galaxie (suite)

Loi de Hubble

Dès 1928, Edwin Hubble (1889-1953) énonça la loi suivante : Les spectres des galaxies font apparaître par rapport à notre Galaxie des vitesses de récession proportionnelles aux distances de ces galaxies.
1. Ce caractère nouveau distingue la récession des galaxies des effets Doppler ordinaires, dus aux vitesses propres. Cette loi correspond à un caractère non anthropocentrique du phénomène.
2. Le coefficient de proportionnalité considéré actuellement comme le plus probable est de
100 km/s/Mpc,
alors que la valeur proposée par Hubble en 1928 était de 540 km/s/Mpc.
3. La loi de proportionnalité s’applique aux distances moyennes des amas. Au sein de ceux-ci, les vitesses sont distribuées au hasard par rapport à la vitesse moyenne de l’amas. (C’est d’ailleurs à la quasi-égalité de leurs vitesses radiales que l’on reconnaît l’appartenance de plusieurs galaxies à un même amas.) En particulier, la récession est nulle au sein de l’amas local. Les galaxies s’écartent les unes des autres à la façon dont s’écartent dans l’air les particules d’une bouffée de fumée, sans qu’aucune d’elles puisse être considérée comme un centre de dispersion. La plus forte vitesse de récession enregistrée jusqu’à ces dernières années était de 120 000 km/s (soit 1 parsec en 8 ans). Il lui correspond un décalage de 1 600 Å des raies H et K, qui passent ainsi de l’extrême violet jusqu’au milieu du bleu. Mais de tels résultats ont été considérablement dépassés pour certains objets extraordinaires décelés par la radio-astronomie. Le décalage relatif des raies y atteint 2,1, ce qui donnerait une vitesse de récession supérieure à deux fois la vitesse de la lumière.

Une fois admise la loi de Hubble, la distance de toute nouvelle galaxie découverte se réduit à une mesure de décalage de raies spectrales, mesure qui s’affranchit des statistiques adoptées à l’intérieur d’un amas.

Constante de la récession

On désigne sous le nom de constante de la récession h le rapport entre la vitesse V d’une galaxie et sa distance r :

V étant exprimée en kilomètres par seconde et r en mégaparsecs. Si l’on traduit ces mêmes quantités dans le système CGS (1 parsec = 3,08 × 10¹⁸ cm), on aura :

La quantité a les dimensions d’un temps. Cette quantité que l’on représente par t₀, et h jouent un rôle important dans certaines théories concernant l’expansion de l’Univers. Le temps t₀ a pour valeur numérique :

une année comprenant environ 315 × 10⁹ secondes. Si l’on suppose que chaque galaxie a toujours eu la vitesse qui lui est constatée actuellement, qu’il y a eu une explosion gigantesque d’un magma comprenant toute la matière de l’Univers, que chaque parcelle, sous forme d’une galaxie, a atteint sa vitesse actuelle et que cette vitesse s’est conservée intégralement, le temps t₀ représente ce que l’on pourrait appeler le passé de l’expansion. Il correspond à une époque où toutes les galaxies étaient jointives avec la Galaxie et où il devait régner dans l’Univers des températures et des pressions infiniment plus élevées que celles qui sont connues actuellement.

Si représente le temps écoulé depuis l’instant origine, on devrait avoir une augmentation des distances proportionnelle au temps, soit

En réalité, dans la mesure où h peut être considéré comme une constante absolue, la relation précédente correspond à un accroissement exponentiel des distances. En intégrant les deux membres de l’équation

on trouve r = Ce^ht, C étant une constante.

Cette relation permet de calculer, par exemple, au bout de combien de temps toute distance a décuplé dans l’Univers.

Il suffit pour cela d’écrire e^ht2 = 10 e^ht1, ou

En remontant de cette quantité dans le passé, on trouverait un Univers recroquevillé, dans lequel les densités seraient de l’ordre d’un million de fois supérieures aux densités actuelles et où la gravitation freinerait beaucoup l’expansion.

Dans l’une ou l’autre de ces hypothèses rudimentaires, on ne trouve guère qu’un passé ne dépassant pas une ou deux dizaines de milliards d’années. Vers 1900, les cosmogonistes envisageaient des passés de cent mille milliards d’années. La découverte de la récession des galaxies a introduit des arguments décisifs en faveur d’une échelle courte du temps, concordant avec l’évidence de l’évolution rapide des galaxies et des étoiles.

Le peuplement moyen de l’espace

Jusqu’en 1952, on estimait à trois galaxies de moyenne importance la population moyenne d’un cube de 700 000 pc dont la densité est de l’ordre de 10⁻²⁹ à 10⁻³⁰ g/cm³. Compte tenu de la nouvelle échelle des distances entre galaxies, cette densité spatiale doit être divisée par un facteur important. La valeur admise en 1958 par Jan Oort (né en 1900) pour la densité moyenne est de 3.10⁻³¹ g/cm³. Si l’on reste à l’intérieur d’un amas comme l’Amas Virgo, le mieux connu de tous, la densité moyenne semble être de l’ordre de 10⁻²⁷ g/cm³ dans le voisinage de la Galaxie. On a ainsi une idée de l’agglomération en grumeaux de la matière dans l’ensemble de l’Univers. Les valeurs de ces densités moyennes jouent un rôle important lorsqu’on tente d’introduire des valeurs numériques dans les conceptions relativistes.

Découvertes récentes concernant les noyaux des galaxies

Des progrès considérables ont été réalisés par l’emploi des photographies en couleurs (sur films refroidis à la neige carbonique) pour la connaissance des noyaux des galaxies. Jusqu’à ces dernières années, on était obligé sur les clichés ordinaires de procéder à des surexpositions importantes pour voir apparaître les détails périphériques de la galaxie étudiée, dont le centre était alors représenté par un magma informe ne permettant de distinguer absolument aucun détail.

En 1940, Humason, observant au mont Wilson la grande nébuleuse d’Andromède par une nuit remarquablement claire, y avait découvert un petit noyau elliptique d’un éclat exceptionnel et de dimensions 7,7 × 4,7 pc. Cette découverte avait été confirmée par des observations faites au mont Palomar et surtout par des observations réalisées à partir de 1959 à la caméra électronique d’André Lallemand, dont un des avantages réside dans la suppression du seuil de saturation, ce qui correspond à l’absence de halo. André Lallemand put même évaluer, pour la Galaxie, la masse de ce noyau (13.10⁶ fois la masse du Soleil) et ses dimensions (de l’ordre de 7 à 8 pc), dimensions confirmées tout récemment par la radio-astronomie. Toutes ces observations ont été de nouveau précisées par l’emploi des photographies en couleurs, où l’on voit apparaître, au centre de l’image des galaxies, un noyau quasi ponctuel et éblouissant, avec les teintes jaunes ou orangées caractéristiques de la population II c’est-à-dire de la plus ancienne. Tous ces noyaux seraient, quelle que soit la dimension de la Galaxie, de dimensions et de masses sinon identiques, du moins équivalentes, et pourraient constituer, pour les astronomes, un étalon absolu de grandeur dans tout l’espace chaque fois que de tels noyaux sont observables.