Surprise: la constante de Hubble est en fait inconstante

Une partie de l'image d'observation du champ profond Hubble eXtreme en combinaison UV, lumière visible et infrarouge est le regard le plus profond dans l'Univers que nous avons pris. Les différentes galaxies visibles ici sont à des distances différentes et ont des décalages vers le rouge différents, ce qui nous permet de dériver la loi de Hubble.

L'univers est immense, et pendant des milliards d'années-lumière dans toutes les directions rempli d'étoiles et de galaxies. Depuis le Big Bang, la lumière voyage, s'écartant de toutes les sources qui l'ont créée, et une très petite partie de cette lumière atteint nos yeux. Mais la lumière ne se déplace pas seulement à travers l'espace depuis le point d'émission jusqu'à l'endroit où nous sommes aujourd'hui; en plus de cela, le tissu même de l'espace se dilate.

Plus la galaxie est éloignée de nous, plus l'espace entre nous s'étend - et se déplace vers la partie rouge du spectre - la lumière qui finira par arriver à nos yeux. En regardant des distances toujours plus grandes, nous voyons une augmentation du décalage vers le rouge. Si nous traçons comment la vitesse apparente de retrait dépend de la distance, nous obtenons une belle relation simple: la loi de Hubble . Mais la pente de cette ligne, la constante de Hubble, n'est en fait pas du tout constante. Et c'est l'une des idées fausses les plus puissantes de toute l'astronomie.


Dépendance du redshift à la distance pour les galaxies éloignées. Les points qui ne tombent pas sur la ligne sont biaisés en raison de la différence de vitesses particulières , mais ils ne s'écartent que légèrement de l'image globale observée. Les données initiales, obtenues par Edwin Hubble lui-même, et utilisées pour la première fois pour démontrer l'expansion de l'Univers, s'inscrivent dans un petit rectangle rouge dans le coin inférieur gauche.

Nous comprenons l'expansion de l'Univers de deux manières: théoriquement et par l'observation. En observant l'univers, nous voyons plusieurs faits importants liés à l'expansion:

• L'univers se dilate à une vitesse dans toutes les directions.
• Plus la galaxie est éloignée, plus elle s'éloigne rapidement de nous.
• Tout cela n'est vrai qu'en moyenne.

Dans les galaxies individuelles, il existe une grande dispersion des vitesses réelles, due aux interactions gravitationnelles avec toute la matière de l'Univers.


Une section bidimensionnelle des parties de l'Univers les plus proches de nous dont la densité est supérieure (rouge) et inférieure (bleu / noir) de la valeur moyenne. Les lignes et les flèches montrent les directions de vitesses particulières, mais cette image entière est incluse dans le tissu de l'espace en expansion.

Mais ce problème n'est pas insurmontable. Il y a plus de quelques galaxies dans l'Univers dont nous pouvons mesurer la distance et le décalage vers le rouge; nous avons pris de telles mesures littéralement pour des millions de galaxies. Nous pouvons regrouper un grand nombre de galaxies afin que chaque groupe soit à une certaine distance moyenne de nous, et nous pourrions calculer leur décalage vers le rouge moyen. Après cette procédure, nous trouvons une relation simple qui définit la loi de Hubble.

Mais voici la surprise. Si vous regardez des distances suffisamment grandes, il devient clair que le taux d'expansion n'obéit plus à une loi simple et commence à s'arrondir.


La dépendance du taux d'expansion visible (axe y) de la distance (axe x) correspond au fait que l'Univers s'est développé plus rapidement dans le passé, mais il se développe aujourd'hui. Il s'agit d'une version moderne (2014) du travail de Hubble, s'étalant sur des distances des milliers de fois plus grandes. Notez que les points ne forment pas une ligne droite, ce qui signifie que le taux d'expansion change avec le temps.

En utilisant le terme «constante de Hubble», nous entendons la pente de cette ligne. Si ce n'est pas une ligne - c'est-à-dire si sa pente change - cela suggère que le taux d'expansion de Hubble de l'Univers n'est pas constant! Nous l'appelons la constante de Hubble parce que l'Univers se dilate à la même vitesse en tout point: la constante de Hubble est constante dans l'espace.

Mais le taux d'expansion et la valeur de la constante de Hubble changent avec le temps. Ce n'est pas un mystère, mais ce à quoi il fallait s'attendre. Pour comprendre cela, regardons-le sous un angle différent: théorique.


Ethan Siegel sur le fond de l'hyperstring de l'American Astronomical Society en 2017, avec la première équation de Friedman, à droite.
#MonEquation favorite
La première équation de Friedman prédit le taux d'expansion de l'univers en fonction de son contenu

La première équation de Friedman est obtenue avec nous si nous commençons avec un univers uniformément rempli de matière, de rayonnement et de toutes les autres formes d'énergie. Les seules hypothèses utilisées ici sont que l'Univers est isotrope (le même dans toutes les directions), homogène (a la même densité partout) et obéit à la théorie générale de la relativité. En acceptant cela, vous obtenez la relation de la magnitude de H, de la vitesse de Hubble (à gauche) et des différentes formes de matière et d'énergie de l'Univers (à droite):


Première équation de Friedman, telle qu'elle est généralement écrite aujourd'hui. La partie gauche détermine la vitesse d'expansion et l'évolution de l'espace-temps, et la partie droite comprend toutes les différentes formes de matière et d'énergie, ainsi que la courbure spatiale

Fait intéressant, avec l'expansion de l'Univers, les densités de matière, de rayonnement et d'énergie peuvent changer. Par exemple, avec l'expansion de l'Univers, son volume augmente, mais le nombre total de particules reste inchangé. Cela signifie que dans un univers en expansion:

• la densité de matière chute en tant que ^-3 ,
• la densité de rayonnement diminue, comme un ^-4 ,
• la densité de l'énergie sombre reste constante et évolue en ⁰ ,

où a est le facteur d'échelle (distance ou rayon) de l'Univers. Au fil du temps, un grandit et les différentes composantes de l'univers deviennent plus ou moins importantes les unes par rapport aux autres.


Comme la matière (ci-dessus), le rayonnement (au milieu) et la constante cosmologique (ci-dessous) se développent avec le temps dans un univers en expansion

Un univers avec une densité d'énergie plus élevée se développe plus rapidement. Inversement, un univers avec une densité d'énergie plus faible se dilate plus lentement. Avec l'âge, l'Univers se dilate: avec l'expansion, la matière et le rayonnement deviennent moins denses; avec une densité décroissante, le taux d'expansion diminue également. À tout moment, le taux d'expansion détermine la valeur de la constante de Hubble. Dans un passé lointain, le taux d'expansion était beaucoup plus élevé, mais il est aujourd'hui le plus lent.


Divers composants et contributions à la densité d'énergie de l'Univers et périodes de leur domination. Si des cordes cosmiques ou des murs de domaine existaient en quantité significative, ils contribueraient de manière significative à l'expansion de l'Univers. Il peut même y avoir d'autres composants de l'Univers que nous ne voyons plus, ou qui sont sur le point de faire leurs preuves! À ce jour, l'énergie sombre domine, la matière est assez importante et le rayonnement peut être négligé.

Alors pourquoi les galaxies très éloignées sont-elles soumises à cette relation simple? Parce que toute la lumière qui vient à nos yeux, de la lumière émise par une galaxie voisine à la lumière émise par une galaxie située à des milliards d'années-lumière de nous, atteint 13,8 milliards d'années au moment où nous nous en approchons. Au moment où la lumière est venue, tout dans l'Univers avait vécu le même Univers en constante évolution que nous. La constante de Hubble dans le passé, lorsque la majeure partie de la lumière était émise, était plus élevée, mais il a fallu des milliards d'années pour apporter cette lumière à nos yeux.


La lumière peut être émise avec différentes longueurs d'onde, mais l'expansion de l'univers l'étirera en cours de route. La lumière émise par la galaxie il y a 13,4 milliards d'années en lumière ultraviolette sera déplacée dans la gamme infrarouge.

Au fil du temps, l'Univers s'est élargi, ce qui signifie que la longueur d'onde de la lumière a augmenté. L'énergie noire n'est devenue très importante qu'au cours des 6 derniers milliards d'années, et nous avons atteint le point où elle devient assez rapidement la seule composante de l'Univers qui affecte la vitesse de son expansion. Si nous devions revenir à une époque où l'Univers était deux fois plus jeune, le taux d'expansion serait 80% plus élevé qu'aujourd'hui. Et lorsque l'univers représentait 10% de l'âge actuel, le taux d'expansion était 17 fois plus élevé qu'aujourd'hui.

Lorsque l'univers deviendra dix fois plus âgé qu'aujourd'hui, son taux d'expansion sera de 18% d'aujourd'hui.


Le bleu a ombragé l'éventail des incertitudes possibles sur la façon dont la densité de l'énergie sombre peut dévier dans le passé et le futur. Les données indiquent la présence d'une véritable «constante» cosmologique, mais jusqu'à présent, personne n'a rejeté d'autres possibilités. Malheureusement, la conversion de la matière en rayonnement ne peut pas être candidate à l'énergie sombre; à la suite de cela, ce qui se comportait auparavant comme la matière se comporte simplement comme le rayonnement.

Tout cela à cause de la présence d'énergie sombre, se comportant comme une constante cosmologique. Dans un avenir lointain, la matière et le rayonnement deviendront relativement peu importants par rapport à l'énergie sombre, ce qui signifie que la densité d'énergie de l'Univers restera constante. Dans ces conditions, le taux d'expansion atteindra une valeur stable et finie, et le restera. Dans un avenir lointain, la constante de Hubble deviendra constante non seulement dans l'espace, mais aussi dans le temps.

Dans un avenir lointain, en mesurant la vitesse et la distance à tous les objets visibles, nous obtenons partout la même pente de cette ligne. Hubble Constant deviendra vraiment constant.


L'importance relative des différentes composantes de l'énergie de l'univers à différents moments du passé. Lorsque l'énergie sombre approchera de 100% à l'avenir, la densité d'énergie de l'Univers restera constante sur une période de temps arbitrairement grande.

Si les astronomes traitent les mots avec plus de précision, ils appelleraient H le paramètre Hubble et non la constante Hubble, car il change avec le temps. Mais pendant plusieurs générations consécutives, nous avons pu mesurer des distances relativement courtes et H semblait constant, nous ne l'avons donc pas renommé. Il suffit de préciser que H est une fonction du temps, et c'est seulement aujourd'hui - quand nous l'appelons H ₀ - qu'il est constant. En fait, le paramètre Hubble change avec le temps et ne reste constant que dans tout l'espace. Mais si nous vivions dans un avenir lointain, nous verrions que H à un moment donné cesse de changer. Aujourd'hui, nous pouvons soigneusement séparer les valeurs constantes réelles et celles qui changent au fil du temps, mais dans un avenir lointain, grâce à l'énergie sombre, cette différence ne sera plus.