loi de Hubble

Nom _____________________________ Groupe __________________ Date _________
Partenaire ________________________________________________________________
Laboratoire No 10
Expansion de l'univers
Étude préliminaire
Questions se rapportant au texte
* La genèse du big bang +
(La Recherche, avril 98).
No 1 Sur quels piliers repose la cosmologie moderne ?
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No 2 Quel astronome suggérait, dès 1900, que notre Galaxie pourrait avoir des bras spiraux ?
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No 3. Avant que Hubble ne débute ses recherches sur les nébuleuses spirales, il y avait
deux hypothèses sur la nature physique de ce type de nébuleuses. Quelles étaient ces
hypothèses ?
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No 4 Selon Herschell, quelle était la dimension de notre Galaxie ?
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No 5 Qui fut le premier astronome à nous éloigner du centre de notre Galaxie ?
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No 6 Quelles classes d’étoiles utilisa Shapley comme indicateurs de distance ?
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No 7 Résumez le débat opposant Shapley à Curtis
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No 8 Quelles observations effectuées par Hubble montraient, hors de tout doute, que ces nébuleuses
spirales observées sont en réalité des galaxies semblables à la nôtre ?
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No 9 Quelles sont les deux propriétés des galaxies que Hubble devait mesurer afin de prouver
l’expansion de l’Univers ?
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No 10 D’après l’auteur, précisez la valeur actuellement admise pour la constante de Hubble H0.
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No 11 Résumez la notion d’Univers stationnaire
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No 12 Quel grand principe physique est violé par la théorie de l’Univers stationnaire ?
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No 13 Précisez les trois raisons principales du rejet de la théorie d’Univers stationnaire.
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No 14 Sommes-nous justifiés d’attribuer à Hubble, et à lui seul, la découverte de l’expansion
de l’Univers. Précisez votre réponse.
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Virginia Trimble
enseigne au
département
d'astronomie de
l'université du
Maryland et au
département de
physique de
l'université de
Californie. Elle
vient d'achever
un mandat à la
présidence de la
commission
Galaxies de
l'Union
astronomique
internationale.
La genèse du big bang
Texte traduit par
Pierre Bancel.
La cosmologie moderne repose sur deux piliers.
Le premier est théorique: c'est la théorie de
la relativité générale d'Einstein, publiée en
1916. Le second est observationnel: c'est la
loi de Hubble, publiée en 1929, qui relie la
distance d'une galaxie au décalage vers le
rouge de son spectre. Mais on peut remonter
plus loin. Dès l'année 1900, un astronome peu
connu, Cornelius Easton, suggérait que notre
Galaxie pourrait avoir des bras spiraux (1)
(fig. 1). Depuis l'époque de William Herschel
(1738-1822), le découvreur d'Uranus, de
nombreuses nébuleuses spirales avaient été
recensées, mais leur nature restait
mystérieuse. S'agissait-il d'objets diffus ou
seulement de halos produits par la lumière de
multitudes d'étoiles? étaient-elles des
galaxies distinctes ou de simples parties de
la Voie lactée?
En moins de quarante ans s'est imposé le
concept d'un Univers en expansion
En avril 1920, un vif débat oppose les américains Shapley
et Curtis autour de la grande question cosmologique du
début du siècle: les limites de l'Univers coïncident-elles
avec celles de la Voie lactée? Hubble trancha trois ans
plus tard en montrant l'existence de galaxies extérieures
à la nôtre et découvrit le fameux décalage vers le rouge
de leur spectre. C'était là une signature de l'expansion
de l'Univers qui, à peu près à la même époque, était
sortie toute seule des équations de la relativité
générale, contre le gré même d'Einstein. Ce modèle
d'expansion relativiste -- ou théorie du Big Bang -- fut
largement admis longtemps avant de disposer des preuves
observationnelles jugées aujourd'hui définitives.
La première question sembla résolue en 1865,
lorsque William Huggins appliqua la fente de
son spectroscope à quelques-unes des
nébuleuses les plus brillantes (dont aucune
n'était spirale) et découvrit les raies
d'émission discrètes qui sont la signature
d'un gaz chaud et diffus. Ainsi, vers la fin
du XIXe siècle et le début du XXe siècle, il
était acquis que toutes les nébuleuses étaient
gazeuses et appartenaient à la Voie lactée.
La deuxième question, celle de l'existence de
galaxies indépendantes, est liée à la mesure
des distances astronomiques, et en particulier
des dimensions de la Voie lactée. Plus grande
était notre Galaxie, plus il était difficile
d'admettre qu'il pourrait en exister de
semblables ailleurs. Là aussi, Herschel avait
fait oeuvre de pionnier: il imagina une
méthode pour estimer la distance des étoiles
en faisant l'hypothèse qu'elles étaient toutes
à peu près de la même luminosité absolue. Il
obtint un schéma de la Voie lactée qui
ressemblait à une sorte d'épaisse galette,
avec le Soleil tout près de son centre. Selon
Herschel, la Galaxie avait un rayon d'environ
3 000 parsecs (soit 9 800 années-lumière).
Cette conception prévalut pendant un siècle et
demi, bien que des dizaines de savants se
soient penchés sur le problème en faisant
appel à de meilleures méthodes de
détermination des distances. Tous, il est
vrai, commettaient la même erreur. Ils ne
tenaient pas compte des effets de la poussière
interstellaire qui, principalement concentrée
dans le plan de notre Galaxie, altère le
rayonnement émis par les astres lointains.
Cette poussière fut découverte en 1930, mais
son impact ne fut intégré au calibrage des
distances cosmiques qu'à partir de 1952.
Le premier à nous éloigner du centre de notre
Galaxie fut Harlow Shapley, un jeune astronome
travaillant à l'observatoire du mont Wilson
pendant et juste après la Première Guerre
mondiale. Shapley donnait en même temps à la
Voie lactée de plus imposantes dimensions.
Bien que lui aussi ait négligé les altérations
dues à la poussière, il eut la chance de
s'attacher à une classe d'objets, les amas
globulaires, qui se trouvent assez éloignés du
plan de la Galaxie pour que notre vision n'en
soit presque pas modifiée. En se servant de
certaines classes d'étoiles variables (RR Lyræ
et variables céphéides) comme d'indicateurs de
distance, Shapley distribua les amas
globulaires de façon approximativement
sphérique, autour d'un centre situé à environ
20 000 parsecs du Soleil en direction de la
constellation du Sagittaire. Avec une Voie
lactée de cette étendue, il était loin de
penser qu'il puisse exister d'autres galaxies.
Suite à ces travaux et à la demande de
l'Académie des sciences des États-Unis, un
débat eut lieu, en avril 1920, sur "l'échelle
de l'Univers". Shapley y était opposé à un
astronome plus âgé, Heber Doust Curtis.
Chacun des participants présentait environ une
douzaine de faits (concernant la luminosité de
différents types d'étoiles, les rythmes des
explosions stellaires, les vitesses de
déplacement des étoiles, etc.) (2). Et chacun
d'eux avait raison pour à peu près la moitié
des arguments qu'il avançait (3). Le Soleil
est effectivement éloigné du centre de la
Galaxie, mais de seulement 8 500 parsecs, et
celle-ci est plus vaste encore que Shapley ne
l'imaginait. Mais ce n'est qu'une galaxie
parmi tant d'autres, ainsi que l'affirmait
Curtis. Shapley avait été induit en erreur sur
ce point par des observations de mouvements
dans les nébuleuses spirales: leur vitesse
aurait excédé celle de la lumière si ces
nébuleuses avaient été des galaxies
indépendantes! En réalité, ces observations,
dues à Adriaan Van Maanen, lui aussi de
l'observatoire du mont Wilson, étaient
erronées. Sans apparaître à l'époque comme un
tournant décisif, les idées de Shapley sur la
taille et la structure de la Voie lactée
s'imposèrent cependant rapidement, en
particulier dans les manuels qui ajoutèrent
parfois une partie de la description de
Curtis.
En 1922, Friedmann élabora deux solutions des équations
d'Einstein qui donnaient des univers devant se dilater ou
se contracter
C'est à peu près à la même époque que furent
produits les travaux qui allaient renouveler
les perspectives théoriques. Les équations
d'Einstein sur la relativité générale
décrivent comment la matière et la géométrie
de l'espace-temps interagissent pour produire
ce que nous ressentons comme la gravité. Leur
complexité algébrique explique qu'il fallut du
temps pour les résoudre et proposer des
solutions donnant les structures possibles de
l'Univers. Einstein découvrit, dès 1917, une
solution qui correspondait à un univers
statique. Willem De Sitter, un Néerlandais, en
trouva une la même année, statique elle aussi,
mais ne contenant pas de matière. En 1922, le
Russe Alexandre Friedmann en élabora deux
autres qui donnaient des univers de volume
respectivement fini et infini, devant se
dilater ou se contracter. En 1925, l'abbé
belge Georges Lemaître formula indépendamment
cette même solution, dans une notation un peu
plus simple. Il démontra aussi, en 1927, que
l'univers statique d'Einstein était
nécessairement instable. Ainsi, si la
relativité générale (ou d'autres théories de
la gravitation semblables mais encore plus
complexes) est exacte, seules les solutions de
De Sitter, de Friedmann et de Lemaître sont
possibles et l'Univers doit être soit vide,
soit en expansion, soit en contraction. C'est
la solution de De Sitter qui connut tout
d'abord la plus grande diffusion et ses
prédictions furent rapidement prises en compte
pour l'observation des galaxies.
Quand Edwin Powell Hubble entra en scène, la
question de l'existence d'autres galaxies fut
résolue aussi soudainement que définitivement.
En 1925, Hubble annonça qu'il avait découvert
dans plusieurs nébuleuses spirales des étoiles
variables céphéides. L'estimation de leurs
distances les plaçaient largement à
l'extérieur de la Voie lactée, même dans la
version de Shapley. Hubble publia assez
lentement et prudemment ces résultats (4),
mais la nature extragalactique des nébuleuses
ne fit rapidement plus aucun doute. Shapley
déclara lui même peu après que cette
découverte avait "détruit son univers". Il
faut dire que Hubble ne lui laissait qu'une
marge de manoeuvre très étroite: il avait
utilisé pour les céphéides les calibrations
que Shapley avait lui-même établies pour ses
travaux sur les amas globulaires.
En 1928, Hubble succéda à Vesto Melvin Slipher
à la présidence de la commission sur les
nébuleuses de l'Union astronomique
internationale, lors de sa troisième assemblée
générale, à Rome. Les discussions sur
l'univers de De Sitter qui se tinrent lors de
cette réunion influencèrent fortement Hubble
dans sa décision d'entreprendre l'examen des
corrélations entre distance et décalage vers
le rouge des nébuleuses (incidemment, Hubble
avait toujours préféré parler de "nébuleuses";
"galaxies" était le terme de Shapley, qui
l'emporta finalement). Cet examen nécessitait
l'obtention des spectres de nombreuses
galaxies. Or, même les galaxies les plus
proches sont des objets plutôt discrets -seules quatre d'entre elles sont visibles à
l'oeil nu. C'est pourquoi, bien que la
spectroscopie astronomique soit une invention
européenne, les trente premières années de
recherche sur les spectres des galaxies furent
essentiellement menées aux États-Unis où se
trouvaient alors les plus grands télescopes.
V. M. Slipher entama ces recherches en 1912,
au foyer de la lunette Clark de 60 centimètres
de diamètre, de l'observatoire Lowell. Il
enregistra pendant quatorze heures sur plaque
photographique le spectre de la nébuleuse
d'Andromède (M31, la galaxie de grande taille
la plus proche de nous) et put identifier
différentes raies d'absorption. En mesurant
leur longueur d'onde de façon précise, il
montra que le système solaire et la nébuleuse
d'Andromède se rapprochait l'un de l'autre à
la vitesse de 300 kilomètres par seconde (ce
qu'indiquait un décalage vers de plus courtes
longueurs d'onde -- donc vers le bleu -- des
caractéristiques spectrales). Slipher avait
abordé l'étude des spirales en supposant qu'il
s'agissait de nuages gazeux internes à la Voie
lactée, susceptibles de fournir des
renseignements sur la formation du système
solaire. Mais en 1917, il avait accumulé assez
de spectres (vingt-cinq au total) pour se
convaincre du contraire. Les vitesses qu'il
avait mesurées allaient de n 300 à + 1 100
km/s, avec vingt et une valeurs positives
contre trois négatives. Quelques années plus
tard, il obtint un décalage vers le rouge de 1
800 km/s, et conclut que son optique de 60
centimètres serait incapable d'observer des
vitesses supérieures.
Un autre grand spécialiste de spectres
galactiques fut Milton Lasell Humason, qui
travaillait avec les télescopes de 1,5 mètres
et de 2,5 mètres de diamètre du mont Wilson.
Sa collecte de données débuta en 1927 et il
obtint lui aussi presque exclusivement des
décalages vers le rouge. Il eut tôt fait de
dépasser le double du record de Slipher, avec
+ 3 779 km/s obtenus au début de 1929, et + 7
800 km/s un peu plus tard la même année. Il
passa la frontière des 15 000 km/s au milieu
des années 30, grâce à un spectrographe
amélioré placé au foyer du 2,5 mètre. À la
différence de Hubble, Humason vécut assez
longtemps pour utiliser de façon régulière le
télescope de 5 mètres du mont Palomar. Il prit
sa retraite en 1957, sur un record personnel
de 60 000 km/s.
A la suite de la première présentation
publique des résultats de Slipher en 1915, une
douzaine d'astronomes tentèrent d'expliquer
les mouvements observés par une combinaison de
mouvements du Soleil, de déplacements moyens
des nébuleuses et d'un effet lié à la
distance. Rétrospectivement, nous pouvons lire
l'expansion de l'Univers dans certains de
leurs diagrammes, mais la communauté
scientifique n'y prêta guère attention,
d'autant que les distances sur lesquelles
reposaient leurs analyses étaient toutes très
incertaines. Ici, la principale contribution
de Hubble fut d'asseoir solidement l'échelle
des distances extragalactiques. Celle qu'il
établit était pourtant encore bien trop
réduite. Il commença par le petit nombre de
galaxies dans lesquelles il pouvait étudier
des variables céphéides, s'en servant pour
calibrer les étoiles individuelles les plus
brillantes. Puis il prit comme étalon la
luminosité des galaxies entières pour estimer
la distance des systèmes plus éloignés. Ce qui
le mena jusqu'à l'amas de galaxies de la
Vierge, situé selon son échelle de distance à
2 millions de parsecs (la valeur actuelle est
comprise entre 15 millions et 22 millions de
parsecs).
La genèse du big bang (2e
partie)
Figure 2.
Le 17 janvier 1929, Hubble soumit
aux Proceedings of the National
Academy of Sciences son article
intitulé "A Relation Between
Distance and Radial Velocity Among
Extra-Galactic Nebulae" ("Relation
entre distance et vitesse radiale
dans les nébuleuses
extragalactiques" (5)). Il ne s'y
sert pas des décalages élevés
rapportés par Humason dans le même
volume des Proceedings. Mais on a
souvent suggéré que ces mesures
avait "guidé son oeil" pour tracer
la fameuse droite matérialisant sa
relation (fig. 2). Cette droite
avait une pente d'environ 500
km/s/Mpc, valeur qui changea peu
au cours de la dizaine d'années
qui suivit. Pourtant, la gamme des
décalages vers le rouge explorés
par Humason et discutés par Hubble
s'élargit énormément. D'emblée,
cette valeur de 500 km/s/Mpc parut
troublante. S'il fallait
interpréter la relation entre
distance et décalage vers le rouge
comme le signe de l'expansion de
l'Univers, l'âge de ce dernier ne
pouvait pas être très différent de
l'inverse de cette pente,
désormais connue comme constante
de Hubble. Pour H0 = 500 km/s/Mpc,
l'inverse est de 2 milliards
d'années. Or, les mesures de l'âge
des roches terrestres avaient été
entamées dès le début du siècle et
dans les années 30, les datations
obtenues atteignaient et
dépassaient même les 2 milliards
d'années!
Jusqu'au début des années 50, il restait
possible pour un astronome sensé d'adhérer
à la théorie d'un Univers stationnaire
Hubble lui-même ne fut jamais
totalement convaincu d'avoir
découvert l'expansion de
l'Univers. Il n'était pas vraiment
attiré par la réflexion théorique,
même s'il eut l'occasion de
collaborer avec le physicien
Richard Chase Tolman. Les deux
hommes publièrent ensemble un
article en 1935, où ils
discutaient de la manière dont les
observations pouvaient trancher la
question de la réalité de
l'expansion. Les doutes de Hubble
étaient largement partagés par la
communauté scientifique et en
1960, le modèle d'expansion
relativiste ne s'était pas encore
vraiment imposé dans la
littérature. En fait, certains en
doutent encore aujourd'hui et
plusieurs solutions alternatives
sont proposées. Par exemple celle
de la "lumière fatiguée", selon
laquelle un mécanisme produirait
le décalage vers le rouge d'un
rayon lumineux ayant parcouru de
grandes distances, sans
qu'intervienne aucun déplacement
de la source, d'un observateur ni
de l'espace parcouru. Autre
possibilité, l'expansion aurait
lieu dans un espace préexistant à
partir d'un centre hypothétique
(par contraste avec l'expansion
relativiste de l'espace-temps luimême). Enfin, la théorie de
l'Univers stationnaire, dans
laquelle l'Univers est en
expansion mais où la relativité
générale n'est pas la bonne
théorie de la gravitation, propose
une création continue de matière,
de telle sorte que ni la densité
moyenne de l'Univers ni ses autres
propriétés ne changent jamais
(voir l'article de G. Burbidge, F.
Hoyle et J. V. Narlikar dans ce
numéro).
Chacun de ces modèles fait des
prédictions différentes à la fois
de celles du modèle expansionniste
relativiste et des observations.
Par exemple, dans le cadre du
modèle relativiste, la luminosité
d'une galaxie lointaine diffère de
celle d'une galaxie voisine d'un
facteur (1 + z)n 4 (où z est le
décalage vers le rouge). La
théorie de la lumière fatiguée
prédit un facteur (1 + z)n 1, et
celle de l'expansion dans un
espace préexistant, un facteur (1
+ z)n 2. Ce que nous observons, et
il s'agit là d'un résultat très
récent, est (1 + z)n 4. Ensuite,
seule l'hypothèse de l'expansion
prévoit un Univers plus chaud à
des décalages vers le rouge
élevés, d'un facteur proportionnel
à (1 + z). Et c'est bien ce que
nous observons dans le spectre des
galaxies les plus distantes
(résultat qui date lui aussi des
années 90). De plus, l'expansion
prédit que des horloges éloignées
de nous paraîtront tourner moins
vite. En suivant l'évolution de la
luminosité de plusieurs supernovæ
situées à des décalages vers le
rouge allant de 0,3 à 0,5, on a
effectivement constaté qu'elles
déclinaient plus lentement que des
supernovæ plus proches. Enfin, si
l'Univers a débuté par une sorte
d'explosion en un centre il y a un
temps fini, il devrait aussi avoir
des limites. A moins que nous nous
trouvions incroyablement près de
son centre, nous devrions observer
à la fois plus de galaxies et un
rayonnement micrométrique de fond
plus intense dans certaines
directions que dans d'autres. Tel
n'est pas le cas, et nous devons
donc vivre, soit dans un Univers
dépourvu de centre, conformément à
la relativité générale, soit à une
distance du centre de l'Univers
inférieure au milliardième de son
rayon!
Les deux premières hypothèses,
celle de la lumière fatiguée et
celle d'un espace préexistant,
sont donc exclues par les
observations. Pourtant la
communauté scientifique a très
largement admis l'expansion
relativiste longtemps avant de
disposer de ces résultats. Ce
n'est pas un fait sans précédent
dans l'histoire des sciences. Le
public informé avait admis
l'héliocentrisme bien avant sa
démonstration expérimentale, dans
la première moitié du XIXe siècle.
Jusqu'à la fin de la Seconde
Guerre mondiale il restait
néanmoins possible pour un
astronome sensé d'adhérer à la
théorie d'un Univers stationnaire,
nous y reviendrons à propos des
travaux de H. Bondi, T. Gold et F.
Hoyle.
Pour les partisans d'un Univers en
expansion, une difficulté majeure
était de réduire les incertitudes
sur la valeur de la constante de
Hubble. Ces incertitudes ne sont
pas dues à des problèmes de mesure
du décalage vers le rouge: si on
peut distinguer des raies, on peut
voir de combien elles diffèrent de
celles obtenues en laboratoire. La
difficulté tient aux distances.
L'échelle de distance de Hubble
incorporait deux graves erreurs,
ainsi que quelques autres moins
importantes, auxquelles on a
progressivement remédié.
La première erreur venait des
distances estimées par Shapley
pour ses variables céphéides. En
ignorant l'absorption du
rayonnement par les poussières,
Shapley avait sous-estimé leur
luminosité d'un facteur 4 par
rapport à leur intensité réelle.
Le problème était encore aggravé
par l'existence d'une classe de
céphéides plus rares, d'une
luminosité proche de celle
assignée par Shapley à la
catégorie la plus courante.
La seconde grande erreur de Hubble
fut de penser que son premier
échantillon, composé d'une
douzaine de galaxies proches,
incluait l'ensemble des
luminosités que l'on pourrait
trouver dans un échantillon plus
large, et que la "luminosité
moyenne d'une galaxie" ainsi
établie fournirait un étalon
fiable. Cette idée est forcément
fausse pour n'importe quelle
collection d'objets répartis
autour d'une luminosité moyenne,
cela pour deux raisons. D'abord,
lorsque l'on regarde loin, les
objets intrinsèquement les moins
lumineux deviennent inobservables.
On établira donc une moyenne qui
sera en fait fondée sur la
fraction la plus brillante de la
distribution complète. C'est le
fameux biais de Malmquist, du nom
de l'astronome suédois qui
identifia ce problème au cours des
années 20. (Rassemblez trois
cosmologistes, et vous en aurez au
moins un pour penser qu'un des
deux autres, au moins, n'a rien
compris à ce biais...) Ensuite, un
petit échantillon local n'incluera
que les types de galaxies les plus
communs. Seul un échantillon plus
large peut prendre en compte les
types de galaxies très brillantes,
beaucoup plus rares. Et ces
galaxies rares de forte
luminosité, qui ne sont même pas
représentées dans l'échantillon
local, domineront au contraire
dans les observations faites à de
très grandes distances. C'est
pourquoi la "galaxie moyenne" de
l'échantillon local de Hubble
avait une luminosité à peu près
quatre fois plus faible que celle
d'un groupe de galaxies plus
lointaines et plus variées. Ce
biais est appelé effet Scott,
d'après l'astronome Elizabeth
Scott, qui la première l'a décrit
en détail en 1956.
Le problème de l'estimation des
distances devint incontournable à
partir de l'entrée en service du
télescope de 5 mètres du mont
Palomar. D'après l'échelle de
distances de Hubble (et de
Shapley), cet appareil aurait dû
permettre de voir de nombreuses
variables du type des RR Lyræ dans
la galaxie d'Andromède. Or, il se
bornait à détecter les plus
brillantes de cette population.
C'est pourquoi Walter Baade
annonça, lors de l'assemblée
générale de l'Union astronomique
internationale qui se tint à Rome
en 1952, qu'Andromède (et par
suite toutes les autres galaxies)
était deux fois plus éloignée que
ne l'avait pensé Hubble.
La genèse du big bang (3e partie)
George Gamow fut le premier chercheur à avoir réfléchi
sérieusement à la question des débuts de l'Univers
La valeur de H0 se trouvait alors réduite à
environ 1 800 km/s/Mpc. La thèse de Baade fut
immédiatement confirmée par les résultats
qu'un astronome sud-africain présenta à cette
même assemblée. A. David Thackeray rapporta
ses observations de RR Lyræ de deux petites
galaxies proches, le Grand et le Petit Nuage
de Magellan. Les luminosités de ces étoiles
variables indiquaient pour ces galaxies des
distances exactement deux fois supérieures à
celles admises à l'époque.
La valeur de H0 fut abaissée à 180 km/s/ Mpc
en 1956 par Nicholas Mayall et Allan Sandage
qui, s'appuyant sur les travaux de Humason,
concluaient que les luminosités de Hubble pour
les étoiles individuelles et les galaxies
moyennes étaient trop faibles. Deux ans plus
tard, Sandage se rendit compte que certaines
des étoiles brillantes de Hubble étaient en
fait des amas d'étoiles et des nuages de gaz
illuminés par ces amas, considérablement plus
brillants que ne pourrait l'être aucune étoile
simple. Ce qui signifiait que leurs galaxies
hôtes étaient encore plus éloignées, d'un
facteur compris entre 2 et 3. Selon Sandage,
il fallait donc ramener la constante de Hubble
à 75 km/s/Mpc, à un facteur 2 près (ce qui
semble être la dernière estimation honnête
d'une marge d'erreur à avoir été publiée).
Depuis la fin des années 50, un grand nombre
d'astronomes furent impliqués dans des mesures
de distances conduisant à la réévaluation de
la constante de Hubble. Il y eut une brève
période d'optimisme vers 1960, tous les
résultats étant alors à peu près cohérents
avec une valeur de 100 km/s/Mpc, soit un âge
de l'Univers de 10 milliards d'années (juste
assez pour inclure les plus anciennes étoiles
connues à l'époque!). Sandage poursuivit son
entreprise de révision, parvenant à une valeur
de H0 comprise entre 50 et 55 km/ s/Mpc (et à
une échelle de temps de 20 milliards
d'années), tandis que d'autres chercheurs
continuaient à préférer des valeurs
supérieures. Mon sentiment personnel est
qu'une divergence réelle persiste aujourd'hui,
bien que certains estiment que toutes les
valeurs de H0 calculées de bonne foi sont
cohérentes avec une valeur intermédiaire de
quelque 73 (" 10) km/s/Mpc (voir l'article de
G. Theureau dans ce numéro).
Dès que l'expansion de l'Univers fut admise
comme l'interprétation la plus probable de la
loi de Hubble du décalage vers le rouge, de
nombreux astronomes se rendirent compte que
cela impliquait un Univers considérablement
différent dans le passé. La littérature des
années 30 et 40 contient de nombreuses
allusions à un supposé état dense et chaotique
de la matière, qui constituerait un contexte
propice à la formation des étoiles (la plupart
des étoiles paraissant alors avoir à peu près
le même âge que l'Univers dans son ensemble).
Cependant, une réflexion substantielle sur ce
qui avait bien pu se passer il y a des
milliards d'années restait l'exception.
George Gamow, un physicien nucléaire formé en
Russie mais ayant fait carrière aux ÉtatsUnis, est en général considéré comme le
premier chercheur à avoir réfléchi
sérieusement à cette question des débuts de
l'Univers. Dès 1935, il s'est penché sur les
réactions nucléaires susceptibles de s'être
produites lorsque toute la matière était au
moins aussi chaude et aussi dense que le
centre des étoiles actuelles. Il poursuivit
ces recherches après la Seconde Guerre
mondiale, en collaboration avec Ralph Alpher
et Robert Herman (6). Les trois hommes
s'aperçurent que si l'Univers était
initialement un fluide constitué uniquement de
protons, il aurait fini sous forme d'hydrogène
et d'hélium, dans une proportion d'environ un
atome d'hélium pour huit atomes d'hydrogène.
Ils étudièrent ensuite l'environnement
thermique dans lequel devaient s'être
produites les réactions nucléaires et
conclurent que, après des milliards d'années
d'expansion et de refroidissement, l'Univers
devait être à une température d'environ 5
kelvins.
Gamow lui-même ne prit pas sa propre
prédiction suffisamment au sérieux pour
entreprendre de chercher la signature radio
d'une température de 5 kelvins. En 1949 ou
1950, il déclarait à un de ses étudiants qu'il
ne connaissait aucun problème intéressant en
spectroscopie micrométrique! Pourtant, les
capteurs qui avaient été développés au cours
de la Seconde Guerre mondiale (essentiellement
associés au nom de Robert Dicke) auraient
probablement permis dès cette époque de
détecter le rayonnement de fond.
Entre-temps, une équipe de trois astronomes
britanniques avait décidé que l'expansion
cosmique ne signifiait pas forcément un
Univers différent dans le passé: c'est l'idée
dite de l'Univers stationnaire (7). Elle fut
avancée en 1948 par Hermann Bondi, Thomas Gold
et Fred Hoyle (les deux premiers avaient fuit
le nazisme de l'Europe continentale, et le
troisième était un homme du Yorkshire). Ces
trois hommes et leurs partisans ayant un
exceptionnel talent d'orateurs et de
vulgarisateurs, leur idée fut probablement
plus populaire dans le grand public que dans
la communauté des astronomes professionnels.
Allan Sandage l'a exprimé dans une formule
d'un chauvinisme exquis: "Je ne crois pas que
la création continue ait jamais été prise au
sérieux en Californie."
Un Univers stationnaire a toujours été en
expansion, et le restera éternellement (ce qui
ôte toute possibilité de contradiction entre
l'inverse de la constante de Hubble, c'est-àdire l'âge de l'Univers, et l'âge des étoiles
les plus vieilles). Mais ni sa densité ni sa
température ne décroissent car de la matière
nouvelle surgit constamment, exactement dans
la proportion nécessaire pour tout garder à
l'identique. Naturellement, cette idée viole
le principe de conservation de la masse et de
l'énergie tel qu'on le conçoit d'ordinaire,
mais à un niveau tel qu'on ne peut même pas
espérer le détecter en laboratoire: c'est de
l'ordre d'un atome d'hydrogène par siècle,
pour un volume équivalent à celui de la tour
Eiffel! Aux yeux de ses auteurs, cette théorie
a le mérite de faire de la création un
phénomène physique appréhendable, au lieu de
la cantonner tout au début, là où personne ne
peut étudier le processus.
Une radiosource
Les propositions du modèle d'Univers
est caractérisée
par une émission
continue en
radio. Elle peut
être galactique
(nébuleuses
gazeuses,
pulsars, etc.) ou
extragalactique
(radiogalaxies,
quasars).
stationnaire eurent une fécondité
considérable: de nombreux astronomes se mirent
en devoir de la réfuter et développèrent dans
cette intention divers types d'observations
dont nous nous servons toujours à l'heure
actuelle (décompte des radiosources*, mesure
des luminosités de surface des galaxies,
etc.). Ces premiers tests, au sens où ils
suggéraient que l'Univers avait été différent
dans le passé, donnaient globalement la
préférence aux modèles du Big Bang ou aux
modèles évolutifs en général par rapport à
celui d'un Univers stationnaire. Mais pas au
point qu'une personne sensée soit absolument
obligée de choisir. Le terme même de "Big
Bang" fut inventé par Hoyle comme une insulte
délibérée, avant d'être adopté par les tenants
des univers évolutifs.
Le rayonnement radio détecté par Penzias et Wilson étaitil celui prédit par Gamow quinze ans plus tôt?
Entre 1955 et 1967, la très grande majorité de
la communauté scientifique rejeta le modèle de
Bondi, Gold et Hoyle, qui ne conserve
aujourd'hui qu'une poignée de fidèles. Il y a
trois principales raisons à ce rejet.
La première -- qui fut la dernière à acquérir
une force de conviction définitive - fut le
décompte des radiosources et plus tard des
quasars. Ce décompte fait apparaître une
proportion beaucoup plus élevée de sources
faibles que de sources brillantes. Ce qui peut
s'interpréter des deux manières suivantes:
soit il existait davantage de radiosources
dans le passé (qui nous apparaissent faibles
aujourd'hui en raison de leur éloignement),
soit nous vivons dans une sorte de très
improbable trou local, au milieu d'une
population spécifique. Des mesures de décalage
vers le rouge des radiosources et des quasars
eurent raison de l'hypothèse dite "locale":
les valeurs élevées obtenues attestaient de
l'éloignement de ces sources faibles. Dès
1967, on pouvait dire avec certitude que les
galaxies avaient été le théâtre de phénomènes
violents plus souvent par le passé
qu'actuellement. L'Univers a donc changé au
cours du temps: il n'est pas dans un état
stable. Une des contributions précoces et
durables de l'astronome britannique Martin
Rees à la science est d'avoir su en persuader
son directeur de thèse Dennis Sciama (tous
deux étaient à Cambridge). Ce qui fait de
Sciama le seul défenseur convaincu de la
création continue à avoir changé d'opinion.
La deuxième raison fut l'identification de
l'hélium comme une relique de l'Univers
primitif. Gamow et ses collaborateurs
l'avaient déjà prédit mais, dans les années
50, l'amélioration des analyses spectrales des
étoiles et des galaxies confirma que la quasitotalité de ce que nous pouvons observer est
composée de 75 % d'hydrogène et de 25 %
d'hélium (en proportion des masses, la
proportion en nombre d'atomes étant de 90 % et
10 %, respectivement). Naturellement, l'hélium
est aussi un produit de réactions nucléaires
internes aux étoiles. Mais, pour en produire
la quantité que nous observons dans le laps de
temps imparti à la création de matière par la
théorie de l'Univers stationnaire, il faudrait
des galaxies environ dix fois plus brillantes
qu'elles ne sont en réalité. Ce fait fut
annoncé à quelques rares occasions, puis tomba
dans l'oubli à partir de 1960.
La Recherche a
publié
C. Vilain, "Genèse
d'une idée:
l'expansion de
l'Univers", février
1996.
P. Thuillier, "Un
cosmologiste habile:
Edwin Hubble", avril
1986.
(1) C. Easton,
Astrophys. J., 12,
136, 1900.
(2) H. D. Curtis,
Bull. Natl. Research
Council, 2, 171,
1921; H. Shapley,
ibid., p. 194.
(3) V. Trimble,
Publi. Astronom.
Society of the
Pacific, 107, 1133,
1995 (discussion
moderne des faits).
(4) E.P. Hubble,
Astrophys.J., 62,
Troisièmement, Arno Penzias et Robert Wilson
mesurèrent, en 1965, un rayonnement de fond
dont l'origine était inconnue (8). Lorsqu'ils
publièrent leur découverte, ils étaient déjà
certains d'avoir vu autre chose qu'une poche
locale de radiation: le rayonnement présentait
fondamentalement la même intensité et le même
spectre dans toutes les directions du ciel.
En fait, les modèles du Big Bang avaient
prédit l'existence de ce type de rayonnement
bien avant qu'il ne soit découvert. Et il
serait impossible de l'expliquer dans le cadre
d'un Univers stationnaire. La quantité totale
d'énergie du rayonnement micrométrique de fond
n'est pas gigantesque, et pourrait être
produite par les étoiles et les galaxies. Mais
pour que ce rayonnement présente un spectre de
corps noir et soit quasiment à la même
température partout dans l'Univers, il doit
avoir interagi avec de la matière très dense
et thermiquement homogène. Ce qui est aisé à
réaliser dans l'Univers primitif, mais
complètement impossible dans tout autre cas de
figure. George Gamow lui-même n'était peutêtre pas tout à fait convaincu: le rayonnement
découvert par Penzias et Wilson était-il
vraiment celui qu'il avait prédit? Au début de
1967, il posa textuellement la question
409, 1925.
(5) E. P. Hubble,
Proc. Natl. Acad.
Sci. USA, 15, 168,
1929.
(6) R. A. Alpher, H.
A. Bethe (in
abstentia), G.
Gamow, Phys. Rev.,
73, 803, 1948 (c'est
un article célèbre:
le premier consacré
au thème des
origines de
l'Univers). R. A.
Alpher, R. Herman,
Phys. Rev., 75,
1092, 1949.
(7) H. Bondi, T.
Gold, Month. Not.
Roy. Astronom.
Society, 108, 252,
1948; F. Hoyle,
ibid., p. 372.
(8) A. Penzias, R.
E. Wilson,
Astrophys. J., 142,
240, 1965.
1967, il posa textuellement la question
suivante au cours d'une conférence: "Bon, j'ai
perdu une pièce de cinq francs, et vous en
avez trouvé une. Qui peut dire si c'est la
même?" Mais cette pièce trouvée par Penzias et
Wilson n'était pas quelconque. Frappée au coin
de la loi de rayonnement d'un corps noir à 5
kelvins, ce ne pouvait être que celle perdue
par George Gamow deux décennies plus tôt. Il
est bien triste que celui-ci soit mort l'année
suivante, avant d'avoir pu s'en persuader.
Vers 1965, à un ou deux ans près, presque
toute la communauté des astronomes s'était
ralliée à un modèle d'Univers décrit par une
des solutions des équations de la relativité
générale et qui serait passé par un stade
chaud et dense (le Big Bang) il y a 10 à 20
milliards d'années. On pouvait désormais
s'intéresser aux divers sujets traités dans
les autres articles du présent numéro, comme
la distribution des galaxies dans l'espace, la
nature de la matière sombre ou encore les
hypothétiques événements antérieurs au stade
initial chaud et dense.
Pour en savoir plus
M. J. Crowe, Modern theories of the Universe
from Herschel to Hubble, Dover Publications,
1994.
H. Kraghe, Cosmology and controversy: the
historical development of two theories of the
Universe, Princeton University Press, 1996.
G. E. Christianson, E. Hubble: Mariner of the
Universe, Farrar, Strauss, 1995.
A. Friedmann, G. Lemaître, Essais de
cosmologie, précédé de L'invention du Big Bang
par J. P. Luminet, Seuil, 1997.