HUBBLE-LEMAÎTRE CONSTANTE DE

La constante de Hubble-Lemaître, longtemps appelée constante de Hubble, est un paramètre important en cosmologie. Notée H₀, elle correspond au taux actuel de l’expansion de l’Univers. Elle tire son nom de l’Américain Edwin Hubble (1889-1953) et du Belge Georges Lemaître (1894-1966) qui ont indépendamment observé, respectivement en 1929 et 1927, que la vitesse d’éloignement des galaxies par rapport à la Terre, dite vitesse de récession, est proportionnelle à leur distance de celle-ci, H₀ étant le facteur de proportionnalité.

Cette découverte, qui a démontré l’expansion de l’Univers et a donné naissance à la cosmologie moderne, est, près d’un siècle plus tard, encore au centre de toutes les attentions. Les dernières mesures de H₀ sont incompatibles avec la prédiction théorique déduite de la relativité générale et de l’observation des premiers âges de l’Univers, puisqu’elles sont plus grandes que prévu. L’Univers semble donc grandir trop vite…

Expansion de l’Univers et vitesse des galaxies

Pour comprendre les implications d’une valeur de H₀ plus grande que prévu, il faut revenir sur le concept d’expansion de l’Univers et donc sur la différence entre les mouvements propres des galaxies et la dilatation de l’espace-temps. Le fait que les galaxies s’éloignent de la Terre d’autant plus vite qu’elles sont lointaines ne signifie pas que notre Galaxie, la Voie lactée, est au centre de l’Univers, mais plutôt que la distance (d) entre chaque galaxie augmente avec le temps – autrement dit, que l’espace-temps est en expansion. Ainsi, le terme de « vitesse de récession », noté v (avec v = H₀·d), est un abus de langage, car ce n’est pas une vitesse, dans le sens d’un déplacement des galaxies dans l’Univers, que trace la constante de Hubble-Lemaître, mais bien l’expansion de la géométrie de l’espace-temps lui-même. Pour mieux comprendre, il faut analyser comment cette « vitesse de récession » est obtenue.

Grâce à des observations spectroscopiques, il est possible de comparer les longueurs d’onde de raies d’émission ou d’absorption présentes dans le spectre d’une galaxie avec celles que l’on observe en laboratoire pour les mêmes éléments physico-chimiques (notamment l’hydrogène ou l’oxygène). Le décalage $\left(\mathrm{\Delta }\mathrm{\lambda }\right)$ de ces raies indique la vitesse de récession de la galaxie car $\mathrm{\Delta }\mathrm{\lambda }=\frac{\mathrm{\lambda }}{{\mathrm{\lambda }}^0}=\mathrm{ }$(1 + z), avec ${\mathrm{\lambda }}^0$ la longueur d’onde attendue, $\mathrm{\lambda }$ la longueur d’onde observée, et z = $\frac{v}{c}$, le décalage vers le rouge correspondant au rapport entre la vitesse apparente de récession v et la vitesse de la lumière c. Si une galaxie apparaît plus rouge, autrement dit que $\mathrm{\Delta }\mathrm{\lambda }\mathrm{ }$est supérieur à 1, c’est qu’elle s’éloigne de l’observateur.

Mais, en fait, deux effets bien différents se combinent pour produire ce décalage vers le rouge observé.

Le premier est un effet Doppler, c’est-à-dire un décalage dans la longueur d’onde induit par le mouvement propre de la source qui fait qu’elle apparaît plus rouge ou plus bleue selon, respectivement, qu’elle s’éloigne (et donc dilate la longueur d’onde) ou se rapproche de l’observateur (et donc la compresse). Cet effet est donc provoqué par le mouvement des galaxies dans l’Univers, relativement les unes aux autres. Ces mouvements propres, dont les vitesses sont de l’ordre de quelques centaines de kilomètres par seconde, sont dus à l’action gravitationnelle que la masse d’une galaxie exerce sur la masse d’une autre.

Le second effet est un effet cosmologique engendré par la dilatation de l’espace-temps pendant la durée où le photon a voyagé entre la galaxie source et l’observateur. Si l’Univers s’est dilaté de 10 %, alors le photon est 10 % plus rouge (z = 0,1). C’est ce second effet que l’on cherche à mesurer. Le mouvement propre des galaxies apparaît donc comme une « nuisance » dont il faut s’affranchir pour pouvoir mesurer précisément [...]