deviennent des chandelles standards, on a une relation fiable entre la luminosité apparente et le décalage spectral.

- Si l’Univers est infini, on ne peut voir que les objets dont la lumière a mis 13,7 milliards d’année à nous parvenir. Cet horizon dépend du temps cosmique. Autrefois l’horizon était très petit, pourquoi le CMB est-il aussi uniforme ? D’où l’émergence de la théorie de l’inflation (Guth & Linde) : au début l’Univers était très dense, l’horizon englobait tout l’Univers et d’un seul coup il a grossi énormément, sous l’effet d’une force due au Boson de Higgs, le champ de l’inflaton, rendez-vous au LHC en 2007.

- Réionisation : formation des premières étoiles, l’ultra-violet ionise à nouveau l’hydrogène, aux alentours de 300 millions d’années, soit z = 13.

Pour revenir aux fluctuations du CMB, elles sont de l’ordre de la centaine micro Kelvin, +/- 200, soit 0,2 millième de K. Les résultats de WMAP (voir photo jointe)permettent d’obtenir une distribution de taille aux différentes échelles angulaires par rapport à l’intensité du rayonnement. Pourquoi observe-t-on ces pics ?

L’inflation n’est pas sans incidence, des ondes sonores ont été créées et c’est leurs résultats que nous observons, en même temps que l’expansion de l’Univers ; il faut plutôt penser à l’expansion de l’Univers dans le temps que dans l’espace.

Au départ elles ont toutes la même amplitude, si on part d’une zone de compression, avec une seule oscillation on arrive à une zone plus chaude. Si on a une oscillation plus rapide, il se peut qu’on obtienne une zone de dilatation donc plus froide. Donc selon la longueur d’onde on a à faire à une onde de compression ou de dilatation. Avec des harmoniques d’ordre 2 on obtient des zones plus petites et avec des harmoniques d’ordre 3, des zones encore plus petites, plus les oscillations sont rapides, plus elles sont atténuées, en fait c’est un peu plus compliqué que ça, car ce ne sont pas vraiment des ondes sonores au sens strict car elles attirent aussi la matière.

La masse au début se comporte comme l’onde, mais plus la vitesse augmente et moins la masse va suivre la compression, de plus il y a de la matière baryonique et aussi de la matière noire, ce qui fait que l’atténuation est encor plus complexe.

Le premier pic correspond à une oscillation, celle du Big Bang à la recombinaison de l’ordre de 1°, puis2ème et 3^ème qui ressemblent à un spectre harmonique (voir courbe à gauche).

L’énergie noire, appelée aussi quintessence, correspond à une valeur non nulle de la constante cosmologique, on ne sait pas trop ce que c’est, elle correspond à une force répulsive.

Les grandes structures dans l’Univers : il est vraisemblable que ce soient la conséquence des fluctuations de densité, on les retrouvent dans les modèles numériques, formées avant les structures des Galaxies.

Grandes questions :

- Qu’est-ce que la matière noire ?

- Qu’est-ce que l’énergie noire ?

- Existe-t-il quelque chose avant le Big Bang ? Hawking & Penrose parlent de singularité, avec la théorie des cordes, il existerait au moins une dimension finie, ce qui implique que l’on ne peut pas compacter infiniment l’espace, le temps a ainsi pu être infini, …

- Comment l’astronomie peut-elle contribuer à l’édification quantique de la gravitation ?

- Peut-on étudier l’époque de l’inflation grâce aux ondes gravitationnelles ?

- Quand et comment se sont formées les premières étoiles et les premières galaxies ? Ils existent déjà des Galaxies à un z de 10 et d’autre part certaines sont enfouies dans la poussière.

- Comment les structures complexes de l’Univers ont-elles évoluées à partir d’une matière quasi uniforme ?

Projet mondial : ALMA en radio astronomie millimétrique

Projets du futur :

- pour 2009 JWST

- pour plus tard peut-être OWL, télescope de 100 m 3 fois le prix du VLT. (Voir les transparents joints).

-

POUR ALLER PLUS LOIN :

L'univers dévoilé de James Lequeux

Voir aussi page de J Lequeux.

Bon ciel à tous

Roland Querry et Jean Pierre Martin www.planetastronomy.com

Membres de la SAF