L’expansion de l’Univers


La récession des galaxies

En 1912, l’astronome américain Vesto Slipher commença à l’observatoire Lowell une étude du spectre des galaxies les plus brillantes. Ceci n’était pas une mince affaire car même les galaxies les plus lumineuses ont une luminosité totale très faible et le fait de décomposer la lumière en ses différentes longueurs d’onde n’arrange rien. Il fallait ainsi plusieurs nuits d’observation pour obtenir le spectre d’une seule galaxie à l’époque.

En analysant ses résultats, Vesto Slipher constata que les quelques raies présentes dans ces spectres se trouvaient déplacées par rapport à leur position théorique. Il interpréta ceci comme un effet de la vitesse des galaxies puisque la longueur d’onde observée des raies spectrales d’un corps change lorsque celui-ci est en mouvement. D’après le décalage, Slipher pouvait donc déterminer la vitesse relative de ces galaxies par rapport à la nôtre. Il trouva ainsi par exemple que la galaxie d’Andromède se rapproche de nous à une vitesse de l’ordre de 300 kilomètres par seconde.

La galaxie d'Andromède

La galaxie d’Andromède (M31) observée dans l’ultraviolet par le satellite GALEX (Galaxy Evolution Explorer) de la NASA. La galaxie se trouve à 2,5 millions d’années-lumière de nous et possède un diamètre de 260.000 années-lumière. Les observations dans l’ultraviolet mettent en relief les corps les plus chauds, dans ce cas les étoiles les plus brillantes de la galaxie, donc les étoiles jeunes et massives et les régions qui les entourent. Crédit : NASA/JPL-Caltech

Son résultat final était plus surprenant : il obtenait onze décalages vers le rouge et quatre vers le bleu, soit beaucoup plus de galaxies s’éloignant de nous que de galaxies se rapprochant de nous. Si le mouvement des galaxies était aléatoire et sans direction privilégiée, il aurait dû y avoir autant de décalages vers le bleu que vers le rouge. Les observations de Slipher révélait donc un fait fondamental sur la dynamique de l’Univers. Malheureusement, la découverte n’eut pas lieu à ce moment-là car l’échantillon de galaxies n’était pas suffisamment grand pour être vraiment significatif.

Edwin Hubble

En 1917 s’acheva la construction du télescope de 2,50 mètres du mont Wilson. Ceci permit à un autre américain, Milton Humason, de se mettre au travail sur le même sujet et d’obtenir des résultats plus rapidement. En effet, le pouvoir collecteur d’un télescope augmente avec la taille de son ouverture si bien que l’on obtient beaucoup plus rapidement un bon spectre avec un grand télescope.

A la même époque, Edwin Hubble, dans le même observatoire, continuait ses travaux sur la distance des galaxies proches en utilisant la relation entre période et luminosité des céphéides. C’est en comparant ses distances aux vitesses de Milton Humason qu’il fit la découverte qui allait révolutionner l’astronomie.

Il constata qu’à part les plus proches, qui se déplaçaient de manière aléatoire, toutes les galaxies s’éloignaient de nous. Plus important encore, ce mouvement général se faisait suivant une règle très précise : la vitesse de récession d’une galaxie était proportionnelle à sa distance. Ainsi, une galaxie deux fois plus éloignée qu’une autre, s’éloignait deux fois plus vite. Cette loi est maintenant connue sous le nom de loi de Hubble et le facteur de proportionnalité est appelé constante de Hubble et noté H0.

Edwin Hubble

Edwin Powell Hubble : Marshfield, 1889 – San Marino, 1953

L’expansion de l’Univers

La découverte de Hubble fut l’un des grands moments de l’histoire de l’astronomie. La loi de proportionnalité entre distance et vitesse montrait que la récession des galaxies ne correspondait pas à un mouvement par rapport à un espace statique, mais à une expansion de l’Univers lui-même. Le décalage vers le rouge était lié à la dilatation de l’espace, pas à un déplacement des galaxies dans un espace fixe.

Un simple élastique peut fournir une analogie simple à une dimension. Pour représenter les galaxies, marquons quatre points équidistants A, B, C et D sur l’élastique. L’expansion de l’Univers se simule simplement en étirant l’élastique. Les points s’éloignent les uns des autres sans pour autant se déplacer par rapport à l’élastique. De la même façon, les galaxies ne se déplacent pas par rapport à l’espace, mais sont entraînées par le mouvement d’expansion de l’Univers.

Pour visualiser la loi de Hubble, plaçons nous au point A et observons le mouvement apparent des autres points. Ceux-ci ne s’éloignent pas tous à la même vitesse : C a l’air de fuir deux fois plus vite que B et D trois fois plus vite que B. La vitesse de récession est donc proportionnelle à la distance et nous retrouvons bien la loi de Hubble.

Notons que l’expansion n’a pas de centre. Si nous nous plaçons au point B, les points A et C semblent s’éloigner dans des directions opposées à la même vitesse et D s’éloigne au double de cette vitesse. Depuis le point C, les points B et D fuient dans des directions opposées à la même vitesse et A au double de celle-ci. La situation est donc exactement la même quelle que soit notre position. Le fait que chaque point voit tous les autres s’éloigner ne signifie pas qu’il se trouve au centre de l’expansion. De même, l’expansion de l’Univers ne possède pas de centre : la Voie Lactée n’est pas un lieu privilégié de l’Univers.


Page mise à jour le 1 juillet 2015 par Olivier Esslinger