Lorsque nous regardons l’Univers lointain, nous voyons des galaxies partout – dans toutes les directions, à des millions, voire des milliards d’années-lumière. Puisqu’il existe deux mille milliards de galaxies que nous pourrions observer, la somme de tout ce qui se trouve au-delà d’elles est plus grande et plus froide que notre imagination la plus folle. L'un des plus faits intéressants c’est que toutes les galaxies que nous avons observées obéissent (en moyenne) aux mêmes règles : plus elles sont éloignées de nous, plus elles s’éloignent vite de nous. Cette découverte, faite par Edwin Hubble et ses collègues dans les années 1920, nous a conduit à l’image d’un univers en expansion. Mais que se passe-t-il s’il s’agrandit ? La science le sait, et maintenant vous le saurez aussi.
À première vue, cette question peut paraître une question de bon sens. Parce que tout ce qui se dilate est généralement constitué de matière et existe dans l’espace et le temps de l’Univers. Mais l’Univers lui-même est un espace et un temps contenant de la matière et de l’énergie en lui-même. Lorsque nous disons que « l’Univers est en expansion », nous entendons l’expansion de l’espace lui-même, qui éloigne les galaxies individuelles et les amas de galaxies les unes des autres. Le plus simple serait d'imaginer une boule de pâte avec des raisins secs à l'intérieur, cuite au four, explique Ethan Siegel.
Un modèle « en chignon » en expansion de l'Univers, dans lequel les distances relatives augmentent à mesure que l'espace s'étend
Cette pâte est le tissu de l'espace et les raisins secs sont structures associées(comme les galaxies ou les amas de galaxies). Du point de vue de n'importe quel raisin sec, tous les autres raisins secs s'en éloigneront, et plus ils s'éloignent, plus vite. Seulement dans le cas de l'Univers, le four et l'air à l'extérieur de la pâte n'existent pas, il n'y a que de la pâte (l'espace) et des raisins secs (la matière).
Ce ne sont pas seulement les galaxies en retrait qui créent le redshift, mais plutôt l'espace qui nous sépare
Comment savons-nous que cet espace s’étend et que les galaxies ne s’éloignent pas ?
Si vous voyez des objets s'éloigner de vous dans toutes les directions, il n'y a qu'une seule raison qui peut expliquer cela : l'espace entre vous et ces objets s'agrandit. Vous pouvez également supposer que vous êtes près du centre de l’explosion et que de nombreux objets sont simplement plus éloignés et s’éloignent plus rapidement car ils ont reçu plus d’énergie de l’explosion. Si tel était le cas, nous pourrions le prouver de deux manières :
- Sur de longues distances et vitesses élevées il y aura moins de galaxies car avec le temps elles se disperseraient considérablement dans l'espace
- La relation entre le redshift et la distance prendra une forme spécifique à de plus grandes distances, qui sera différente de la forme si le tissu spatial était en expansion.
Lorsque nous regardons à de plus grandes distances, nous constatons que plus loin dans l’Univers, la densité des galaxies est plus élevée que celles plus proches de nous. Ceci est cohérent avec une image dans laquelle l’espace est en expansion, car regarder plus loin équivaut à regarder dans le passé, où l’expansion a été moindre. Nous constatons également que les galaxies lointaines ont un rapport redshift/distance cohérent avec l'expansion de l'espace, et pas du tout si les galaxies s'éloignaient simplement rapidement de nous. La science peut répondre à cette question de deux manières. de différentes manières, et les deux réponses soutiennent l’expansion de l’univers.
L’Univers s’est-il toujours étendu au même rythme ?
Nous l’appelons la constante de Hubble, mais elle n’est constante que dans l’espace et non dans le temps. Univers dans moment présent une expansion plus lente que par le passé. Quand on parle de vitesse d’expansion, on parle de vitesse par unité de distance : environ 70 km/s/Mpc aujourd’hui. (Mpc est un mégaparsec, soit environ 3 260 000 années-lumière). Mais le taux d’expansion dépend des densités de toutes les différentes choses présentes dans l’univers, y compris la matière et les radiations. À mesure que l’Univers s’étend, la matière et le rayonnement qu’il contient deviennent moins denses, et à mesure que la densité diminue, le taux d’expansion diminue également. L’Univers s’est étendu plus rapidement dans le passé et ralentit depuis le Big Bang. La constante de Hubble est un terme inapproprié ; elle devrait être appelée paramètre de Hubble.
Le destin lointain de l’univers offre différentes possibilités, mais si l’énergie noire est vraiment constante comme le suggèrent les données, nous suivrons la courbe rouge.
L’Univers s’étendra-t-il pour toujours ou s’arrêtera-t-il un jour ?
Plusieurs générations d'astrophysiciens et de cosmologistes se sont interrogées sur cette question, à laquelle on ne peut répondre qu'en déterminant le taux d'expansion de l'Univers et tous les types (et quantités) d'énergie qui y sont présents. Nous avons déjà mesuré avec succès la quantité de matière ordinaire, de rayonnement, de neutrinos, matière noire Et énergie sombre, ainsi que le taux d'expansion de l'Univers. D’après les lois de la physique et ce qui s’est passé dans le passé, il semble que l’univers s’étendra pour toujours. Bien que la probabilité que cela se produise ne soit pas de 100 % ; si quelque chose comme l’énergie noire se comporte différemment dans le futur par rapport au passé et au présent, toutes nos conclusions devront être reconsidérées.
Les galaxies se déplacent-elles plus vite que la vitesse de la lumière ? N'est-ce pas interdit ?
De notre point de vue, l'espace entre nous et le point lointain s'agrandit. Plus il s'éloigne de nous, plus il nous semble qu'il s'éloigne rapidement. Même si le taux d'expansion était infime, un objet distant franchirait un jour le seuil de toute limite de vitesse, car le taux d'expansion (vitesse par unité de distance) se multiplierait plusieurs fois avec une distance suffisante. OTO approuve ce scénario. La loi selon laquelle rien ne peut bouger vitesse plus rapide la lumière, s'applique uniquement au mouvement d'un objet dans l'espace, et non à l'expansion de l'espace lui-même. En réalité, les galaxies elles-mêmes se déplacent à des vitesses de quelques milliers de kilomètres par seconde seulement, bien en dessous de la limite de 300 000 km/s fixée par la vitesse de la lumière. C'est l'expansion de l'Univers qui provoque la récession et le redshift, et non le véritable mouvement de la galaxie.
Il existe environ 2 000 milliards de galaxies dans l’univers observable (cercle jaune). Nous ne pourrons jamais rattraper les galaxies qui se trouvent à moins d’un tiers de cette frontière en raison de l’expansion de l’Univers. Seulement 3 % du volume de l’Univers est ouvert à l’exploration humaine.
L'expansion de l'Univers est une conséquence nécessaire du fait que la matière et l'énergie remplissent l'espace-temps, qui obéit aux lois théorie générale relativité. Tant qu'il y a de la matière, il y a aussi attraction gravitationnelle, donc soit la gravité gagne et tout se contracte à nouveau, soit la gravité perd et l'expansion gagne. Il n’y a pas de centre d’expansion et il n’y a rien en dehors de l’espace qui s’étend ; c'est le tissu même de l'Univers qui est en expansion. Le plus intéressant est que même si nous quittions la Terre à la vitesse de la lumière aujourd'hui, nous ne pourrions visiter que 3 % des galaxies de l'Univers observable ; 97 % d’entre eux sont déjà hors de notre portée. L'univers est complexe.
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 n’aurait sans doute pas fallu parler de « galaxies », car à cette époque l’humanité n’était 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 ! 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 qu'elle était exactement dehors Voie lactée et c'est évidemment 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 beaucoup galaxies spirales. Parallèlement à leurs raies spectrales décalées, il a commencé à remarquer que plus la galaxie était éloignée, plus elle s'éloignait rapidement de nous. 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 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 les deux. diverses méthodes. Si vous regardez l'Univers dans sa forme la plus sur une grande échelle, sur les fluctuations du fond diffus cosmologique et les oscillations acoustiques des baryons dans le regroupement de galaxies, vous obtenez un nombre inférieur : 67 km/s/Mpc. Ce n'est pas le résultat le plus favorable, mais plus valeurs élevées tout à fait possible.
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 différentes méthodes ses extraits semblent donner des significations contradictoires. Il se passe beaucoup de choses en ce moment diverses mesures, chaque camp tente de prouver qu’il a 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.
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 ont admis (seulement à titre d'hypothèse !) réalité physique géométrie non euclidienne, considérée comme l'espace 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 en quelque sorte liés au mouvement de la matière. Plusieurs années plus tard, ces deux idées ont constitué la base de la théorie de la relativité générale. 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 exploitée d'une manière nouvelle par Vesto Slifer, 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 géants amas d'étoiles(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 dépensé analyse statistique 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 vrais corps 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 l’étendue de l’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 également essayé de le rendre infini dans l'espace, mais n'a pas pu trouver le bon conditions aux limites pour vos équations). Il a fini par construire un modèle univers fermé, dont l'espace a une courbure positive constante (et a donc un rayon fini constant). Le temps dans cet Univers, au contraire, s'écoule comme Newton, 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 aucun cas déformée. La nature statique de ce monde fournit un « insert » spécial dans l’équation principale, qui empêche l’effondrement gravitationnel et agit ainsi comme un champ anti-gravité 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 cela, il vous suffit densité moyenne 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. Lors de l’introduction arbitraire de particules de test messe basse ils se dispersent et vont dans l'infini. De plus, le temps s'écoule plus lentement à la périphérie de l'univers de De Sitter qu'en son centre. Pour cette raison, avec longues distances ondes lumineuses viennent 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 ont été 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 décalage prédit par de Sitter. raies spectrales. 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 avec deux emplois Physicien soviétique Alexander Friedman, publié 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 la composition de son univers non seulement la matière, mais aussi rayonnement électromagnétique. Ni Einstein ni de Sitter, dont Lemaître connaissait l'œuvre, ni Friedman, dont il savait quelque chose 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 propres mouvements, 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 différences profondes entre la cosmologie d'un univers en expansion, la relativité restreinte et 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 courbe en expansion et en un seul espace. 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
Entre-temps, à la fin des années 1920, Hubble et Humason découvrirent corrélation linéaire entre les distances de jusqu'à 24 galaxies et leurs vitesses radiales, calculées (principalement par Slifer) 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 Lemaître 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, de par sa simplicité pendant longtempsétait 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 moment de départ apparaît l’explosion de l’atome primaire (Lemaître l’appelait aussi quantique), qui donne 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. Lemaitre 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 !
