Comment avons-nous prouvé l’expansion de l’Univers ?

            Le XXème siècle représente la période la plus importantes concernant les avancés scientifiques en matière de cosmologie. En effet, les travaux fondamentaux d’Albert Einstein qui aboutissent à la publication de la Théorie de la Relativité générale (dans son article scientifique « Die Feldgleichungen der Gravitation ») en 1915 permettent l’émergence d’un nouveau paradigme scientifique sur lequel reposer les recherches. Plus précisément, la Théorie de Einstein permet pour la première fois de considérer l’Univers lui-même comme un objet physique qui est déformé par la matière.

Ainsi, dans les années 1920, un astronome américain dénommé Edwin Hubble réalise une série d’observations primordiales à l’aide du prodigieux télescope Hooker sur le mont Wilson, en Californie. Cependant, à l'époque d'Einstein, on ne savait pas qu'il existait d'autres galaxies que la nôtre. On parlait plutôt de nébuleuses. Par exemple, ce qu'on appelle aujourd'hui la galaxie d'Andromède apparaissait comme un amas de poussière que l’on pensait être contenu dans notre galaxie, la Voie lactée. Mais Hubble montre que cela est faux. En effet, en regardant la luminosité intrinsèque d'étoiles particulières qui s'appellent les céphéides (type de chandelle standard : objet astronomique ayant une luminosité intrinsèque connue), il montre qu'Andromède est tellement loin qu'on ne peut pas considérer qu'elle est dans notre galaxie.

En outre, Hubble a mesuré les longueurs d’ondes d’émission de certaines galaxies. Grâce à cela, il parvient à identifier certains éléments chimiques (comme l’hydrogène et l’hélium) et il compare leurs longueurs d’ondes d’émission avec celle des mêmes éléments chimiques mais au repos (mesuré sur Terre). De ce fait, il remarque un décalage entre les différentes longueurs d’onde. Plus précisément, les longueurs d’ondes émise depuis la galaxie sont décalées vers le rouge par rapport aux longueurs d’ondes de référence. Plus généralement, on appelle ce phénomène l’effet Doppler-Fizeau.

Effet Doppler-Fizeau

L’effet Doppler se définit par le décalage de la fréquence ou de la longueur d’onde en fonction du mouvement relatif. Plus précisément lorsque le distance entre la source et le récepteur varie au cours du temps. Par ailleurs, une longueur d’onde correspond à la distance séparant deux cycles consécutifs d’une onde (la période) et la fréquence correspond au nombre d’oscillation par seconde.

c : célérité de la lumière (3,00.108 m/s)

λ : longueur d’onde (en m)

f : fréquence (en Hz ou s-1)

L’effet Doppler-Fizeau est une extension de l’effet Doppler qui s’applique aux ondes lumineuses. La formule du décalage Doppler  est la suivante :

v : vitesse de l’émetteur (en m/s)

c : célérité de la lumière (3,00.108 m/s)

λ : longueur d’onde au repos (en m)

Δλ : décalage Doppler défini par  

En conséquence, lorsque Hubble a mesuré les longueurs d’ondes des galaxies, celles-ci étaient supérieurs à celles au repos. Donc d’après l’effet Doppler-Fizeau, ce red shift (décalage des longueurs d’ondes vers le rouge) démontre que la galaxie s’éloigne de notre planète et prouve donc que l’univers est en expansion.

Il faut savoir que durant la même période, en 1927, le physicien belge Georges Lemaître a été le premier à prouver théoriquement l’expansion de l’univers en déterminant la « constante d’Hubble » reliant le rapport entre la vitesse de récession en fonction de la distance des galaxies.

C’est ainsi qu’est développé la formule aujourd’hui connue sous le nom « loi d’Hubble-Lemaître » définit une relation de proportionnalité entre la vitesse de récession des galaxies entres-elles, la distance les séparant et la constante d’Hubble H0.

v : La vitesse de récession (généralement en km/s)

H0 : La constante d’Hubble (en km/s/Megaparsec)

D : La distance séparant les galaxies (en Megaparsec)

Exemple avec la galaxie Hydra A

Pour mieux comprendre ce qui a été développé auparavant, rien ne vaut mieux qu’un exemple.

Ainsi, imaginons que nous voulions déterminer la vitesse de récession de la galaxie Hydra A situé à 840 millions d’années lumières de la Terre.

On dispose du spectre d’absorption de la galaxie Hydra A dont on connait la longueur d’onde de plusieurs des raies d’absorption lorsque la source lumineuse est au repos (la raie H : λ = 396,85 nm du calcium ionisé).

Sur le spectre de la galaxie d’Hydra A, on remarque que les raies sont décalées vers le rouge, ce qui nous permet d’utiliser l’effet Doppler-Fizeau. 

Pour mesurer le décalage Doppler avec le spectre dont l’on dispose, il serait judicieux d’utiliser un logiciel. Par exemple, en utilisant le logiciel SalsalJ, on étalonne le spectre et on définit l’échèle grâce aux raies d’abso²rption de référence.

Par la suite, on mesure le décalage vers le rouge de la raie d’absorption H sur le spectre d’Hydra. Cela nous permet donc de déterminer le décalage Doppler Δλ (54,222 – 2,357 = 51,865 nm).

Ainsi, la vitesse de récession de la galaxie Hydra A est d’environ de 39 200 km/s

Finalement, la preuve de l’expansion de l’univers constitue l’une des découvertes les plus importantes en astronomie, bouleversant notre compréhension du cosmos. En outre, cela a permis aux scientifiques d’avoir une nouvelle base sur laquelle fondée leurs recherches et à envisager de nouveaux horizons de possibilités. Par ailleurs, la découverte de l’accélération de cette expansion, démontrée en 1998 par les équipes High-Z et Supernova Cosmology Project (SCP), a valu à trois de leurs membres le prix Nobel de physique en 2011.