Connaitre l’√Ęge de l’Univers

age de l'univers

D’un point de vue conceptuel, l’id√©e de d√©terminer l’√Ęge de l’Univers peut sembler la plus simple qui soit. Une fois que vous avez compris que l’Univers est en expansion, tout ce que vous avez √† faire est de mesurer le taux d’expansion aujourd’hui et d’utiliser les lois de la physique pour d√©terminer comment le taux d’expansion doit avoir chang√© avec le temps. Au lieu d’extrapoler vers l’avant pour d√©terminer le sort de l’Univers, vous faites plut√īt les calculs √† l’envers, et vous retournez jusqu’√† ce que vous ayez atteint les conditions du Big Bang chaud lui-m√™me.

Cette m√©thode √©vidente ne fonctionne pas seulement, mais elle reste la meilleure fa√ßon de calculer l’√Ęge de l’Univers, m√™me aujourd’hui. Pourtant, il est tr√®s facile d’aller de travers, car il existe de nombreuses hypoth√®ses simplificatrices que vous pouvez faire qui vous donneront une r√©ponse facile qui n’est pas n√©cessairement correcte, y compris les erreurs que m√™me un laur√©at du prix Nobel a commises plus t√īt cette ann√©e. Voici comment vous aussi pouvez d√©terminer l’√Ęge de l’Univers.

L’expansion de l’univers

Le premier point de d√©part est l’Univers en expansion et le seul param√®tre que nous nous sommes efforc√©s de mesurer plus longtemps que tout autre : la constante de Hubble. Sur les plus grandes √©chelles, les galaxies que nous trouvons dans l’Univers ob√©issent √† une relation tr√®s simple entre les deux quantit√©s observables de distance et de d√©calage rouge, o√Ļ plus un objet est loin de nous, plus son d√©calage rouge mesur√© sera grand.

Remarquablement, la loi qui les relie est extr√™mement simple : la vitesse de r√©cession que vous d√©duirez du d√©calage vers le rouge d’une galaxie est √©gale √† la distance √† cette galaxie multipli√©e par la constante de Hubble. Plus remarquable encore, cette constante a la m√™me valeur pour pratiquement toutes les galaxies que nous mesurons, en particulier pour les galaxies situ√©es √† quelques milliards d’ann√©es-lumi√®re de nous. Bien qu’il y ait des mouvements cosmiques suppl√©mentaires inh√©rents √† chaque galaxie induits par des effets gravitationnels, cette loi reste vraie quand on fait la moyenne sur toutes les galaxies que l’on peut trouver.

La constante de Hubble

Quelle est donc la constante de Hubble à mesurer ? Cela dépend de la façon dont vous le mesurez, puisque :

  • si vous le mesurez en utilisant des signaux qui ont √©t√© imprim√©s jusqu’aux premiers stades du Big Bang, vous obtenez une valeur pour la constante de Hubble de 67 km/s/Mpc, avec une incertitude de 1-2%,
  • mais si vous le mesurez en mesurant des sources lumineuses individuelles qui n’arrivent que lorsque l’Univers a d√©j√† des milliards d’ann√©es, vous obtenez une valeur pour la constante de Hubble de 73 km/s/Mpc, avec une incertitude de seulement 2-3%.

Pourquoi ces deux valeurs ne correspondent pas – et pourquoi elles donnent des r√©ponses si diff√©rentes et mutuellement incoh√©rentes – est l’une des √©nigmes majeures de la cosmologie moderne.

Cependant, les plus astucieux d’entre vous remarqueront quelque chose √† propos de la constante de Hubble elle-m√™me : elle est exprim√©e en unit√©s qui sont une vitesse (km/s) par unit√© de distance (Mpc, o√Ļ 1 m√©gaparsec est d’environ 3,26 millions d’ann√©es-lumi√®re). Si vous regardez une galaxie √† 100 Mpc de distance, vous vous attendriez √† ce qu’elle s’√©loigne dix fois plus vite qu’une galaxie √† seulement 10 Mpc de distance, mais seulement dix fois moins vite qu’une galaxie √† 1 000 Mpc. C’est le simple pouvoir de la relation rouge-distance-distance.

Mais il y a une autre fa√ßon de manipuler la constante de Hubble : reconna√ģtre qu’une vitesse (distance par temps) par unit√© de distance (distance) est la m√™me que les unit√©s de temps inverse. A quoi pourrait correspondre la signification physique de ce ¬ę¬†temps inverse¬†¬Ľ ? Peut-√™tre, vous pouvez raisonnablement l’imaginer, pourrait-elle correspondre √† l’√Ęge de l’Univers.

Il y a environ 3,1 × 1019 kilomètres dans un mégaparsec, ce qui signifie que si vous transformez la constante de Hubble en un temps inverse, vous trouvez des choses fascinantes.

  • Le ¬ę¬†temps¬†¬Ľ auquel correspond une valeur de 67 km/s/Mpc √©quivaut √† 14,6 milliards d’ann√©es.
  • Le ¬ę¬†temps¬†¬Ľ auquel correspond une valeur de 73 km/s/Mpc √©quivaut √† 13,4 milliards d’ann√©es.

Ils sont tous les deux presque √©gaux √† l’√Ęge accept√© de l’Univers, mais pas tout √† fait. De plus, ils sont presque √©gaux l’un √† l’autre, mais diff√®rent √† peu pr√®s du m√™me montant que les deux estimations de la constante de Hubble : 9 % environ.

Le calcul

Cependant, vous ne pouvez pas simplement changer l’√Ęge de l’Univers en changeant la constante de Hubble, et il y a une raison subtile mais vitale pour laquelle il en est ainsi.

La valeur de la constante de Hubble aujourd’hui n’est pas simplement l’inverse de la valeur de l’√Ęge de l’Univers, m√™me si les unit√©s sont con√ßues pour vous donner une mesure du temps. Au lieu de cela, le taux d’expansion que vous mesurez – la constante de Hubble aujourd’hui – doit √©quilibrer la somme totale de toutes les formes d’√©nergie qui contribuent √† la composition de l’Univers, y compris :

  • mati√®re normale,
  • de la mati√®re noire,
  • neutrinos,
  • les radiations,
  • l’√©nergie noire,
  • courbure spatiale,
  • et tout ce que l’on peut inventer.

L’√©quation qui r√©git l’Univers en expansion peut √™tre r√©solue exactement dans certains cas simples.

Si votre Univers est exclusivement compos√© de rayonnement, vous trouvez que la constante de Hubble multipli√©e par l’√Ęge de l’Univers puisque le Big Bang est √©gal √† ¬Ĺ, exactement. Si votre Univers est exclusivement compos√© de mati√®re (normale et/ou sombre), vous trouvez que la constante de Hubble multipli√©e par l’√Ęge de l’Univers est √©gale √† ‚ÖĒ, exactement. Et si votre Univers est enti√®rement fait d’√©nergie noire, vous constaterez qu’il n’y a pas de r√©ponse exacte ; la valeur de la constante de Hubble multipli√©e par l’√Ęge de l’Univers continue toujours √† augmenter (vers l’infini) au fil du temps.

Le calcul avec précision

Cela signifie que si nous voulons calculer avec pr√©cision l’√Ęge de l’Univers, nous pouvons le faire, mais la constante de Hubble seule ne suffit pas. De plus, nous devons aussi savoir de quoi est fait l’Univers. Deux Univers imagin√©s avec le m√™me taux d’expansion aujourd’hui mais faits de diff√©rentes formes d’√©nergie auront des histoires d’expansion diff√©rentes et, par cons√©quent, des √Ęges diff√©rents l’un de l’autre.

Donc, pour d√©couvrir l‘√Ęge r√©el de l’Univers depuis le d√©but du Big Bang chaud, tout ce que nous avons √† faire est de d√©terminer le taux d’expansion de l’Univers et de quoi l’Univers est fait. Il y a une vari√©t√© de m√©thodes que nous pouvons utiliser pour faire cette d√©termination, mais il y a une chose vitale que nous devons nous rappeler : plusieurs des fa√ßons dont nous avons de mesurer un param√®tre (comme le taux d’expansion) d√©pendent de nos hypoth√®ses sur ce dont l’Univers est fait.

En d’autres termes, nous ne pouvons pas supposer que l’Univers est fait d’une certaine quantit√© de mati√®re, d’une certaine quantit√© de rayonnement et d’une certaine quantit√© d’√©nergie noire d’une mani√®re ind√©pendante du taux d’expansion lui-m√™me. La fa√ßon peut-√™tre la plus puissante d’illustrer cela est de regarder les restes de la lueur du Big Bang lui-m√™me : l’arri√®re-plan des micro-ondes cosmiques.

Le Fond diffus cosmologique

Ceci, ci-dessus, est une carte des fluctuations (le fond diffus cosmologique) de l’arri√®re-plan des hyperfr√©quences cosmiques. Dans l’ensemble, toutes les directions de l’Univers affichent la m√™me temp√©rature moyenne que toutes les autres directions : environ 2,725 K. Lorsque vous soustrayez cette valeur moyenne, vous obtenez le mod√®le que vous voyez ci-dessus : les fluctuations ou les √©carts de la temp√©rature moyenne.

Les fluctuations pr√©sentent des sch√©mas particuliers dans leur amplitude sur une vari√©t√© d’√©chelles angulaires, avec des fluctuations dont l’amplitude augmente jusqu’√† une √©chelle angulaire particuli√®re d’environ 1 degr√©, puis diminue et augmente de fa√ßon oscillatoire. Ces oscillations nous donnent des statistiques vitales sur l’Univers.

Le plus important √† r√©aliser, c’est qu’il existe de nombreuses combinaisons possibles de valeurs qui peuvent s’adapter √† n’importe quel graphique particulier. Par exemple, √©tant donn√© les fluctuations que nous voyons, nous pouvons avoir un Univers avec :

  • 4 % de mati√®re normale, 21 % de mati√®re noire, 75 % d’√©nergie noire et une constante de Hubble de 72,
  • 5% de mati√®re normale, 30% de mati√®re noire, 65% d’√©nergie noire et une constante de Hubble de 65,
  • soit 8% de mati√®re normale, 47% de mati√®re noire, 49% d’√©nergie noire, -4% de courbure et une constante de Hubble de 51.

Vous pouvez remarquer ici : vous pouvez avoir une constante de Hubble plus grande si vous avez moins de mati√®re et plus d’√©nergie sombre, ou une constante de Hubble plus petite si vous avez plus de mati√®re et moins d’√©nergie sombre. Ce qui est remarquable √† propos de ces combinaisons, cependant, c’est qu’elles m√®nent toutes √† presque exactement le m√™me √Ęge pour l’Univers depuis le Big Bang.

L’age r√©el

La raison pour laquelle nous pouvons pr√©tendre que l’Univers est vieux de 13,8 milliards d’ann√©es avec une telle pr√©cision est due √† la suite compl√®te de donn√©es que nous avons. Un Univers qui se d√©veloppe plus rapidement a besoin d’avoir moins de mati√®re et plus d’√©nergie sombre, et sa constante de Hubble multipli√©e par l’√Ęge de l’Univers aura une plus grande valeur. Un Univers en expansion plus lente n√©cessite plus de mati√®re et moins d’√©nergie sombre, et sa constante de Hubble multipli√©e par l’√Ęge de l’Univers obtient une valeur inf√©rieure.

Cependant, pour √™tre coh√©rent avec ce que nous observons, l’Univers ne peut √™tre inf√©rieur √† 13,6 milliards d’ann√©es et sup√©rieur √† 14,0 milliards d’ann√©es, avec une confiance sup√©rieure √† 95%. Il y a beaucoup de propri√©t√©s de l’Univers qui sont en effet en doute, mais son √Ęge n’en fait pas partie. Assurez-vous simplement de tenir compte de la composition de l’Univers, sinon vous obtiendrez une r√©ponse na√Įve – et incorrecte.