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 desgalaxies 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.
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 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.
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