11.7 : Le Big Bang
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À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Expliquer l'expansion de l'univers à l'aide d'un graphe de Hubble et d'un décalage cosmologique vers le rouge
- Décrire l'analogie entre l'expansion cosmologique et un ballon en expansion
- Utilisez la loi de Hubble pour faire des prédictions sur la vitesse mesurée de galaxies lointaines
Nous avons discuté des particules élémentaires, qui sont parmi les plus petites choses que nous puissions étudier. Nous allons maintenant examiner ce que nous savons de l'univers, ce qui est la chose la plus importante que nous puissions étudier. Le lien entre ces deux sujets est celui des hautes énergies : l'étude des interactions entre les particules nécessite des énergies très élevées, et les énergies les plus élevées que nous connaissons existaient au début de l'évolution de l'univers. Certains physiciens pensent que les théories des forces unifiées que nous avons décrites dans la section précédente ont peut-être régi le comportement de l'univers à ses débuts.
Loi de Hubble
En 1929, Edwin Hubble a publié l'une des découvertes les plus importantes de l'astronomie moderne. Hubble a découvert que
- les galaxies semblent s'éloigner de la Terre et
- la vitesse de récession (\(v\)) est proportionnelle à la distance (\(d\)) de la galaxie par rapport à la Terre.
Les deux\(v\)\(d\) peuvent être déterminés à l'aide des spectres de lumière stellaire. Le meilleur ajustement à l'échantillon de données illustratives est donné dans la figure\(\PageIndex{1}\). (L'intrigue originale de Hubble était très dispersée, mais une tendance générale était toujours évidente.)
La tendance des données suggère l'existence d'une relation proportionnelle simple :
\[v = H_0d, \nonumber \]
où\(H_0 = 70 \, km /s /Mpc\) est connue sous le nom de constante de Hubble. (Remarque : 1 Mpc correspond à un mégaparsec ou à un million de parsecs, où un parsec correspond à 3,26 années-lumière.) Cette relation, appelée loi de Hubble, indique que les étoiles et les galaxies lointaines s'éloignent de nous à une vitesse de 70 km/s pour chaque mégaparsec de distance par rapport à nous. La constante de Hubble correspond à la pente de la ligne de la figure\(\PageIndex{1}\). La constante de Hubble est un peu mal nommée, car elle varie avec le temps. La valeur donnée ici n'est que sa valeur actuelle.
Regardez cette vidéo pour en savoir plus sur l'histoire de la constante de Hubble.
La vitesse à laquelle l'univers se développe, une valeur connue sous le nom de constante de Hubble, fait l'objet de vifs débats depuis 80 ans. Désormais, la directrice des observatoires Carnegie, Wendy Freedman, dirigera une équipe qui réduira l'incertitude de cette valeur à seulement 3 % grâce au nouveau programme Carnegie Hubble utilisant le télescope spatial Spitzer de la NASA.
La loi de Hubble décrit le comportement moyen de toutes les galaxies sauf les plus proches. Par exemple, une galaxie distante de 100 Mpc (déterminée par sa taille et sa luminosité) s'éloigne généralement de nous à une vitesse de
\[v = \left( \left( 70 \frac{km}{s}\right)/Mpc \right) (100 \, Mpc) = 7000 \, km/s. \nonumber \]
Cette vitesse peut varier en raison des interactions avec les galaxies voisines. À l'inverse, si l'on découvre qu'une galaxie s'éloigne de nous à une vitesse de 100 000 km/s sur la base de son décalage vers le rouge, elle se trouve à une distance
\[d = v/H_0 = (10,000 \, km/s)/ \left( \left( 70 \frac{km}{s}\right) /Mpc \right) = 143 \, Mpc. \nonumber \]
Ce dernier calcul est approximatif car il suppose que le taux d'expansion était le même il y a 5 milliards d'années qu'aujourd'hui.
Modèle Big Bang
Les scientifiques qui étudient l'origine, l'évolution et le destin ultime de l'univers (cosmologie) pensent que l'univers a pris naissance lors d'une explosion, appelée Big Bang, il y a environ 13,7 milliards d'années. Cette explosion n'était pas une explosion de particules dans l'espace, comme des feux d'artifice, mais une expansion rapide de l'espace lui-même. Les distances et les vitesses des étoiles et des galaxies qui se dirigent vers l'extérieur nous permettent d'estimer à quel moment toute la matière de l'univers était autrefois réunie, c'est-à-dire à la nuit des temps.
Les scientifiques expliquent souvent l'expansion du Big Bang à l'aide d'un modèle de ballon gonflé (Figure\(\PageIndex{2}\)). Les points marqués à la surface du ballon représentent des galaxies, et la peau du ballon représente l'espace-temps en quatre dimensions. Lorsque le ballon est gonflé, chaque point « voit » les autres points s'éloigner. Ce modèle fournit deux informations. Tout d'abord, l'expansion est observée par tous les observateurs de l'univers, où qu'ils se trouvent. Le « centre d'expansion » n'existe pas, de sorte que la Terre ne réside pas au centre « privilégié » de l'expansion.
Deuxièmement, comme nous l'avons déjà mentionné, l'expansion du Big Bang est due à l'expansion de l'espace, et non à la séparation accrue des galaxies dans l'espace tridimensionnel ordinaire (statique). Cette expansion cosmologique affecte tout : la poussière, les étoiles, les planètes et même la lumière. Ainsi, la longueur d'onde de la lumière (\(\lambda\)) émise par des galaxies lointaines est « étirée ». Cela fait paraître la lumière plus « rouge » (énergie plus faible) à l'observateur, un phénomène appelé décalage cosmologique vers le rouge. Le décalage cosmologique vers le rouge n'est mesurable que pour les galaxies éloignées de plus de 50 millions d'années-lumière.
On observe qu'une galaxie présente un décalage vers le rouge :
\[z = \frac{\lambda_{obs} - \lambda_{emit}}{\lambda_{emit}} = 4.5. \nonumber \]
Cette valeur indique qu'une galaxie se déplace à une vitesse proche de celle de la lumière. À l'aide de la formule relativiste de décalage vers le rouge (donnée dans Relativité), déterminez :
- À quelle vitesse la galaxie se retire-t-elle par rapport à la Terre ?
- À quelle distance se trouve la galaxie ?
Stratégie
Nous devons utiliser la formule Doppler relativiste pour déterminer la vitesse à partir du décalage vers le rouge, puis utiliser la loi de Hubble pour déterminer la distance par rapport à la vitesse.
Solution
- Selon la formule relativiste de décalage vers le rouge :\[z = \sqrt{\frac{1 + \beta}{1 - \beta}} - 1, \nonumber \] où\(\beta = v/c\). En remplaçant la valeur par z et en résolvant par\(\beta\), nous obtenons\(\beta = 0.93\). Cette valeur implique que la vitesse de la galaxie est\(2.8 \times 10^8 \, m/s\).
- En utilisant la loi de Hubble, nous pouvons déterminer la distance par rapport à la galaxie si nous connaissons la vitesse de sa récession :\[d = \frac{v}{H_0} = \frac{2.8 \times 10^8 \, m/s}{73.8 \times 10^3 \, m/s \, per \, Mpc} = 3.8 \times 10^3 \, Mpc. \nonumber \]
L'importance
Les galaxies lointaines semblent s'éloigner très rapidement de la Terre. Le décalage vers le rouge de la lumière des étoiles provenant de ces galaxies peut être utilisé pour déterminer la vitesse précise de la récession, au-delà\(90%\) de la vitesse de la lumière dans ce cas. Ce mouvement n'est pas dû au mouvement de la galaxie dans l'espace mais à l'expansion de l'espace lui-même.
La lumière d'une galaxie qui s'éloigne de nous est « décalée vers le rouge ». Qu'arrive-t-il à la lumière d'une galaxie qui se déplace vers nous ?
- Réponse
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bleu décalé
Regardez cette vidéo pour en savoir plus sur l'expansion cosmologique.
L'univers en expansion.
Structure et dynamique de l'univers
À grande échelle, on pense que l'univers est à la fois isotrope et homogène. On pense que l'univers est isotrope parce qu'il semble être le même dans toutes les directions, et homogène parce qu'il semble être le même partout. Un univers isotrope et homogène est dit lisse. L'hypothèse d'un univers lisse est étayée par l'Automated Plate Measurement Galaxy Survey réalisé dans les années 1980 et 1900 (Figure\(\PageIndex{3}\)). Cependant, avant même la collecte de ces données, l'hypothèse d'un univers lisse était utilisée par les théoriciens pour simplifier les modèles d'expansion de l'univers. Cette hypothèse d'un univers lisse est parfois appelée principe cosmologique.
Le sort de cet univers fluide et en expansion reste une question ouverte. Selon la théorie générale de la relativité, la métrique spatio-temporelle est un moyen important de caractériser l'état de l'univers :
\[ds^2 = c^2dt^2 - a(t)^2 d\Sigma^2, \nonumber \]
où c est la vitesse de la lumière, a est un facteur d'échelle (fonction du temps) et\(d\Sigma\) est l'élément de longueur de l'espace. En coordonnées sphériques\((r, \theta, \phi)\), cet élément de longueur peut être écrit
\[d\Sigma^2 = \frac{dr^2}{1 - kr^2} + r^2(d\theta^2 + sin^2 \theta d\varphi^2), \nonumber \]
où k est une constante avec des unités de surface inverse qui décrit la courbure de l'espace. Cette constante fait la distinction entre les univers ouverts, fermés et plats :
- \(k = 0\)(univers plat)
- \(k > 0\)(univers fermé, tel qu'une sphère)
- \(k < 0\)(univers ouvert, tel qu'une hyperbole)
En termes de facteur d'échelle a, cette métrique fait également la distinction entre les univers statiques, en expansion et en rétrécissement :
- \(a = 1\)(univers statique)
- \(da/dt > 0\)(univers en expansion)
- \(da/dt < 0\)(univers rétrécissant)
Le facteur d'échelle a et la courbure k sont déterminés à partir de la théorie générale de la relativité d'Einstein. Si nous traitons l'univers comme un gaz de galaxies de densité\(\rho\) et de pression p, et supposons\(k = 0\) (un univers plat), alors le facteur d'échelle a est donné par
\[\frac{d^2a}{dt^2} = - \frac{4\pi G}{3} (\rho + 3p) a, \nonumber \]
où G est la constante gravitationnelle universelle. (Pour la matière ordinaire, nous nous attendons\(\rho + 3p\) à ce que la quantité soit supérieure à zéro.) Si le facteur d'échelle est positif\((a > 0)\), la valeur du facteur d'échelle « ralentit »\((d^2a/dt^2 < 0)\) et l'expansion de l'univers ralentit au fil du temps. Si le numérateur est inférieur à zéro (d'une manière ou d'une autre, la pression de l'univers est négative), la valeur du facteur d'échelle « s'accélère » et l'expansion de l'univers s'accélère avec le temps. Selon des données cosmologiques récentes, l'univers semble en expansion. De nombreux scientifiques expliquent l'état actuel de l'univers en termes d'expansion très rapide au début de l'univers. Cette expansion s'appelle l'inflation.