L’Univers en expansion, rempli de galaxies et de la structure complexe que nous observons aujourd’hui, est né d’un état plus petit, plus chaud, plus dense et plus uniforme. Il nous a fallu des milliers de scientifiques pendant des centaines d’années pour arriver à cette image, mais l’absence de consensus sur le taux d’expansion nous indique que quelque chose ne va pas du tout ou que nous avons une erreur non identifiée quelque part. (C. FAUCHER-GIGUÈRE, A. LIDZ ET L. HERNQUIST, SCIENCE 319, 5859 (47))

Les scientifiques ne peuvent pas s’accorder sur l’univers en expansion

C’est soit un mystère cosmique, soit une erreur terriblement banale.

L’Univers est en pleine expansion et tous les scientifiques du domaine sont d’accord avec cela. Les observations soutiennent massivement cette conclusion directe, et chaque solution de rechange n’a pas été à la hauteur de ses succès depuis la fin des années 20. Mais dans les efforts scientifiques, le succès ne peut être simplement qualitatif; nous devons comprendre, mesurer et quantifier l’expansion de l’Univers. Nous avons besoin de savoir à quel point l'univers est en expansion.

Pendant des générations, astronomes, astrophysiciens et cosmologues ont tenté d’affiner nos mesures du taux de croissance de l’Univers: la constante de Hubble. Après plusieurs décennies de débats, le projet clé du télescope spatial Hubble a semblé résoudre le problème: 72 km / s / km / h, avec une incertitude de 10% seulement. Mais maintenant, 17 ans plus tard, les scientifiques ne peuvent pas s’accorder. Un camp revendique environ 67 km / s / km / s; les autres prétendent ~ 73 km / s / MPC, et les erreurs ne se chevauchent pas. Quelque chose ou quelqu'un se trompe et nous ne savons pas où.

Plus une galaxie est éloignée, plus elle s’éloigne rapidement de nous et plus sa lumière apparaît en rouge. Une galaxie en mouvement avec l'Univers en expansion sera encore plus grande aujourd'hui que le nombre d'années (multiplié par la vitesse de la lumière) du temps qu'il a fallu à la lumière émise pour nous parvenir. Mais les astronomes utilisant des techniques différentes ne peuvent s'entendre sur la vitesse à laquelle l'Univers se développe. (LARRY MCNISH DE RASC CALGARY CENTRE)

La raison en est que nous avons deux moyens principaux de mesurer le taux d’expansion de l’Univers: à travers l’échelle de distance cosmique et en regardant les signaux provenant des tout premiers instants du Big Bang. Les deux méthodes sont extrêmement différentes.

  • Pour l'échelle de distance, nous examinons des objets proches et bien compris, puis nous observons ces mêmes types d'objets dans des endroits plus distants, nous en déduisons les distances, puis nous utilisons les propriétés observées à ces distances pour aller encore plus loin, etc. Avec le redshift et les mesures de distance, nous pouvons reconstruire le taux d'expansion de l'univers.
  • Pour la méthode des premiers signaux, nous pouvons utiliser le reste de lumière du Big Bang (fond cosmique hyperfréquence) ou les distances de corrélation entre les galaxies distantes (à partir des oscillations acoustiques baryoniques) et voir comment ces signaux évoluent avec le temps, à mesure que l'Univers se développe.

La première méthode semble donner systématiquement le chiffre le plus élevé, soit environ 73 km / s / Mpc, tandis que la seconde donne environ 67 km / s / Mpc.

Les bougies standard (L) et les règles standard (R) sont deux techniques différentes que les astronomes utilisent pour mesurer l’agrandissement de l’espace à différentes époques et dans le passé. En fonction de la manière dont des quantités telles que la luminosité ou la taille angulaire changent avec la distance, nous pouvons déduire l'historique d'expansion de l'Univers. L’utilisation de la méthode de la bougie fait partie de l’échelle de distance, avec un rendement de 73 km / s / Mpc. L'utilisation de la règle fait partie de la méthode du signal précoce, avec un rendement de 67 km / s / Mpc. Ces valeurs sont incohérentes. (NASA / JPL-CALTECH)

Cela devrait vous déranger profondément. Si nous comprenons le fonctionnement correct de l’Univers, chaque méthode que nous utilisons pour le mesurer devrait fournir les mêmes propriétés et la même histoire du cosmos que nous habitons. Que nous utilisions des étoiles géantes rouges ou bleues variables variables, des galaxies spirales tournantes ou des spirales frontales à la luminosité fluctuante, des galaxies elliptiques grouillantes ou des supernovae de type Ia, ou encore le fond cosmique à hyperfréquences ou les corrélations de galaxies, nous devrions obtenir une réponse cohérente avec un univers ayant les mêmes propriétés.

Mais ce n’est pas ce qui se passe. La méthode de l’échelle de distance donne systématiquement une valeur supérieure d’environ 10% à celle de la méthode des premiers signaux, quelle que soit la façon dont nous mesurons l’échelle de distance ou le premier signal utilisé. Voici la méthode la plus précise pour chacun.

La méthode de la parallaxe, utilisée depuis que les télescopes sont devenus assez bons dans les années 1800, consiste à noter le changement apparent de la position d'une étoile proche par rapport à celle de l'arrière-plan, plus éloignée. Il peut y avoir des biais dans cette méthode en raison de la présence de masses que nous n'avons pas correctement prises en compte. (ESA / ATG MEDIALAB)

1.) L'échelle de distance: commencez par les étoiles de notre propre galaxie. Mesurez leur distance à l’aide de la parallaxe, qui correspond à l’évolution de la position apparente d’une étoile au cours d’une année terrestre. À mesure que notre monde se déplace autour du Soleil, la position apparente d'une étoile proche changera par rapport à celle de l'arrière-plan. la quantité de décalage nous indique la distance de l’étoile.

Certaines de ces étoiles seront des étoiles variables céphéides, qui affichent une relation spécifique entre leur luminosité (luminosité intrinsèque) et leur période de pulsation: loi de Leavitt. Les céphéides sont abondantes dans notre propre galaxie, mais peuvent également être vues dans des galaxies lointaines.

La construction de l'échelle de distance cosmique implique de passer de notre système solaire aux étoiles, en passant par les galaxies les plus éloignées. Chaque «pas» comporte ses propres incertitudes, en particulier les pas variables des céphéides et les supernovæ; il serait également biaisé vers des valeurs plus élevées ou plus basses si nous vivions dans une région sous-dense ou sur-dense (NASA, ESA, A. FEILD (STSCI) ET A. RIESS (STSCI / JHU)).

Et dans certaines de ces galaxies lointaines contenant des Céphéides, il existe également des supernovae de type Ia qui ont été observées. Ces supernovae peuvent être observées dans l’ensemble de l’Univers, depuis ici même dans notre arrière-cour cosmique jusqu'aux galaxies situées à plusieurs milliards, voire des dizaines de milliards d’années lumière de distance.

Avec seulement trois barreaux:

  • mesurer la parallaxe des étoiles dans notre galaxie, y compris certaines céphéides,
  • mesurer des céphéides dans des galaxies proches distantes de 50 à 60 millions d'années-lumière, dont certaines contiennent des supernovae de type Ia,
  • puis en mesurant les supernovae de type Ia dans les recoins lointains de l'univers en expansion,

nous pouvons reconstituer le taux d'expansion actuel et son évolution au fil du temps.

La configuration des pics acoustiques observés dans le CMB du satellite Planck exclut de manière efficace un univers qui ne contient pas de matière noire, tout en limitant étroitement de nombreux autres paramètres cosmologiques. (P.A.R. ADE ET AL. ET LA COLLABORATION PLANCK (2015))

2.) Les premiers signaux: alternativement, commencez par le Big Bang et le fait de savoir que notre Univers est rempli de matière noire, d'énergie noire, de matière normale, de neutrinos et de radiations.

Qu'est-ce qui va se passer?

Les masses vont s’attirer les unes les autres et tenter de subir un effondrement gravitationnel, les régions les plus denses attirant de plus en plus de la matière environnante. Mais le changement de gravité entraîne un changement de pression, ce qui provoque le rayonnement des rayonnements hors de ces régions, ce qui contribue à supprimer la croissance gravitationnelle.

La chose amusante est la suivante: la matière normale a une section transversale d’interaction avec le rayonnement, mais pas la matière noire. Cela conduit à un «motif acoustique» spécifique où la matière normale subit ces rebonds et ces compressions dus au rayonnement.

Illustration des schémas de regroupement dus aux oscillations acoustiques de baryons, où la probabilité de trouver une galaxie à une certaine distance de toute autre galaxie est régie par la relation entre la matière noire et la matière normale. À mesure que l'Univers se développe, cette distance caractéristique se développe également, ce qui nous permet de mesurer la constante de Hubble, la densité de matière noire et même l'indice spectral scalaire. Les résultats concordent avec les données du CMB, et un univers composé de 27% de matière noire, contre 5% de matière normale. (ZOSIA ROSTOMIAN)

Cela apparaît avec un ensemble particulier de pics dans les fluctuations de température du fond cosmique hyperfréquence et une échelle de distance spécifique pour les endroits où il est plus probable que vous trouviez une galaxie que ce soit plus proche ou plus éloigné. Au fur et à mesure que l'Univers se développe, ces échelles acoustiques changent, ce qui devrait générer des signaux à la fois dans le fond cosmique hyperfréquence (deux images vers le haut) et dans les échelles auxquelles les galaxies se regroupent (une image vers le haut).

En mesurant ce que sont ces échelles et leur évolution en fonction de la distance / décalage vers le rouge, nous pouvons également obtenir un taux d'expansion pour l'Univers. Alors que la méthode de l'échelle de distance donne un taux d'environ 73 ± 2 km / s / Mpc, ces deux méthodes de signaux précoces donnent 67 ± 1 km / s / Mpc. Les chiffres sont différents et ils ne se chevauchent pas.

Tensions de mesure modernes à l'échelle de distance (rouge) avec données CMB (vert) et BAO (bleu). Les points rouges proviennent de la méthode de l'échelle de distance; le vert et le bleu proviennent des méthodes de «reliquats laissés» ou de «signal précoce». Notez que les erreurs sur les mesures rouge / vert / bleu ne se chevauchent pas. (AUBOURG, ÉRIC ET AL. PHYS. RÉV. D92 (2015) NO 12, 123516.)

Il y a beaucoup d'explications potentielles. Il est possible que l’Univers proche ait des propriétés différentes de celles de l’Univers très lointain, et les deux équipes ont donc raison. Il est possible que la matière noire ou l’énergie noire (ou quelque chose qui les imite) change avec le temps, ce qui entraîne différentes mesures à l’aide de différentes méthodes. Il est possible qu’une nouvelle physique ou quelque chose tire sur notre univers au-delà de l’horizon cosmique. Ou peut-être qu’il ya un défaut fondamental dans nos modèles cosmologiques.

Mais ces possibilités sont fantastiques, spectaculaires et sensationnelles. Ils pourraient obtenir l’immense majorité de la presse et du prestige, car ils sont imaginatifs et intelligents. Mais il existe aussi une possibilité beaucoup plus banale et beaucoup plus probable: l’Univers est tout simplement identique, et l’une des techniques de mesure est intrinsèquement biaisée.

Avant Planck, le meilleur ajustement aux données indiquait un paramètre Hubble d'environ 71 km / s / Mpc, mais une valeur d'environ 70 ou plus serait désormais trop grande pour la densité de matière noire (axe des abscisses) que nous avons vu par d’autres moyens et par l’indice spectral scalaire (côté droit de l’axe des ordonnées) dont nous avons besoin pour que la structure à grande échelle de l’Univers ait un sens. (P.A.R. ADE ET AL. ET LA COLLABORATION PLANCK (2015))

Il est difficile d’identifier les biais potentiels dans les premières méthodes de signalisation, car les mesures de WMAP, de Planck et du Sloan Digital Sky Survey sont très précises. Par exemple, dans le fond cosmique à micro-ondes, nous avons très bien mesuré la densité de matière de l’Univers (environ 32% ± 2%) et l’indice spectral scalaire (0,968 ± 0,010). Avec ces mesures en place, il est très difficile d’obtenir un chiffre supérieur à environ 69 km / s / Mpc pour la constante de Hubble, ce qui est vraiment la limite supérieure.

Il peut y avoir des erreurs qui nous biaisent, mais nous avons du mal à énumérer ce qu’elles pourraient être.

Deux manières différentes de réaliser une supernova de type Ia: le scénario d’accumulation (L) et le scénario de fusion (R). On ne sait pas encore lequel de ces deux mécanismes est le plus courant lors de la création d'événements de supernova de type Ia, ou s'il existe un composant non découvert dans ces explosions. (NASA / CXC / M. WEISS)

Pour la méthode de l'échelle de distance, cependant, ils sont nombreux:

  • Nos méthodes de parallaxe peuvent être biaisées par la gravité de notre voisinage solaire local; l'espace-temps courbé entourant notre Soleil pourrait modifier systématiquement nos déterminations de distance.
  • Notre compréhension des céphéides est limitée, notamment parce qu'il en existe deux types et que certains d'entre eux se trouvent dans des environnements non vierges.
  • Et les supernovae de type Ia peuvent être causées par l’accumulation de nains blancs ou par la collision et la fusion de nains blancs. Les environnements dans lesquels ils se trouvent peuvent évoluer avec le temps. comprendre.

La divergence entre ces deux manières différentes de mesurer l'Univers en expansion peut simplement être le reflet de notre confiance excessive dans la petite taille de nos erreurs.

Reconstruction 3D de 120 000 galaxies et de leurs propriétés de regroupement, déduites de leur redshift et de leur structure à grande échelle. Les données de ces enquêtes nous permettent de déduire le taux d'expansion de l'Univers, ce qui est cohérent avec les mesures du CMB mais pas avec les mesures de l'échelle de distance. (JEREMY TINKER ET LA COLLABORATION SDSS-III)

La question de la rapidité avec laquelle l'univers se développe est une question qui préoccupe les astronomes et les astrophysiciens depuis le début de notre première expansion. C’est un exploit incroyable que de multiples méthodes indépendantes donnent des réponses cohérentes à 10% près, mais elles ne concordent pas, ce qui est troublant.

En cas d’erreur dans la parallaxe, les céphéides ou les supernovae, le taux d’expansion peut vraiment être très bas: 67 km / s / Mpc. Si tel est le cas, l’Univers se mettra en ligne lorsque nous identifierons notre erreur. Mais si le groupe Cosmic Microwave Background se trompe et que le taux d'expansion est plus proche de 73 km / s / Mpc, il laisse présager une crise de la cosmologie moderne. L’Univers ne peut pas avoir la densité de matière noire et les fluctuations initiales que 73 km / s / Mpc impliqueraient.

Soit une équipe a commis une erreur non identifiée, soit notre conception de l’Univers nécessite une révolution. Je parie sur l'ancien.

Débute avec un coup est maintenant sur Forbes, et republié sur moyen grâce à nos partisans de Patreon. Ethan est l'auteur de deux livres, Beyond The Galaxy et Treknology: La science de Star Trek, de Tricorders à Warp Drive.