A quelle vitesse la galaxie s'étend-elle ? Expansion de l'univers

Il y a à peine cent ans, les scientifiques ont découvert que la taille de notre Univers augmentait rapidement.

Il y a à peine cent ans, les idées sur l’Univers étaient basées sur la mécanique newtonienne et la géométrie euclidienne. Même quelques scientifiques, comme Lobatchevski et Gauss, qui admettaient (seulement à titre d'hypothèse !) la réalité physique de la géométrie non euclidienne, considéraient l'espace extra-atmosphérique comme éternel et immuable.

En 1870, le mathématicien anglais William Clifford est parvenu à l'idée très profonde que l'espace peut être courbé, et de manière inégale. différents points, et que sa courbure peut changer avec le temps. Il a même admis que de tels changements étaient liés d’une manière ou d’une autre au mouvement de la matière. Plusieurs années plus tard, ces deux idées ont constitué la base théorie générale relativité. Clifford lui-même n'a pas vécu assez longtemps pour voir cela - il est mort de tuberculose à l'âge de 34 ans, 11 jours avant la naissance d'Albert Einstein.

Redshift

Les premières informations sur l’expansion de l’Univers ont été fournies par l’astrospectrographie. En 1886, l’astronome anglais William Huggins remarqua que les longueurs d’onde de la lumière des étoiles étaient légèrement décalées par rapport aux spectres terrestres des mêmes éléments. Basé sur la formule de la version optique de l'effet Doppler, dérivée en 1848 physicien français Armand Fizeau, on sait calculer la vitesse radiale d'une étoile. De telles observations permettent de suivre le mouvement d'un objet spatial.

Il y a à peine cent ans, les idées sur l’Univers reposaient sur la mécanique newtonienne et la géométrie euclidienne. Même quelques scientifiques, comme Lobatchevski et Gauss, qui assumaient (seulement à titre d’hypothèse !) la réalité physique de la géométrie non euclidienne, considéraient l’espace extra-atmosphérique comme éternel et immuable. En raison de l’expansion de l’Univers, il n’est pas facile de juger de la distance aux galaxies lointaines. La lumière arrivée 13 milliards d’années plus tard de la galaxie A1689-zD1, située à 3,35 milliards d’années-lumière (A), « rougit » et s’affaiblit à mesure qu’elle voyage dans l’espace en expansion, et la galaxie elle-même s’éloigne (B). Il transportera des informations sur la distance au redshift (13 milliards d'années-lumière), en taille angulaire(3,5 milliards d'années-lumière), en intensité (263 milliards d'années-lumière), tandis que distance réelle est de 30 milliards St. années.

Un quart de siècle plus tard, cette opportunité fut utilisée d'une manière nouvelle par Vesto Slifer, un employé de l'observatoire de Flagstaff, en Arizona, qui, depuis 1912, étudiait les spectres des nébuleuses spirales avec un télescope de 24 pouces doté d'un bon spectrographe. Pour obtenir une image de haute qualité, la même plaque photographique a été exposée pendant plusieurs nuits, le projet a donc avancé lentement. De septembre à décembre 1913, Slipher étudia la nébuleuse d'Andromède et, grâce à la formule Doppler-Fizeau, arriva à la conclusion qu'elle se rapprochait de la Terre de 300 km chaque seconde.

En 1917, il publia des données sur les vitesses radiales de 25 nébuleuses, qui montraient d'importantes asymétries dans leurs directions. Seules quatre nébuleuses se sont approchées du Soleil, les autres se sont enfuies (et certaines très rapidement).

Slifer n'a pas recherché la gloire et n'a pas fait la promotion de ses résultats. Par conséquent, ils ne sont devenus connus dans les cercles astronomiques que lorsque le célèbre astrophysicien britannique Arthur Eddington a attiré l'attention sur eux.

En 1924, il publie une monographie sur la théorie de la relativité, qui comprend une liste des vitesses radiales de 41 nébuleuses trouvées par Slipher. Les quatre mêmes nébuleuses décalées vers le bleu y étaient présentes, tandis que les 37 autres avaient des raies spectrales décalées vers le rouge. Leurs vitesses radiales variaient entre 150 et 1 800 km/s et étaient en moyenne 25 fois supérieures aux vitesses connues des étoiles de la Voie lactée à cette époque. Cela suggère que les nébuleuses participent à des mouvements différents de ceux des luminaires « classiques ».

Îles spatiales

Au début des années 1920, la plupart des astronomes pensaient que les nébuleuses spirales étaient situées à la périphérie de la Voie lactée et qu’au-delà, il n’y avait rien d’autre qu’un espace vide et sombre. Certes, au XVIIIe siècle, certains scientifiques ont vu des amas d'étoiles géants dans des nébuleuses (Emmanuel Kant les appelait des univers insulaires). Cependant, cette hypothèse n'était pas populaire, car il était impossible de déterminer de manière fiable les distances aux nébuleuses.

Ce problème a été résolu par Edwin Hubble, en travaillant sur le télescope à réflexion de 100 pouces de l'observatoire du mont Wilson en Californie. En 1923-1924, il découvre que la nébuleuse d'Andromède est constituée de nombreux objets lumineux, dont des étoiles variables de la famille des Céphéides. On savait déjà à l'époque que la période de changement de leur luminosité apparente est liée à la luminosité absolue et que les Céphéides conviennent donc pour calibrer les distances cosmiques. Avec leur aide, Hubble a estimé la distance jusqu'à Andromède à 285 000 parsecs (selon les données modernes, elle est de 800 000 parsecs). On estimait alors que le diamètre de la Voie lactée était d'environ 100 000 parsecs (en réalité il est trois fois plus petit). Il s’ensuit qu’Andromède et la Voie Lactée doivent être considérées comme des amas d’étoiles indépendants. Hubble a rapidement identifié deux autres galaxies indépendantes, ce qui a finalement confirmé l'hypothèse des « univers insulaires ».

En toute honnêteté, il convient de noter que deux ans avant Hubble, la distance jusqu'à Andromède avait été calculée par l'astronome estonien Ernst Opik, dont le résultat - 450 000 parsecs - était plus proche du bon. Cependant, il a utilisé un certain nombre de considérations théoriques qui n'étaient pas aussi convaincantes que les observations directes de Hubble.

Vers 1926 Hubble a mené une analyse statistique des observations de quatre cents « nébuleuses extragalactiques » (il a longtemps utilisé ce terme, évitant de les appeler galaxies) et a proposé une formule pour relier la distance à une nébuleuse avec sa luminosité apparente. Malgré les énormes erreurs de cette méthode, de nouvelles données ont confirmé que les nébuleuses sont réparties plus ou moins uniformément dans l'espace et sont situées bien au-delà des limites de la Voie Lactée. Il ne fait désormais plus aucun doute que l’espace ne se limite pas à notre Galaxie et à ses plus proches voisins.

Créateurs de mode spatiale

Eddington s'est intéressé aux résultats de Slipher avant même que la nature des nébuleuses spirales ne soit finalement clarifiée. À cette époque, il existait déjà un modèle cosmologique qui, dans un certain sens, prédisait l’effet identifié par Slipher. Eddington y a beaucoup réfléchi et, bien sûr, n'a pas manqué l'occasion de donner aux observations de l'astronome de l'Arizona une consonance cosmologique.

La cosmologie théorique moderne a débuté en 1917 avec deux articles révolutionnaires présentant des modèles de l'univers basés sur la relativité générale. L'un d'eux a été écrit par Einstein lui-même, l'autre par l'astronome néerlandais Willem de Sitter.

Les lois de Hubble

Edwin Hubble a découvert empiriquement la proportionnalité approximative des redshifts et des distances galactiques, qu'il a transformée en une proportionnalité entre vitesses et distances à l'aide de la formule Doppler-Fizeau. Nous avons donc affaire ici à deux modèles différents.
Hubble ne savait pas comment ils étaient liés les uns aux autres, mais que dit la science actuelle à ce sujet ?
Comme Lemaître l’a également montré, la corrélation linéaire entre les redshifts cosmologiques (causés par l’expansion de l’Univers) et les distances n’est en aucun cas absolue. En pratique, elle n'est bien observée que pour des déplacements inférieurs à 0,1. Ainsi, la loi empirique de Hubble n'est pas exacte, mais approximative, et la formule Doppler-Fizeau n'est valable que pour de petits déplacements du spectre.
Mais loi théorique, qui relie la vitesse radiale des objets distants à la distance qui les sépare (avec un coefficient de proportionnalité sous la forme du paramètre Hubble V=Hd), est valable pour tout redshift. Cependant, la vitesse V qui y apparaît n'est pas du tout la vitesse des signaux physiques ou des corps réels dans l'espace physique. Il s’agit du taux d’augmentation des distances entre les galaxies et les amas de galaxies, provoqué par l’expansion de l’Univers. Nous ne pourrions le mesurer que si nous étions capables d'arrêter l'expansion de l'Univers, d'étirer instantanément des rubans à mesurer entre les galaxies, de lire les distances qui les séparent et de les diviser en intervalles de temps entre les mesures. Naturellement, les lois de la physique ne le permettent pas. Par conséquent, les cosmologistes préfèrent utiliser le paramètre H de Hubble dans une autre formule, qui inclut le facteur d'échelle de l'Univers, qui décrit précisément le degré de son expansion à différentes époques cosmiques (puisque ce paramètre change avec le temps, son sens moderne désigne H0). L’Univers s’étend désormais à un rythme accéléré, de sorte que la valeur du paramètre Hubble augmente.
En mesurant les redshifts cosmologiques, nous obtenons des informations sur le degré d’expansion de l’espace. La lumière de la galaxie, qui nous est parvenue avec un redshift cosmologique z, l'a quittée alors que toutes les distances cosmologiques étaient 1+z fois plus petites qu'à notre époque. Déplacez-vous dans cette galaxie Informations Complémentaires, comme sa distance actuelle ou sa vitesse d'éloignement de la Voie Lactée, n'est possible qu'à l'aide d'un modèle cosmologique spécifique. Par exemple, dans le modèle d'Einstein-de Sitter, une galaxie avec z = 5 s'éloigne de nous à une vitesse égale à 1,1 s (la vitesse de la lumière). Mais si vous faites une erreur courante et égalisez simplement V/c et z, alors cette vitesse s'avérera cinq fois supérieure à la vitesse de la lumière. L’écart, comme nous le voyons, est grave.
Dépendance de la vitesse des objets distants sur le redshift selon STR, GTR (dépend du modèle et de l'heure, la courbe montre l'heure actuelle et le modèle actuel). Aux petits déplacements, la dépendance est linéaire.

Einstein, dans l'air du temps, croyait que l'Univers dans son ensemble était statique (il a essayé de le rendre également infini dans l'espace, mais n'a pas pu trouver les conditions aux limites correctes pour ses équations). En conséquence, il a construit un modèle d'univers fermé, dont l'espace a une courbure positive constante (et donc un rayon fini constant). Le temps dans cet Univers, au contraire, s'écoule de manière newtonienne, dans une direction et à la même vitesse. L'espace-temps de ce modèle est courbé en raison de la composante spatiale, tandis que la composante temporelle n'est en aucune façon déformée. La nature statique de ce monde fournit un « insert » spécial dans l’équation de base, qui empêche l’effondrement gravitationnel et agit ainsi comme un champ anti-gravitationnel omniprésent. Son intensité est proportionnelle à une constante spéciale, qu'Einstein a appelée universelle (maintenant appelée constante cosmologique).

Le modèle cosmologique de l'expansion de l'Univers proposé par Lemaître était très en avance sur son temps. L'univers de Lemaître commence avec grand coup, après quoi l'expansion ralentit d'abord puis commence à s'accélérer.

Le modèle d'Einstein a permis de calculer la taille de l'Univers, quantité totale matière et même la valeur de la constante cosmologique. Pour ce faire, nous n’avons besoin que de la densité moyenne de matière cosmique, qui, en principe, peut être déterminée à partir d’observations. Ce n'est pas un hasard si Eddington admirait ce modèle et l'avait utilisé dans la pratique par Hubble. Cependant, il est gâché par l'instabilité, qu'Einstein n'a tout simplement pas remarquée : au moindre écart du rayon par rapport à la valeur d'équilibre, le monde d'Einstein soit s'agrandit, soit subit une expansion. effondrement gravitationnel. Ce modèle n’a donc aucun rapport avec l’Univers réel.

Monde vide

De Sitter a également construit, comme il le croyait lui-même, un monde statique de courbure constante, mais pas positive, mais négative. Il contient la constante cosmologique d’Einstein, mais est totalement dépourvu de matière. Lorsque des particules tests de masse arbitrairement petite sont introduites, elles se dispersent et vont à l’infini. De plus, le temps s'écoule plus lentement à la périphérie de l'univers de De Sitter qu'en son centre. De ce fait, les ondes lumineuses provenant de grandes distances arrivent avec un décalage vers le rouge, même si leur source est stationnaire par rapport à l'observateur. Ainsi, dans les années 1920, Eddington et d’autres astronomes se demandaient si le modèle de de Sitter avait quelque chose en commun avec la réalité reflétée dans les observations de Slipher.

Ces soupçons se sont confirmés, quoique de manière différente. La nature statique de l'univers de De Sitter s'est avérée imaginaire, puisqu'elle était associée à un choix infructueux du système de coordonnées. Après avoir corrigé cette erreur, l’espace de Sitter s’est avéré plat, euclidien, mais non statique. Grâce à la constante cosmologique antigravitationnelle, il se dilate tout en conservant une courbure nulle. En raison de cette expansion, les longueurs d'onde des photons augmentent, ce qui entraîne le déplacement des raies spectrales prédit par de Sitter. Il convient de noter que c’est ainsi que s’explique aujourd’hui le redshift cosmologique des galaxies lointaines.

Des statistiques à la dynamique

Histoire ouvertement non statique théories cosmologiques commence par deux articles du physicien soviétique Alexander Friedman, publiés dans la revue allemande Zeitschrift fur Physik en 1922 et 1924. Friedman a calculé des modèles d'univers avec une courbure positive et négative variable dans le temps, qui sont devenus le fonds d'or de la cosmologie théorique. Cependant, les contemporains n’ont guère remarqué ces travaux (Einstein a même d’abord considéré le premier article de Friedman comme mathématiquement erroné). Friedman lui-même croyait que l'astronomie ne disposait pas encore d'un arsenal d'observations permettant de décider lequel des modèles cosmologiques était le plus cohérent avec la réalité, et se limitait donc aux mathématiques pures. Peut-être qu'il aurait agi différemment s'il avait lu les résultats de Slifer, mais cela ne s'est pas produit.

Le plus grand cosmologiste de la première moitié du XXe siècle, Georges Lemaître, pensait différemment. Chez lui, en Belgique, il soutient sa thèse de mathématiques, puis, au milieu des années 1920, il étudie l'astronomie - à Cambridge sous la direction d'Eddington et à l'Observatoire de Harvard sous la direction de Harlow Shapley (aux États-Unis, où il prépare une deuxième thèse au MIT, il a rencontré Slifer et Hubble). Dès 1925, Lemaître fut le premier à montrer que la nature statique du modèle de de Sitter était imaginaire. À son retour dans son pays natal en tant que professeur à l'Université de Louvain, Lemaitre a construit le premier modèle d'un univers en expansion avec une base astronomique claire. Sans exagération, ces travaux constituent une avancée révolutionnaire dans la science spatiale.

Révolution universelle

Dans son modèle, Lemaître préserve la constante cosmologique avec la formule d'Einstein valeur numérique. Par conséquent, son univers commence dans un état statique, mais au fil du temps, en raison des fluctuations, il s'engage sur la voie d'une expansion constante à un rythme croissant. A ce stade, il conserve une courbure positive, qui diminue à mesure que le rayon augmente. Lemaître a inclus dans son univers non seulement la matière, mais aussi le rayonnement électromagnétique. Ni Einstein, ni de Sitter, dont Lemaître connaissait l'œuvre, ni Friedman, dont il ne savait rien à l'époque, ne l'ont fait.

Coordonnées associées

Dans les calculs cosmologiques, il est pratique d'utiliser le systèmes de coordonnées, qui se développent à l’unisson avec l’expansion de l’Univers. Dans un modèle idéalisé, où les galaxies et les amas de galaxies ne participent à aucun mouvement propre, les coordonnées qui les accompagnent ne changent pas. Mais la distance entre deux objets est à l'heure actuelle le temps est égal à leur distance constante en coordonnées associées, multipliée par la valeur du facteur d'échelle pour ce moment. Cette situation peut être facilement illustrée sur un globe gonflable : la latitude et la longitude de chaque point ne changent pas, et la distance entre n'importe quelle paire de points augmente avec l'augmentation du rayon.
L’utilisation de coordonnées comobiles nous aide à comprendre les profondes différences entre la cosmologie d’un univers en expansion, la relativité restreinte et la physique newtonienne. Ainsi, dans la mécanique newtonienne, tous les mouvements sont relatifs et l'immobilité absolue n'a pas d'importance. signification physique. Au contraire, en cosmologie, l'immobilité dans les coordonnées mobiles est absolue et, en principe, peut être confirmée par des observations. Théorie spéciale la relativité décrit des processus dans l'espace-temps, à partir desquels il est possible d'utiliser les transformations de Lorentz nombre infini moyens d’isoler les composantes spatiales et temporelles. L’espace-temps cosmologique, au contraire, se décompose naturellement en un espace incurvé en expansion et en un seul temps cosmique. Dans ce cas, la vitesse de retrait des galaxies lointaines peut être plusieurs fois supérieure à la vitesse de la lumière.

Lemaître, de retour aux États-Unis, a suggéré que les redshifts des galaxies lointaines sont dus à l'expansion de l'espace, qui « étend » les ondes lumineuses. Il l’a maintenant prouvé mathématiquement. Il a également démontré que les petits redshifts (des unités beaucoup plus petites) sont proportionnels aux distances jusqu'à la source de lumière, et que le coefficient de proportionnalité ne dépend que du temps et contient des informations sur le taux d'expansion actuel de l'Univers. Puisque la formule Doppler-Fizeau impliquait que la vitesse radiale d'une galaxie est proportionnelle à son redshift, Lemaître arrive à la conclusion que cette vitesse est également proportionnelle à sa distance. Après avoir analysé les vitesses et distances de 42 galaxies de la liste de Hubble et pris en compte la vitesse intragalactique du Soleil, il a établi les valeurs des coefficients de proportionnalité.

Un travail méconnu

Lemaître publie son ouvrage en 1927 sur Français dans la revue peu lue « Annales des société scientifique" On pense que c’est la principale raison pour laquelle elle est passée pratiquement inaperçue (même auprès de son professeur Eddington). Certes, à l’automne de la même année, Lemaître a pu discuter de ses découvertes avec Einstein et a appris de lui les résultats de Friedman. Le créateur de la Relativité Générale n’avait aucune objection technique, mais il ne croyait absolument pas à la réalité physique du modèle de Lemeter (tout comme il n’avait pas accepté auparavant les conclusions de Friedman).

Graphiques Hubble

Pendant ce temps, à la fin des années 1920, Hubble et Humason ont découvert une corrélation linéaire entre les distances de 24 galaxies et leurs vitesses radiales, calculée (principalement par Slipher) à partir des redshifts. Hubble en conclut que la vitesse radiale d'une galaxie est directement proportionnelle à sa distance. Le coefficient de cette proportionnalité est désormais noté H0 et s'appelle le paramètre de Hubble (selon les dernières données, il dépasse légèrement 70 (km/s)/mégaparsec).

Article Hubble avec graphique dépendance linéaire entre les vitesses et les distances galactiques a été publié au début de 1929. Un an plus tôt, le jeune mathématicien américain Howard Robertson, à la suite de Lemaitre, dérivait cette dépendance du modèle d'un Univers en expansion, que Hubble connaissait peut-être. Cependant, son célèbre article ne mentionnait ce modèle ni directement ni indirectement. Hubble a ensuite exprimé des doutes sur le fait que les vitesses apparaissant dans sa formule décrivent réellement les mouvements des galaxies dans espace extra-atmosphérique, cependant, s'est toujours abstenu de leur interprétation spécifique. Il a vu le sens de sa découverte dans la démonstration de la proportionnalité des distances galactiques et des redshifts, laissant le reste aux théoriciens. Par conséquent, avec tout le respect que je dois à Hubble, il n'y a aucune raison de le considérer comme le découvreur de l'expansion de l'Univers.

Et pourtant, il s'agrandit !

Néanmoins, Hubble a ouvert la voie à la reconnaissance de l'expansion de l'Univers et du modèle de Lemaître. Déjà en 1930, des maîtres de la cosmologie comme Eddington et de Sitter lui rendaient hommage ; Un peu plus tard, les scientifiques ont remarqué et apprécié le travail de Friedman. En 1931, à l'instigation d'Eddington, Lemaitre traduit son article en anglais (avec de petites coupures) pour le Monthly News of the Royal Astronomical Society. La même année, Einstein souscrivit aux conclusions de Lemaitre et, un an plus tard, avec de Sitter, il construisit un modèle de l’Univers en expansion avec espace plat et le temps déformé. Ce modèle, en raison de sa simplicité, est depuis longtemps très populaire parmi les cosmologistes.

Dans la même année 1931, Lemaître publie une brève (et sans aucune mathématique) description d'un autre modèle de l'Univers, qui combinait cosmologie et mécanique quantique. Dans ce modèle, le moment initial est l’explosion de l’atome primaire (Lemaitre l’appelait aussi quantique), qui a donné naissance à la fois à l’espace et au temps. Puisque la gravité ralentit l’expansion de l’Univers nouveau-né, sa vitesse diminue – peut-être presque jusqu’à zéro. Lemaître a ensuite introduit une constante cosmologique dans son modèle, ce qui a forcé l'Univers à entrer dans un régime stable d'expansion accélérée. Il a donc anticipé à la fois l'idée du Big Bang et celle du moderne modèles cosmologiques, en tenant compte de la présence d'énergie sombre. Et en 1933, il identifia la constante cosmologique à la densité énergétique du vide, à laquelle personne n'avait jamais pensé auparavant. C’est tout simplement étonnant à quel point ce scientifique, certainement digne du titre de découvreur de l’expansion de l’Univers, était en avance sur son temps !

Depuis que Hubble et Humason ont réalisé leurs travaux fondateurs, des changements significatifs ont été apportés à l'échelle de distance des galaxies. Les études d'Allan Sandage, basées principalement sur les données obtenues avec le réflecteur Hale de 200 pouces, indiquent une nature très proche de la linéaire de la relation redshift-distance. Si nous supposons que les redshifts indiquent la distance le long de la ligne de visée, alors la relation redshift-distance devient une loi fondamentale reliant la vitesse de déplacement et la distance.

À quelle vitesse l’Univers s’étend-il ?

riz. Scénarios possibles expansion de l'univers

De nombreuses observations soutiennent l’hypothèse d’un univers en expansion. Ils représentent presque certainement des galaxies que nous observons telles qu’elles étaient il y a cinq milliards d’années ou plus. Leur nombre observé par de vastes distances montre à quel point l'Univers était il y a 5 à 10 milliards d'années plus actif qu'aujourd'hui. Une autre confirmation de l'hypothèse selon laquelle une explosion cosmique colossale s'est produite il y a environ 10 milliards d'années a été obtenue grâce aux observations de Penzias et Wilson, interprétées par Dicke. À la suite de ces observations, des reliques de l’énergie initialement associée au début explosif de l’expansion ont été détectées sous la forme d’un rayonnement de fond micro-onde avec une température effective de 3 K, imprégnant l’Univers entier. Le plus précis observations modernes permettent d'enregistrer des galaxies et des quasars lointains à des distances allant jusqu'à 8 à 10 milliards d'années-lumière, soit environ 3 milliards de ps. Ces observations nous donnent l'opportunité de regarder dans le passé et de voir les objets célestes tels qu'ils étaient il y a 8 à 10 milliards d'années.

Comment s’est formée notre Galaxie ?

riz. Répartition des étoiles dans la Galaxie

Un jour, nous avons découvert que l'Univers était en expansion. Après cela, la prochaine étape scientifique consistait à déterminer le taux ou le taux de cette expansion. Plus de 80 ans ont passé, mais nous ne sommes toujours pas d’accord sur cette question. En regardant le plus grand échelle cosmique et en étudiant les signaux les plus anciens – la rémanence du Big Bang et les corrélations galactiques à grande échelle – nous avons obtenu un chiffre : 67 km/s/Mpc.

Mais en regardant les étoiles individuelles, les galaxies, les supernovae et d’autres indicateurs directs, nous obtenons un chiffre différent : 74 km/s/Mpc. Les incertitudes sont très faibles : ±1 pour le premier nombre et ±2 pour le deuxième nombre, et il reste une chance statistique de moins de 0,1 % que ces nombres puissent être rapprochés. Cette contradiction aurait dû être résolue depuis longtemps, mais elle persiste depuis la découverte de l’expansion de l’Univers.

En 1923, Edwin Hubble utilisa le plus grand télescope du monde pour rechercher de nouvelles étoiles dans d'autres galaxies. Il ne vaudrait probablement pas la peine de parler de « galaxies », car l’humanité n’était alors pas sûre des spirales célestes. En étudiant la plus grande d'entre elles - M31, aujourd'hui connue sous le nom de nébuleuse d'Andromède - il a vu la première, puis la deuxième et la troisième nova. Mais le quatrième est apparu au même endroit que le premier, et cela était impossible, car les nouveaux mettent des siècles, voire plus, à se recharger. Son nouveau est arrivé en moins d'une semaine. Inquiet, Hubble a barré le premier « N » qu’il a écrit et a écrit « VAR ! » par-dessus. Il s'est rendu compte qu'il s'agissait d'une étoile variable, et depuis lors, la physique des étoiles variables est apparue. Hubble a pu calculer la distance jusqu'à Andromède. Il a montré que c’était exactement à l’extérieur de la Voie Lactée et qu’il s’agissait évidemment d’une galaxie. C'était la plus belle observation la seule étoile dans l'histoire de l'astronomie.

Planche originale d'Edwin Hubble révélant la nature variable de l'étoile d'Andromède.

Hubble a continué son travail, observant étoiles variables dans de nombreuses galaxies spirales. Avec leur décalage raies spectrales, il a commencé à remarquer que plus la galaxie s'éloigne, plus elle s'éloigne de nous rapidement. Non seulement il a découvert cette loi, connue sous le nom de loi de Hubble, mais il a été le premier à mesurer le taux d'expansion : le paramètre de Hubble. Le nombre qu’il reçut fut cependant important. Très grand. Si grande que si c’était vrai, cela impliquerait que le Big Bang s’est produit il y a seulement deux milliards d’années. Évidemment, personne ne le croirait, puisque nous disposons de preuves géologiques selon lesquelles la Terre à elle seule a plus de quatre milliards d’années.

Image composite Hémisphère occidental La Terre a plus de 4 milliards d'années.

En 1943, l'astronome Walter Baade observa de près les étoiles variables en dehors de la Voie lactée et remarqua quelque chose d'incroyablement important : toutes les variables céphéides (le type utilisé par Hubble pour déterminer l'expansion de l'Univers) ne se comportaient pas de la même manière. Au lieu de cela, il y en avait deux différentes classes. Et soudain, il s'est avéré que la constante de Hubble n'était pas du tout aussi grande que Hubble le pensait.

Les mesures d'étoiles variables d'Andromède par Walter Baade constituèrent la preuve la plus importante de l'existence de deux populations distinctes de Céphéides et permirent de réduire le paramètre de Hubble à une valeur plus significative.

Au lieu de cela, l’Univers s’est étendu plus lentement, ce qui signifie qu’il a fallu plus de temps pour atteindre état actuel. Pour la première fois, l'Univers a dépassé la Terre en âge, et c'était un bon signe. Au fil du temps, d'autres améliorations ont été apportées et l'indice de Hubble a progressivement diminué, tandis que l'âge de l'Univers a continué d'augmenter. En fin de compte, l’âge des étoiles, même les plus anciennes, s’est noyé dans l’âge de l’univers.

Comment les estimations du paramètre Hubble ont changé au fil du temps.

L'histoire ne s'arrête pas là. Savez-vous pourquoi le télescope spatial Hubble a été nommé ainsi ? Non pas parce qu’il porte le nom d’Edwin Hubble, qui a découvert que l’Univers est en expansion. Plutôt parce que sa mission principale était de mesurer le paramètre Hubble, soit la vitesse à laquelle l’univers se dilate. Avant le lancement du télescope en 1990, deux camps défendaient des univers complètement différents : l'un sous la direction d'Allan Sandage et un univers avec un taux d'expansion de 50 km/s/Mpc et un âge de 16 milliards d'années ; l'autre sous l'impulsion de Gérard de Vaucouleurs et l'Univers avec un taux d'expansion de 100 km/s/Mpc et un âge inférieur à 10 milliards d'années. Ces deux camps estimaient que les camps opposés commettaient des erreurs systématiques dans leurs mesures et qu’il n’y avait pas de terrain d’entente. Maison objectif scientifique Le télescope spatial Hubble mesurait le taux d’expansion une fois pour toutes.

Et il y est parvenu. 72 ± 8 km/s/Mpc était le résultat final du projet. Aujourd’hui, il y a encore moins d’erreurs ou d’inexactitudes, ainsi que de tensions entre deux méthodes différentes. Si vous regardez l'Univers à ses plus grandes échelles, les fluctuations du fond diffus cosmologique et les oscillations acoustiques des baryons dans les regroupements de galaxies, vous obtenez un nombre inférieur : 67 km/s/Mpc. Ce n'est pas le résultat le plus favorable, mais des valeurs plus élevées sont tout à fait possibles.

Si vous regardez les mesures directes d'étoiles individuelles dans notre galaxie, puis les mêmes classes d'étoiles dans d'autres galaxies, puis les supernovae en plus, vous obtenez valeur plus élevée: 74 km/s/Mpc. Mais erreur systématique dans les mesures d'étoiles proches, même une erreur de quelques pour cent pourrait réduire considérablement ce nombre, même à la valeur la plus basse proposée. Alors que la mission Gaia de l'ESA continue de mesurer la parallaxe avec une précision sans précédent d'un milliard d'étoiles dans notre galaxie, cette tension pourrait se résoudre d'elle-même.

Aujourd'hui, nous connaissons assez précisément le taux d'expansion de Hubble, et deux méthodes différentes pour le récupérer semblent donner des valeurs contradictoires. À l’heure actuelle, de nombreuses mesures différentes sont prises, chaque camp essayant de donner raison et de trouver les erreurs de l’autre. Et si l'histoire nous a appris quelque chose, nous pouvons dire que, premièrement, nous apprendrons quelque chose de nouveau et d'intéressant sur la nature de notre Univers lorsque cette question sera résolue, et deuxièmement, ce débat sur le thème du taux d'expansion n'existera clairement pas en dernier lieu.

L'univers n'est pas statique. Cela a été confirmé par les recherches de l'astronome Edwin Hubble en 1929, soit il y a près de 90 ans. Cette idée lui a été suggérée par les observations du mouvement des galaxies. Une autre découverte des astrophysiciens à la fin du XXe siècle fut le calcul de l'expansion accélérée de l'Univers.

Comment s’appelle l’expansion de l’Univers ?

Certains sont surpris d’entendre les scientifiques parler de l’expansion de l’Univers. La plupart des gens associent ce nom à l’économie et aux attentes négatives.

L'inflation est le processus d'expansion de l'Univers immédiatement après son apparition, et avec une forte accélération. Traduit de l'anglais, « inflation » signifie « pomper », « gonfler ».

De nouveaux doutes sur l'existence de l'énergie noire en tant que facteur dans la théorie de l'inflation de l'Univers sont utilisés par les opposants à la théorie de l'expansion.

Les scientifiques ont ensuite proposé une carte des trous noirs. Les données initiales diffèrent de celles obtenues ultérieurement :

1. Soixante mille trous noirs avec une distance entre les plus éloignés de plus de onze millions d'années-lumière - des données datant d'il y a quatre ans.
2. Cent quatre-vingt mille galaxies avec des trous noirs à une distance de treize millions d'années-lumière. Données obtenues par des scientifiques, notamment des physiciens nucléaires russes, début 2017.

Selon les astrophysiciens, cette information ne contredit pas modèle classique Univers.

Le taux d'expansion de l'Univers est un défi pour les cosmologues

Le taux d’expansion constitue en effet un défi pour les cosmologues et les astronomes. Certes, les cosmologues ne soutiennent plus que le taux d'expansion de l'Univers n'a pas de paramètre constant ; les écarts se sont déplacés sur un autre plan - lorsque l'expansion a commencé à s'accélérer. Données sur le nomadisme dans le spectre des très lointains galaxies de supernova Le premier type prouve que l’expansion n’est pas un processus soudain.

Les scientifiques pensent que l’Univers s’est contracté au cours des cinq premiers milliards d’années.

Les premières conséquences du Big Bang ont d’abord provoqué une puissante expansion, puis une compression. Mais énergie sombre a toujours influencé la croissance de l’univers. Et avec accélération.

Des scientifiques américains ont commencé à créer une carte de la taille de l'Univers pour différentes époques pour savoir quand l'accélération a commencé. En observant les explosions de supernova, ainsi que la direction de concentration dans les galaxies anciennes, les cosmologistes ont remarqué des caractéristiques d'accélération.

Pourquoi l’Univers « accélère »

Initialement, il était entendu que les valeurs d'accélération sur la carte n'étaient pas linéaires, mais transformées en une onde sinusoïdale. On l’appelait la « vague de l’Univers ».

La vague de l'Univers suggère que l'accélération ne s'est pas produite avec vitesse constante: il a ralenti, puis accéléré. Et plusieurs fois. Les scientifiques pensent qu’il y a eu sept processus de ce type au cours des 13,81 milliards d’années qui ont suivi le Big Bang.

Cependant, les cosmologistes ne peuvent pas encore répondre à la question de savoir de quoi dépend l’accélération-décélération. Les hypothèses se résument à l’idée que le champ énergétique d’où provient l’énergie noire est subordonné à l’onde de l’Univers. Et, en passant d'une position à une autre, l'Univers soit augmente son accélération, soit la ralentit.

Malgré le caractère convaincant des arguments, ils restent encore une théorie. Les astrophysiciens espèrent que les informations du télescope orbital Planck confirmeront l'existence d'ondes dans l'Univers.

Quand l’énergie noire a-t-elle été découverte ?

Les gens ont commencé à en parler pour la première fois dans les années 90 à cause des explosions de supernova. La nature de l’énergie noire est inconnue. Bien qu'Albert Einstein ait identifié la constante cosmique dans sa théorie de la relativité.

En 1916, il y a cent ans, l’Univers était encore considéré comme immuable. Mais la force de gravité est intervenue : masses cosmiques se frapperaient invariablement si l'Univers était immobile. Einstein déclare que la gravité est due à la force répulsive cosmique.

Georges Lemaître justifiera cela par la physique. Le vide contient de l'énergie. En raison de ses vibrations, conduisant à l'apparition de particules et à leur destruction ultérieure, l'énergie acquiert une force répulsive.

Lorsque Hubble a prouvé l’expansion de l’Univers, Einstein a qualifié cela d’absurdité.

Impact de l'énergie noire

L'univers se sépare à une vitesse constante. En 1998, le monde a reçu les données d’une analyse des explosions de supernova de type 1. Il a été prouvé que l’Univers croît de plus en plus vite.

Cela se produit à cause d’une substance inconnue, elle est surnommée « énergie noire ». Il s'avère qu'il occupe près de 70 % de l'espace de l'Univers. L'essence, les propriétés et la nature de l'énergie noire n'ont pas été étudiées, mais les scientifiques tentent de savoir si elle existait dans d'autres galaxies.

En 2016, il a été calculé vitesse exacte expansion dans un avenir proche, mais une divergence est apparue : l’Univers s’étend à un rythme plus rapide que ce que les astrophysiciens pensaient auparavant. Des différends ont éclaté parmi les scientifiques sur l'existence de l'énergie noire et son influence sur le taux d'expansion des limites de l'univers.

L'expansion de l'Univers se produit sans énergie noire

Début 2017, des scientifiques ont avancé la théorie selon laquelle l’expansion de l’Univers serait indépendante de l’énergie noire. Ils expliquent l'expansion par des changements dans la structure de l'Univers.

Des scientifiques des universités de Budapest et de l'Université d'Hawaï sont arrivés à la conclusion que l'écart entre les calculs et le taux d'expansion réel est dû à des changements dans les propriétés de l'espace. Personne n'a pris en compte ce qui arrive au modèle de l'Univers lors de l'expansion.

Doutant de l'existence de l'énergie noire, les scientifiques expliquent : les plus grandes concentrations de matière dans l'Univers affectent son expansion. Dans ce cas, le contenu restant est réparti uniformément. Cependant, le fait reste inexpliqué.

Pour démontrer la validité de leurs hypothèses, les scientifiques ont proposé un modèle de mini-univers. Ils l'ont présenté sous la forme d'un ensemble de bulles et ont commencé à calculer les paramètres de croissance de chaque bulle à partir de propre vitesse, en fonction de sa masse.

Une telle modélisation de l'Univers a montré aux scientifiques qu'il peut changer sans tenir compte de l'énergie. Mais si l’on « mélange » l’énergie noire, le modèle ne changera pas, affirment les scientifiques.

En général, le débat est toujours en cours. Les partisans de l'énergie noire affirment qu'elle affecte l'expansion des limites de l'Univers ; les opposants tiennent bon, arguant que c'est la concentration de matière qui compte.

Le taux d'expansion de l'Univers maintenant

Les scientifiques sont convaincus que l’Univers a commencé à croître après le Big Bang. Puis, il y a près de quatorze milliards d’années, il s’est avéré que le taux d’expansion de l’Univers était supérieur à la vitesse de la lumière. Et cela continue de croître.

Dans le livre de Stephen Hawking et Leonard Mlodinow " Bref historique temps », il est à noter que le taux d’expansion des limites de l’Univers ne peut excéder 10 % par milliard d’années.

Pour déterminer le taux d'expansion de l'Univers, à l'été 2016 le lauréat Prix ​​Nobel Adam Riess a calculé la distance aux Céphéides pulsantes dans des galaxies proches les unes des autres. Ces données nous ont permis de calculer la vitesse. Il s’est avéré que les galaxies situées à une distance d’au moins trois millions d’années-lumière peuvent s’éloigner à une vitesse de près de 73 km/s.

Le résultat était surprenant : télescopes orbitaux, le même « Planck », ils parlaient de 69 km/s. Pourquoi une telle différence a été enregistrée, les scientifiques sont incapables de répondre : ils ne savent rien de l'origine de la matière noire, sur laquelle repose la théorie de l'expansion de l'Univers.

Rayonnement sombre

Un autre facteur dans « l’accélération » de l’Univers a été découvert par les astronomes utilisant Hubble. On pense que le rayonnement sombre est apparu au tout début de la formation de l’Univers. Ensuite, il y avait plus d’énergie dedans, sans importance.

Le rayonnement sombre a « aidé » l’énergie noire à élargir les limites de l’Univers. Selon les scientifiques, les divergences dans la détermination du taux d'accélération étaient dues à la nature inconnue de ce rayonnement.

Les futurs travaux de Hubble devraient rendre les observations plus précises.

Une énergie mystérieuse pourrait détruire l'univers

Les scientifiques envisagent ce scénario depuis plusieurs décennies, les données observatoire spatial Planck dit qu’il s’agit loin d’être de la simple spéculation. Ils ont été publiés en 2013.

"Planck" a mesuré "l'écho" du Big Bang, apparu à l'âge de l'Univers d'environ 380 000 ans, la température était de 2 700 degrés. De plus, la température a changé. « Planck » a également déterminé la « composition » de l'Univers :

• près de 5% sont des stars, poussière cosmique, gaz cosmique, galaxies ;
• près de 27 % représentent la masse de matière noire ;
• environ 70 % sont de l’énergie noire.

Le physicien Robert Caldwell a suggéré que l’énergie noire a le pouvoir de se développer. Et cette énergie va séparer l’espace-temps. La galaxie s'éloignera dans les vingt à cinquante milliards d'années à venir, estime le scientifique. Ce processus se produira avec l’expansion croissante des frontières de l’Univers. Cela arrachera la Voie Lactée à l’étoile et elle aussi se désintégrera.

L’âge de l’espace a été estimé à environ soixante millions d’années. Le Soleil deviendra une étoile naine mourante et les planètes s’en sépareront. Alors la Terre va exploser. Dans les trente prochaines minutes, l’espace va déchirer les atomes. Le résultat final sera la destruction de la structure spatio-temporelle.

Où vole la Voie Lactée ?

Les astronomes de Jérusalem sont convaincus que la Voie Lactée a gagné vitesse maximale, ce qui est supérieur au taux d’expansion de l’Univers. Les scientifiques expliquent cela par le désir de la Voie Lactée pour le « Grand Attracteur », qui est considéré comme le plus grand. C’est ainsi que la Voie Lactée quitte le désert cosmique.

Les scientifiques utilisent différentes méthodes pour mesurer le taux d’expansion de l’Univers, il n’existe donc pas de résultat unique pour ce paramètre.

Si vous regardez le ciel par une nuit claire et sans lune, le plus objets lumineux, très probablement, les planètes seront Vénus, Mars, Jupiter et Saturne. Et vous verrez également toute une dispersion d'étoiles semblables à notre Soleil, mais situées beaucoup plus loin de nous. Certaines de ces étoiles fixes se déplacent légèrement les unes par rapport aux autres lorsque la Terre se déplace autour du Soleil. Ils ne sont pas du tout immobiles ! Cela se produit parce que ces étoiles sont relativement proches de nous. En raison du mouvement de la Terre autour du Soleil, nous voyons ces étoiles plus proches sur fond d’étoiles plus lointaines. diverses dispositions. Le même effet s'observe lorsque l'on conduit une voiture, et les arbres le long de la route semblent changer de position sur le fond du paysage qui s'étend vers l'horizon (Fig. 14). Plus les arbres sont proches, plus leur mouvement apparent est visible. Ce changement de position relative est appelé parallaxe. Dans le cas des étoiles, c’est une véritable réussite pour l’humanité, car la parallaxe permet de mesurer directement la distance qui les sépare.

Riz. 14. Parallaxe stellaire.

Que vous vous déplaciez sur une route ou dans l'espace, les positions relatives des corps proches et éloignés changent à mesure que vous vous déplacez. L'ampleur de ces changements peut être utilisée pour déterminer la distance entre les corps.

Le plus étoile proche, Proxima Centauri, est à environ quatre années-lumière ou quarante millions de millions de kilomètres de nous. La plupart des autres étoiles visibles à l’œil nu se trouvent à quelques centaines d’années-lumière de nous. A titre de comparaison, il n’y a que huit minutes-lumière entre la Terre et le Soleil ! Les étoiles sont dispersées dans le ciel nocturne, mais elles sont particulièrement densément dispersées dans la bande que nous appelons Voie lactée. Dès 1750, certains astronomes suggéraient que l’apparition de la Voie lactée pouvait s’expliquer en pensant que la plupart des étoiles visibles étaient rassemblées dans une configuration en forme de disque, à l’instar de ce que nous appelons aujourd’hui les galaxies spirales. Quelques décennies plus tard seulement, l'astronome anglais William Herschel confirmait la validité de cette idée, en comptant minutieusement le nombre d'étoiles visibles au télescope dans différentes parties du ciel. Cependant, cette idée n’a été pleinement reconnue qu’au XXe siècle. Nous savons maintenant que la Voie Lactée, notre Galaxie, s'étend sur environ cent mille années-lumière d'un bout à l'autre et tourne lentement ; les étoiles dans ses bras en spirale effectuent une révolution autour du centre de la Galaxie tous les quelques centaines de millions d'années. Notre Soleil, une étoile jaune ordinaire de taille moyenne, est située au bord intérieur de l'un des bras spiraux. Nous l'avons certainement fait un long chemin depuis l'époque d'Aristote et de Ptolémée, lorsque les gens considéraient la Terre comme le centre de l'Univers.

L’image moderne de l’Univers a commencé à émerger en 1924, lorsque l’astronome américain Edwin Hubble a prouvé que la Voie lactée n’était pas la seule galaxie. Il découvrit qu'il existait de nombreux autres systèmes stellaires séparés par de vastes espaces vides. Pour le confirmer, Hubble a dû déterminer la distance entre la Terre et les autres galaxies. Mais les galaxies sont si éloignées que, contrairement aux étoiles proches, elles semblent en réalité immobiles. Incapable d'utiliser la parallaxe pour mesurer les distances des galaxies, Hubble a été contraint d'utiliser méthodes indirectes estimations de distance. Une mesure évidente de la distance d’une étoile est sa luminosité. Mais la luminosité apparente dépend non seulement de la distance à l'étoile, mais aussi de la luminosité de l'étoile, c'est-à-dire de la quantité de lumière qu'elle émet. Une étoile faible, mais proche de nous, éclipsera le luminaire lumineux d'une galaxie lointaine. Par conséquent, pour utiliser la luminosité apparente comme mesure de distance, nous devons connaître la luminosité de l’étoile.

La luminosité des étoiles proches peut être calculée à partir de leur luminosité apparente car, grâce à la parallaxe, on connaît leur distance. Hubble a noté que les étoiles proches peuvent être classées selon la nature de la lumière qu'elles émettent. Les étoiles d’une même classe ont toujours la même luminosité. Il a en outre suggéré que si nous découvrons des étoiles de ces classes dans une galaxie lointaine, elles pourraient alors se voir attribuer la même luminosité que les étoiles similaires proches de nous. Avec ces informations, il est facile de calculer la distance à la galaxie. Si les calculs effectués pour plusieurs étoiles d’une même galaxie donnent la même distance, alors nous pouvons être sûrs que notre estimation est correcte. Edwin Hubble a ainsi calculé les distances jusqu'à neuf galaxies différentes.

Aujourd'hui, nous savons que les étoiles visibles à l'œil nu constituent une part insignifiante toutes les étoiles Nous voyons environ 5 000 étoiles dans le ciel, soit seulement 0,0001 % de toutes les étoiles de notre Galaxie, la Voie Lactée. Et la Voie lactée n’est qu’une des cent milliards de galaxies pouvant être observées avec les télescopes modernes. Et chaque galaxie contient environ une centaine de milliards d'étoiles. Si une étoile était un grain de sel, toutes les étoiles visibles à l’œil nu tiendraient dans une cuillère à café, mais les étoiles de l’Univers entier formeraient une boule d’un diamètre de plus de treize kilomètres.

Les étoiles sont si éloignées de nous qu’elles ressemblent à des points lumineux. Nous ne pouvons distinguer leur taille ou leur forme. Mais, comme l'a noté Hubble, il existe de nombreux différents typesétoiles, et nous pouvons les distinguer par la couleur du rayonnement qu’elles émettent. Newton a découvert que si soleil En passant à travers un prisme triangulaire en verre, il se décomposera en ses couleurs composantes, comme un arc-en-ciel (Fig. 15). Intensité relative différentes couleurs dans le rayonnement émis par une certaine source de lumière est appelé son spectre. En focalisant un télescope sur une seule étoile ou galaxie, vous pouvez étudier le spectre de la lumière qu’elle émet.

Riz. 15. Spectre stellaire.

En analysant le spectre d’émission d’une étoile, on peut déterminer à la fois sa température et la composition de son atmosphère.

Le rayonnement d’un corps permet entre autres de juger de sa température. En 1860, le physicien allemand Gustav Kirchhoff établit que tout corps matériel, par exemple, une étoile, lorsqu'elle est chauffée, émet de la lumière ou un autre rayonnement, tout comme les charbons ardents brillent. La lueur des corps chauffés est due au mouvement thermique des atomes à l’intérieur. C’est ce qu’on appelle le rayonnement du corps noir (même si les corps chauffés eux-mêmes ne sont pas noirs). Le spectre du rayonnement du corps noir est difficile à confondre avec autre chose : il a aspect caractéristique, qui change avec la température corporelle (Fig. 16). Par conséquent, le rayonnement d’un corps chauffé est similaire aux lectures d’un thermomètre. Le spectre d'émission que nous observons diverses étoiles toujours similaire au rayonnement du corps noir, c'est une sorte de notification sur la température de l'étoile.

Riz. 16. Spectre de rayonnement du corps noir.

Tous les corps – pas seulement les étoiles – émettent des rayonnements en raison du mouvement thermique des particules microscopiques qui les constituent. La distribution de fréquence du rayonnement caractérise la température corporelle.

Si nous étudions de près la lumière des étoiles, elle nous fournira encore plus d’informations. Nous découvrirons l'absence de certaines couleurs strictement définies, et dans différentes étoiles ils seront différents. Et puisque nous savons que tout le monde élément chimique absorbe un ensemble caractéristique de couleurs, puis en comparant ces couleurs avec celles qui sont absentes dans le spectre de l'étoile, on peut déterminer avec précision quels éléments sont présents dans son atmosphère.

Dans les années 1920, lorsque les astronomes ont commencé à étudier le spectre des étoiles d'autres galaxies, ils ont découvert quelque chose de très intéressant : elles se sont révélées avoir les mêmes motifs caractéristiques de couleurs manquantes que les étoiles de notre propre galaxie, mais elles étaient toutes décalées vers l'extrémité rouge. du spectre, et dans la même proportion. Les physiciens connaissent un changement de couleur ou de fréquence sous le nom d'effet Doppler.

Nous connaissons tous la façon dont ce phénomène affecte le son. Écoutez le bruit d'une voiture qui passe. Lorsqu'elle s'approche, le son de son moteur ou de son klaxon semble plus fort, et lorsque la voiture est déjà passée et a commencé à s'éloigner, le son diminue. Une voiture de police roulant vers nous à une vitesse de cent kilomètres par heure développe environ un dixième de la vitesse du son. Le son de sa sirène est une vague alternant crêtes et creux. Rappelons que la distance entre les crêtes (ou creux) les plus proches est appelée longueur d'onde. Plus la longueur d'onde est courte, plus plus grand nombre les vibrations atteignent notre oreille chaque seconde et plus la tonalité, ou la fréquence, du son est élevée.

L'effet Doppler est dû au fait qu'une voiture qui s'approche, émettant chaque crête successive onde sonore, sera de plus en plus proche de nous, et par conséquent, les distances entre les crêtes seront plus petites que si la voiture était à l'arrêt. Cela signifie que la longueur des ondes qui nous parviennent devient plus courte et que leur fréquence devient plus élevée (Fig. 17). A l’inverse, si la voiture s’éloigne, la longueur des ondes que nous captons devient plus longue et leur fréquence diminue. Et plus la voiture se déplace vite, plus l'effet Doppler apparaît fort, ce qui permet de l'utiliser pour mesurer la vitesse.

Riz. 17. Effet Doppler.

À mesure que la source émettant des ondes se déplace vers l’observateur, la longueur d’onde diminue. Au contraire, à mesure que la source s'éloigne, elle augmente. C'est ce qu'on appelle l'effet Doppler.

La lumière et les ondes radio se comportent de la même manière. La police utilise l'effet Doppler pour déterminer la vitesse des voitures en mesurant la longueur d'onde du signal radio réfléchi par celles-ci. La lumière est constituée de vibrations, ou d'ondes, d'un champ électromagnétique. Comme nous l'avons noté au Chap. 5, la longueur d'onde de la lumière visible est extrêmement petite - de quarante à quatre-vingts millionièmes de mètre.

L'œil humain perçoit des ondes lumineuses de différentes longueurs comme des couleurs différentes, et plus grande longueur ont des ondes correspondant à l’extrémité rouge du spectre, et les plus petites appartiennent à l’extrémité bleue. Imaginez maintenant une source de lumière située à une distance constante de nous, comme une étoile, émettant des ondes lumineuses d'une certaine longueur d'onde. La longueur des ondes enregistrées sera la même que celles émises. Mais supposons maintenant que la source lumineuse commence à s'éloigner de nous. Comme pour le son, la longueur d’onde de la lumière augmentera, ce qui signifie que le spectre se déplacera vers l’extrémité rouge.

Après avoir prouvé l'existence d'autres galaxies, Hubble s'est efforcé au cours des années suivantes de déterminer leurs distances et d'observer leurs spectres. À l’époque, beaucoup pensaient que les galaxies se déplaçaient de manière aléatoire et s’attendaient à ce que le nombre de spectres décalés vers le bleu soit à peu près le même que le nombre de spectres décalés vers le rouge. Ce fut donc une surprise totale de découvrir que les spectres de la plupart des galaxies présentent un décalage vers le rouge - presque tous systèmes stellaires s'éloignent de nous ! Plus surprenant encore fut le fait découvert par Hubble et rendu public en 1929 : le redshift des galaxies n'est pas aléatoire, mais est directement proportionnel à leur distance par rapport à nous. En d’autres termes, plus une galaxie est éloignée de nous, plus elle s’éloigne vite ! Il s'ensuit que l'Univers ne peut pas être statique, inchangé en taille, comme on le pensait auparavant. En réalité, elle s’étend : la distance entre les galaxies ne cesse de croître.

La prise de conscience de l’expansion de l’Univers a produit une véritable révolution dans les esprits, l’une des plus grandes du XXe siècle. Rétrospectivement, il peut paraître surprenant que personne n’y ait pensé auparavant. Newton et d’autres grands esprits ont dû comprendre qu’un univers statique serait instable. Même si à un moment elle était immobile, attirance mutuelle les étoiles et les galaxies entraîneraient rapidement sa compression. Même si l’Univers devait s’étendre relativement lentement, la gravité finirait par mettre un terme à son expansion et provoquerait sa contraction. Cependant, si le taux d'expansion de l'Univers est supérieur à un certain point critique, la gravité ne pourra jamais l’arrêter et l’Univers continuera à s’étendre pour toujours.

Il y a ici une vague ressemblance avec une fusée s’élevant de la surface de la Terre. À une vitesse relativement faible, la gravité finira par arrêter la fusée et elle commencera à tomber vers la Terre. En revanche, si la vitesse de la fusée est supérieure à la vitesse critique (plus de 11,2 kilomètres par seconde), la gravité ne peut pas la retenir et elle quitte la Terre pour toujours.

D'après la théorie de la gravité de Newton, ce comportement de l'Univers aurait pu être prédit à tout moment au XIXe ou au XVIIIe siècle, voire à la fin du XVIIe siècle. Cependant, la croyance en un Univers statique était si forte que l’illusion a conservé son pouvoir sur les esprits jusqu’au début du XXe siècle. Même Einstein était si confiant dans la nature statique de l'Univers qu'en 1915 il apporta un amendement spécial à la théorie de la relativité générale, ajoutant artificiellement un terme spécial aux équations, appelé constante cosmologique, qui garantissait la nature statique de l'Univers.
La constante cosmologique s'est manifestée comme l'action d'un certain nouvelle force- « l'antigravité », qui, contrairement à d'autres forces, n'avait pas d'origine spécifique, mais était simplement une propriété intégrale inhérente à la fabrique même de l'espace-temps. Sous l’influence de cette force, l’espace-temps a montré une tendance innée à s’étendre. En choisissant la valeur de la constante cosmologique, Einstein pouvait faire varier la force de cette tendance. Avec son aide, il a pu équilibrer avec précision l'attraction mutuelle de toute la matière existante et, par conséquent, obtenir un Univers statique.
Einstein a ensuite rejeté l'idée d'une constante cosmologique, la reconnaissant comme sa « plus grosse erreur" Comme nous le verrons bientôt, il y a aujourd’hui des raisons de croire qu’Einstein avait peut-être finalement eu raison en introduisant la constante cosmologique. Mais ce qui a dû le plus attrister Einstein, c’est qu’il a laissé sa croyance en un univers stationnaire éclipser sa propre prédiction selon laquelle l’univers devait s’étendre. propre théorie. Une seule personne semble avoir vu cette conséquence de la relativité générale et l’avoir prise au sérieux. Alors qu'Einstein et d'autres physiciens cherchaient comment éviter la nature non statique de l'Univers, physicien russe et le mathématicien Alexander Friedman, au contraire, a insisté sur le fait qu’il était en expansion.

Friedman a formulé deux hypothèses très simples à propos de l’Univers : qu’il se ressemble quelle que soit la direction dans laquelle nous regardons, et que cette hypothèse est vraie quel que soit l’endroit d’où nous regardons dans l’Univers. En s’appuyant sur ces deux idées et en résolvant les équations de la relativité générale, il a prouvé que l’Univers ne peut pas être statique. Ainsi, en 1922, plusieurs années avant la découverte d'Edwin Hubble, Friedman avait prédit avec précision l'expansion de l'Univers !

L’hypothèse selon laquelle l’Univers se ressemble dans toutes les directions n’est pas entièrement vraie. Par exemple, comme nous le savons déjà, les étoiles de notre Galaxie forment une bande lumineuse distincte dans le ciel nocturne : la Voie Lactée. Mais si l’on regarde les galaxies lointaines, leur nombre semble être plus ou moins égal dans toutes les parties du ciel. Ainsi, l’Univers est à peu près le même dans toutes les directions lorsqu’il est observé à grande échelle par rapport aux distances entre les galaxies et ignore les différences à petite échelle.

Imaginez que vous êtes dans une forêt où les arbres poussent de manière aléatoire. En regardant dans une direction, vous verrez l’arbre le plus proche à un mètre de vous. Dans l’autre sens, l’arbre le plus proche sera à trois mètres. Dans la troisième, vous verrez plusieurs arbres à la fois, à un, deux et trois mètres de vous. La forêt ne semble pas la même dans aucune direction. Mais si l’on prend en compte tous les arbres dans un rayon d’un kilomètre, ces sortes de différences s’équilibrent et vous verrez que la forêt est la même dans toutes les directions (Fig. 18).

Riz. 18. Forêt isotrope.

Même si la répartition des arbres dans une forêt est généralement uniforme, à y regarder de plus près, ils peuvent sembler plus denses dans certaines zones. De même, l’Univers n’a pas la même apparence dans l’espace le plus proche de nous, alors que lorsque nous zoomons, nous voyons la même image, quelle que soit la direction dans laquelle nous observons.

Pendant longtemps, la répartition uniforme des étoiles a constitué une raison suffisante pour accepter le modèle de Friedmann comme première approximation de l'image réelle de l'Univers. Mais plus tard, un heureux accident a révélé une preuve supplémentaire que l'hypothèse de Friedman était une description étonnamment précise de l'Univers. En 1965, deux physiciens américains, Arno Penzias et Robert Wilson des Bell Telephone Laboratories du New Jersey, débogaient un récepteur micro-ondes très sensible. (Les micro-ondes sont des rayonnements d'une longueur d'onde d'environ un centimètre.) Penzias et Wilson craignaient que le récepteur ne détecte niveau supérieur bruit que prévu. Ils ont trouvé des excréments d'oiseaux sur l'antenne et éliminé d'autres causes potentielles de panne, mais ont rapidement épuisé toutes les sources d'interférences possibles. Le bruit était différent dans la mesure où il était enregistré 24 heures sur 24, toute l’année, quelle que soit la rotation de la Terre autour de son axe et sa révolution autour du Soleil. Puisque le mouvement de la Terre dirigeait le récepteur vers différents secteurs de l’espace, Penzias et Wilson ont conclu que le bruit provenait de l’extérieur du système solaire et même de l’extérieur de la Galaxie. Cela semblait venir également de toutes les directions de l’espace. On sait désormais que, peu importe où est pointé le récepteur, ce bruit reste constant, à des variations négligeables près. Penzias et Wilson sont donc tombés par hasard sur un exemple frappant qui soutenait la première hypothèse de Friedman selon laquelle l'Univers est le même dans toutes les directions.

Quelle est l’origine de ce bruit de fond cosmique ? À peu près au même moment où Penzias et Wilson enquêtaient sur le bruit mystérieux du récepteur, deux physiciens américains de Université de Princeton, Bob Dick et Jim Peebles, se sont également intéressés aux micro-ondes. Ils ont étudié la proposition de Georgy (George) Gamow (ancien élève d'Alexander Friedman) selon laquelle, aux premiers stades de son développement, l'Univers était très dense et chauffé à blanc. Dick et Peebles pensaient que si cela était vrai, nous devrions alors pouvoir observer la lueur univers primitif, puisque la lumière provenant de régions très lointaines de notre monde ne nous parvient que maintenant. Cependant, en raison de l'expansion de l'Univers, cette lumière devrait être si fortement décalée vers l'extrémité rouge du spectre qu'elle passera de rayonnement visible au micro-ondes. Dick et Peebles se préparaient à peine à rechercher ce rayonnement lorsque Penzias et Wilson, entendant parler de leurs travaux, réalisèrent qu'ils l'avaient déjà trouvé. Pour cette découverte, Penzias et Wilson ont reçu le prix Nobel en 1978 (ce qui semble quelque peu injuste pour Dick et Peebles, sans parler de Gamow).

À première vue, le fait que l’Univers se ressemble dans toutes les directions indique que nous y occupons une place particulière. En particulier, il peut sembler que puisque toutes les galaxies s'éloignent de nous, alors nous devons être au centre de l'Univers. Il existe cependant une autre explication à ce phénomène : l’Univers peut se ressembler dans toutes les directions, même vu depuis n’importe quelle autre galaxie. Si vous vous en souvenez, c’était précisément la deuxième hypothèse de Friedman.

Nous n’avons aucun argument scientifique pour ou contre la deuxième hypothèse de Friedman. Il y a des siècles église chrétienne le reconnaîtrait comme hérétique, puisque la doctrine de l’Église postule que nous occupons une place particulière au centre de l’univers. Mais aujourd’hui, nous acceptons l’hypothèse de Friedman pour une raison presque opposée, par une sorte de modestie : il nous semblerait absolument étonnant que l’Univers se ressemble dans toutes les directions uniquement pour nous, mais pas pour les autres observateurs de l’Univers !

Dans le modèle de Friedmann de l’Univers, toutes les galaxies s’éloignent les unes des autres. Cela n’est pas sans rappeler l’étalement de taches colorées à la surface d’un ballon gonflé. À mesure que la taille de la balle augmente, les distances entre deux points augmentent, mais aucun des points ne peut être considéré comme le centre d’expansion. De plus, si le rayon du ballon augmente constamment, plus les taches à sa surface sont éloignées, plus elles s'éloigneront rapidement à mesure qu'elles se dilateront. Disons que le rayon du ballon double chaque seconde. Ensuite, deux points, initialement séparés d'une distance d'un centimètre, seront après une seconde déjà à une distance de deux centimètres l'un de l'autre (si mesuré le long de la surface du ballon), de sorte qu'ils vitesse relative sera d'un centimètre par seconde. En revanche, deux taches séparées de dix centimètres s'écarteront, une seconde après le début de l'expansion, de vingt centimètres, de sorte que leur vitesse relative sera de dix centimètres par seconde (Fig. 19). De même, dans le modèle de Friedmann, la vitesse à laquelle deux galaxies s'éloignent l'une de l'autre est proportionnelle à la distance qui les sépare. Ainsi, le modèle prédit que le redshift d'une galaxie devrait être directement proportionnel à sa distance par rapport à nous - c'est la même dépendance que Hubble a découverte plus tard. Bien que Friedmann ait pu proposer un modèle réussi et anticiper les résultats des observations de Hubble, son travail est resté presque inconnu en Occident jusqu'à ce qu'un modèle similaire soit proposé en 1935. physicien américain Howard Robertson et le mathématicien britannique Arthur Walker suivaient déjà les traces de l'expansion de l'Univers découverte par Hubble.

Riz. 19. L'univers en expansion d'un ballon.

En raison de l’expansion de l’Univers, les galaxies s’éloignent les unes des autres. Au fil du temps, la distance entre les îles stellaires lointaines augmente davantage qu'entre les galaxies proches, tout comme cela se produit avec les taches sur une planète en expansion. montgolfière. Par conséquent, pour un observateur de n’importe quelle galaxie, la vitesse à laquelle une autre galaxie s’éloigne semble d’autant plus grande qu’elle est éloignée.

Friedman n'a proposé qu'un seul modèle de l'Univers. Mais selon les hypothèses qu’il a formulées, les équations d’Einstein admettent trois classes de solutions, c’est-à-dire qu’il existe trois types différents de modèles de Friedmann et trois scénarios différents pour le développement de l’Univers.

La première classe de solutions (celle trouvée par Friedman) suppose que l’expansion de l’univers est suffisamment lente pour que l’attraction entre les galaxies ralentisse progressivement et finisse par l’arrêter. Après cela, les galaxies commencent à se rapprocher et l’Univers commence à rétrécir. Selon la deuxième classe de solutions, l’Univers s’étend si rapidement que la gravité ne ralentira que légèrement le retrait des galaxies, mais ne pourra jamais l’arrêter. Enfin, il existe une troisième solution, selon laquelle l’Univers se dilate juste à la bonne vitesse pour éviter son effondrement. Au fil du temps, la vitesse à laquelle les galaxies s'écartent diminue de plus en plus, mais n'atteint jamais zéro.

Une caractéristique étonnante du premier modèle de Friedman est que l'Univers n'est pas infini dans l'espace, mais qu'il n'y a aucune frontière nulle part dans l'espace. La gravité est si forte que l’espace s’effondre et se referme sur lui-même. Cela ressemble dans une certaine mesure à la surface de la Terre, qui est également finie, mais n'a pas de frontières. Si vous vous déplacez le long de la surface de la Terre dans une certaine direction, vous ne rencontrerez jamais de barrière insurmontable ni la fin du monde, mais vous finirez par revenir à votre point de départ. Dans le premier modèle de Friedman, l'espace est organisé exactement de la même manière, mais en trois dimensions plutôt qu'en deux, comme dans le cas de la surface de la Terre. L'idée qu'on peut faire le tour de l'Univers et revenir à son point de départ est bonne pour la science-fiction, mais n'a pas signification pratique, puisque, comme on peut le prouver, l'Univers se rétrécira jusqu'à un certain point avant que le voyageur ne revienne au début de son voyage. L'univers est si grand qu'il faut bouger plus rapide que la lumière, afin d'avoir le temps de terminer le voyage là où vous l'avez commencé, et de telles vitesses sont interdites (par la théorie de la relativité. - Trad.). Dans le deuxième modèle de Friedman, l’espace est également courbé, mais d’une manière différente. Et ce n'est que dans le troisième modèle que la géométrie à grande échelle de l'Univers est plate (bien que l'espace soit courbé à proximité de corps massifs).

Quel modèle de Friedman décrit notre Univers ? L’expansion de l’Univers s’arrêtera-t-elle un jour et sera-t-elle remplacée par une compression, ou l’Univers s’étendra-t-il pour toujours ?

Il s’est avéré que répondre à cette question est plus difficile que ce que les scientifiques pensaient initialement. Sa solution dépend principalement de deux choses : le taux d'expansion de l'Univers actuellement observé et sa densité moyenne actuelle (la quantité de matière par unité de volume d'espace). Plus le taux d’expansion actuel est élevé, plus la gravité, et donc la densité de matière, nécessaire pour arrêter l’expansion est grande. Si la densité moyenne est supérieure à une certaine valeur critique (déterminée par le taux d’expansion), alors l’attraction gravitationnelle de la matière peut arrêter l’expansion de l’Univers et provoquer sa contraction. Ce comportement de l'Univers correspond au premier modèle de Friedman. Si la densité moyenne est inférieure à une valeur critique, alors l’attraction gravitationnelle n’arrêtera pas l’expansion et l’Univers s’étendra pour toujours – comme dans le deuxième modèle de Friedmann. Enfin, si la densité moyenne de l’Univers est exactement égale à la valeur critique, l’expansion de l’Univers ralentira à jamais, se rapprochant de plus en plus d’un état statique, mais sans jamais l’atteindre. Ce scénario correspond au troisième modèle de Friedman.

Alors quel modèle est le bon ? Nous pouvons déterminer rythme actuel l'expansion de l'Univers, si l'on mesure la vitesse à laquelle les autres galaxies s'éloignent de nous grâce à l'effet Doppler. Cela peut être fait avec beaucoup de précision. Cependant, les distances aux galaxies ne sont pas très bien connues car nous ne pouvons les mesurer qu’indirectement. On sait donc seulement que le taux d’expansion de l’Univers est de 5 à 10 % par milliard d’années. Notre connaissance de la densité moyenne actuelle de l’Univers est encore plus vague. Ainsi, si nous additionnons les masses de toutes les étoiles visibles de notre galaxie et des autres galaxies, la somme sera inférieure au centième de ce qui est nécessaire pour arrêter l'expansion de l'Univers, même à l'estimation la plus basse du taux d'expansion.

Mais ce n'est pas tout. Notre galaxie et les autres doivent contenir grand nombre une sorte de « matière noire » que nous ne pouvons pas observer directement, mais dont nous connaissons l’existence grâce à son effet gravitationnel sur les orbites des étoiles dans les galaxies. La meilleure preuve de l'existence de la matière noire vient peut-être des orbites des étoiles à la périphérie des galaxies spirales comme Voie lactée. Ces étoiles orbitent trop rapidement autour de leur galaxie pour être maintenues en orbite par la seule attraction gravitationnelle des étoiles visibles de la galaxie. De plus, la plupart des galaxies font partie d’amas, et nous pouvons également déduire la présence de matière noire entre les galaxies de ces amas à partir de son effet sur le mouvement des galaxies. En fait, la quantité de matière noire dans l’Univers dépasse largement la quantité de matière ordinaire. Si nous incluons toute la matière noire, nous obtenons environ un dixième de la masse nécessaire pour arrêter l’expansion.

Cependant, on ne peut exclure l'existence d'autres formes de matière encore inconnues de nous, réparties de manière presque homogène dans tout l'Univers, qui pourraient en accroître la surface. densité moyenne. Par exemple, il y a particules élémentaires, appelés neutrinos, qui interagissent très faiblement avec la matière et sont extrêmement difficiles à détecter.

(L'une des nouvelles expériences sur les neutrinos utilise un réservoir souterrain rempli de 50 000 tonnes d'eau.) On pense que les neutrinos sont en apesanteur et n'ont donc aucune attraction gravitationnelle.

Cependant, des études de plusieurs dernières années indiquent que les neutrinos ont encore un pouvoir négligeable poids léger, qui auparavant ne pouvait pas être enregistré. Si les neutrinos ont une masse, ils pourraient être une forme de matière noire. Cependant, même avec cette matière noire, il semble y avoir bien moins de matière dans l’Univers qu’il n’en faut pour arrêter son expansion. Jusqu’à récemment, la plupart des physiciens s’accordaient sur le fait que le deuxième modèle de Friedman était le plus proche de la réalité.

Mais ensuite de nouvelles observations sont apparues. Au cours des dernières années, différents groupes de chercheurs ont étudié les minuscules ondulations du fond micro-ondes découvertes par Penzias et Wilson. La taille de ces ondulations peut servir d’indicateur de la structure à grande échelle de l’Univers. Son caractère semble indiquer que l'Univers est finalement plat (comme dans le troisième modèle de Friedmann) ! Mais comme la quantité totale de matière ordinaire et noire n'est pas suffisante pour cela, les physiciens ont postulé l'existence d'une autre substance, non encore découverte, l'énergie noire.

Et comme pour compliquer encore davantage le problème, des observations récentes ont montré que l’expansion de l’Univers ne ralentit pas, mais s’accélère. Contrairement à tous les modèles de Friedman ! C'est très étrange, puisque la présence de matière dans l'espace - de densité élevée ou faible - ne peut que ralentir l'expansion. Après tout, la gravité agit toujours comme une force attractive. L’accélération de l’expansion cosmologique est comme une bombe qui collecte de l’énergie plutôt que de la dissiper après son explosion. Quelle force est responsable de l’expansion accélérée de l’espace ? Personne n'a de réponse fiable à cette question. Cependant, Einstein avait peut-être raison après tout lorsqu’il introduisit la constante cosmologique (et l’effet antigravité correspondant) dans ses équations.

Avec le développement de nouvelles technologies et l'émergence d'excellents télescopes spatiaux Nous avons commencé à apprendre des choses étonnantes sur l’Univers de temps en temps. Et voici la bonne nouvelle : nous savons désormais que l'Univers continuera de s'étendre dans un avenir proche à un rythme toujours plus rapide, et le temps promet de durer éternellement, du moins pour ceux qui sont assez sages pour ne pas tomber dans un trou noir. Mais que s’est-il passé dans les premiers instants ? Comment l’Univers a-t-il commencé et qu’est-ce qui a provoqué son expansion ?