Détermination de la constante de Hubble - Définition

Données et résultats d’observations

Premières recherches et outils physiques utilisés

Les premières mesures de la constante de Hubble ont été faites en étudiant les galaxies et amas de galaxies. D’après la formule, déterminer H₀ est très simple : mesurer la vitesse d’éloignement et la distance d’une galaxie à une distance suffisamment grande où les mesures de l’expansion de Hubble sont possibles, et ainsi la constante de Hubble se rapproche de la relation entre vitesse et distance. Mais, ce principe se base sur une physique qui n’est applicable que si la vitesse d’éloignement est supérieure à 10 000 km/s. De plus, les différentes mesures ont été faites avec différentes méthodes, avec chacune ses défauts. Il faut étudier aussi ces différentes méthodes et apprécier leurs avantages.

L’effet Sunyaev-Zel’dovich

Cet effet est basé sur la diminution dans le spectre du fond diffus du cosmos, mesurable dans le rayon X, des électrons chauds inclus dans les gaz des amas riches via l’éparpillement inversé de Compton. L’avantage de cette méthode est qu’elle est applicable à de très longues distances. Le problème est que plusieurs phénomènes peuvent interagir sur la détermination de la constante de Hubble, comme par exemple le regroupement du gaz qui réduit H₀ ou si l’amas est « allongé », ce qui augmente H₀.

La relation Tully-Fisher

Cette relation permet de réduire les incertitudes concernant la distance d’une galaxie spirale. Elle met en relation la vitesse de rotation d’une galaxie et sa luminosité totale. Elle indique que plus la galaxie spirale est massive plus elle tourne rapidement. Sa vitesse de rotation se mesure d’une manière spectroscopique par effet Doppler. Mais, la réduction des incertitudes est utilisable uniquement pour les amas de galaxies. Mais grâce au télescope Hubble et au « projet clé H₀ », il a été possible de multiplier par 4 le nombre d’étalonnages et ainsi d'accentuer la précision des mesures de H₀. Mould et Mador ont ainsi obtenu une valeur de . Une autre relation de même type existe pour les galaxies écliptiques, basée sur la luminosité intrinsèque et la vitesse de dispersion des étoiles internes à la galaxie (fundamental plane).

Les lentilles gravitationnelles

Tout comme l’effet Sunyaev-Zel’dovich, cette méthode est applicable à de très grandes distances. Elle est basée sur des théories physiques fiables. Cette technique associe la longueur d’onde et le potentiel gravitationnel traversé par la lumière. Elle utilise les lentilles gravitationnelles qui déforment la trajectoire de la lumière de sorte que l’on voit deux ou plusieurs images d’un même objet (effet prédit par Einstein). Refsdael a noté que les temps mis par la lumière pour nous parvenir, pour ces deux images produites par la lentille gravitationnelle, étaient dépendants de la longueur d’onde et du potentiel gravitationnel traversé par la lumière. Ce principe n’a, pour l’instant, été appliqué qu’à deux cas, et la valeur de H₀ se situe entre , avec une incertitude importante de 20-30%.

Le problème est que les lentilles gravitationnelles sont trop peu nombreuses, de plus il est nécessaire d’avoir une géométrie spécifique pour pouvoir utiliser ce procédé, et bien souvent les mesures sont tellement difficiles qu’elles ne sont pas validées.

Les quasars, ces objets du fond du cosmos

Les quasars (quasi-stellar objects) sont des objets qui ont été découverts récemment. Appartenant aux objets lointains, les scientifiques sont plutôt circonspects quant à leur rôle dans l’univers. Il semblerait que ce soit de toutes jeunes galaxies qui viennent de naître. En effet, ce sont des sources extrêmement énergétiques. Mais, ces objets sont très irréguliers et très variés.

Les principaux indicateurs de la constante de l’expansion de l’univers

Les céphéides, de bons étalons

Les céphéides sont des étoiles jeunes, brillantes, dont l’atmosphère pulse d’une manière régulière d’une période allant de 2 à 100 jours. Elles se trouvent en abondance tout près des galaxies spirales et écliptiques. Ce qui est intéressant, c’est que l’on a pu définir une relation entre leur période de pulsation et leur luminosité intrinsèque. La dispersion de cette relation dans le spectre de l'infrarouge (8000 A) s’élève à près de 20% de sa lumière. Avec la loi de la dilution de lumière, cela donne une incertitude d'environ 10% quant à la distance d’un seul céphéide. Cette relation permet une approximation de l’ordre de 98% de la détermination de la constante H0, en observant un groupe de 25 céphéides dans une galaxie. Mais, leur intérêt est limité, car ils ne sont plus observables après 20Mpc du fait de leur brillance. Ces céphéides se trouvent pour la plupart dans les galaxies nous entourant (Virgo, Fornax), et les groupes qui nous entourent (M101 et M81). Mais ce point est précisé plus loin, à propos du projet clé H0 lancé sur le télescope spatial Hubble.

Les Supernovae

Les supernovae sont des explosions d’étoiles de masse importante (>8Msoleil), en fin de vie, dues aux réactions nucléaires qui se passent en leur centre, et qui ne sont pas contrôlées (matière dégénérée). Les supernovae de type "Ia" résultent de l’explosion d’une naine blanche de carbone-oxygène qui brûle en 56Ni. Ces supernovae n’affichent pas d’hydrogène dans leur spectre, et leur principal atout est d’avoir une luminosité égale à celle d'une galaxie de luminosité modérée. D’où l’avantage de cette méthode par rapport à celle utilisant les céphéides, car les supernovae de type "Ia" sont visibles à des distances proches de cent Mpc. Il semble qu’il existe une relation applicable sur ces supernovae entre leur magnitude absolue ou leur luminosité maximale et le taux d’inclinaison de la courbe de lumière de la supernova. Si l’on exclut l’observation faite par le télescope Hubble, seulement dix supernovae de type "Ia" ont été étudiées, dont il découle une constante comprise entre 57-68 km/s/Mpc. Le résultat est faussé par différents facteurs, comme par exemple le fait que la luminosité n’est pas constante (contrairement à ce qui est utilisé dans la relation).

Synthèse des résultats

Graphique de position des astres observés en comparaison avec la constante de Hubble

Ci-dessous est affiché un graphique résumant les différents résultats de différentes équipes. Ce diagramme permet de mieux apprécier les distances des différents corps célestes ainsi que leur répartition sur les 3 droites indiquant trois possibilités pour H0. Il est aussi noté en dessous un diagramme répartissant les différents corps en X et H0 en Y. On remarque que la moyenne de répartition des corps est sur la ligne H0=71 km/s/Mpc. La ligne verticale indique une vitesse de 5000 km/s. Les observations et les simulations numériques suggèrent que, en dessous de cette limite, les effets du mouvement de l’objet sont limités et non observables.

Résumé des données trouvées

Il semble que les résultats récents concordent tous plus ou moins entre eux. En effet, comme affichées ci-dessus, les différentes recherches et observations donnent une constante d’expansion de l’univers située entre 61 et 81 km/s/Mpc. Si on utilise la méthode la plus précise, on obtient alors H0= 73±16 km/s/Mpc (céphéides). Il est nécessaire de signaler que de nouvelles recherches sont actuellement en cours, notamment le « projet clé HST ». En effet, il semble que le télescope spatial Hubble puisse donner plus de renseignements d’une précision inégalée. Ci-dessous un échantillon des résultats obtenus grâce au télescope spatial.

       (figure à venir)       

Légendes : SBF : fluctuation de la luminosité de surface. FP/DN-σ cluster: fundamental plane (cf. 1.2) SNII: supernovae de type II LMC: grand nuage de Magellan