Voici comment les galaxies lointaines s’éloignent de nous à des vitesses supérieures à celle de la lumière

plus loin de nous et plus sa lumière apparaît décalée vers le rouge. Une galaxie qui se déplace avec l’Univers en expansion sera même à un plus grand nombre d’années-lumière, aujourd’hui, que le nombre d’années (multiplié par la vitesse de la lumière) qu’il a fallu à la lumière émise par elle pour nous atteindre. Mais nous ne pouvons comprendre les décalages vers le rouge et les décalages vers le bleu que si nous les attribuons à une combinaison d’effets dus à la fois au mouvement (relativisme spécial) et à l’expansion du tissu spatial (relativité générale). Larry McNish du centre RASC de Calgary

Si vous regardez dans l’Univers lointain, vous rencontrerez des galaxies distantes de millions, de milliards ou même de dizaines de milliards d’années-lumière. En moyenne, plus une galaxie est éloignée de vous, plus elle semble s’éloigner rapidement de vous. Cela se voit lorsque vous regardez les couleurs des étoiles présentes au sein de la galaxie, ainsi que les raies d’émission et d’absorption inhérentes à la galaxie elle-même : elles sembleront systématiquement décalées vers le rouge.

Éventuellement, vous commencerez à observer des galaxies si éloignées que leur lumière sera si sévèrement décalée vers le rouge qu’elles sembleront approcher, atteindre et même dépasser la vitesse de la lumière au-delà d’une certaine distance. Le fait que ce soit ce que nous voyons réellement peut vous faire remettre en question tout ce que vous pensiez savoir sur la relativité, la physique et l’Univers. Pourtant, ce que vous voyez est réel ; ces décalages vers le rouge ne sont pas un mensonge. Voici ce qui fait que ces galaxies lointaines se décalent vers le rouge si sévèrement, et ce que cela signifie vraiment pour la vitesse de la lumière.

passer sensiblement différemment pour le voyageur par rapport à la personne qui reste dans un cadre de référence constant. Cependant, vous ne pouvez comparer les horloges (temps) et les règles (distance) qu’entre des observateurs situés au même événement (ou ensemble de coordonnées spatiales et temporelles) dans l’Univers ; les observateurs séparés par une distance quelconque doivent compter avec les propriétés non plates et non statiques de l’espace-temps, aussi. Paradoxe des jumeaux, via http://www.twin-paradox.com/

L’idée de relativité est quelque chose que la plupart des gens pensent comprendre, mais il est important d’être prudent en raison de la facilité avec laquelle la théorie d’Einstein peut être mal comprise. Oui, il est vrai qu’il y a une vitesse ultime pour les objets dans l’Univers : la vitesse de la lumière dans le vide, c, ou 299 792 458 m/s. Seules les particules de masse nulle peuvent se déplacer à cette vitesse ; tout ce qui a une masse réelle, positive, ne peut que se déplacer plus lentement que la vitesse de la lumière.

Mais lorsque nous parlons d’être limité par la vitesse de la lumière, nous faisons implicitement une hypothèse que la plupart d’entre nous ne réalisent pas : nous parlons d’un objet qui se déplace par rapport à un autre au même événement dans l’espace-temps, ce qui signifie qu’ils sont au même emplacement spatial au même moment dans le temps. Si vous avez deux objets avec des coordonnées spatio-temporelles différentes l’une de l’autre, il y a un autre facteur qui entre en jeu et qui ne peut absolument pas être ignoré.

et du Soleil dans notre système solaire, doivent être pris en compte pour toute observation qu’un engin spatial ou un autre observatoire ferait. Les effets de la relativité générale, même les plus subtils, ne peuvent être ignorés dans des applications allant de l’exploration spatiale aux satellites GPS en passant par un signal lumineux passant près du Soleil. NASA/JPL-Caltech, pour la mission Cassini

En plus du mouvement relativiste spécial, qui se produit par rapport à la coordonnée spatio-temporelle que vous occupez actuellement, il y a aussi un effet qui n’apparaît que lorsque vous commencez à penser en termes de relativité générale : la courbure et l’évolution de l’espace-temps lui-même.

Alors que la relativité spéciale ne se produit que dans un espace non courbé et statique, l’Univers réel contient de la matière et de l’énergie. La présence de matière/énergie signifie que les objets de notre espace-temps ne peuvent pas être statiques et immuables, mais verront leurs positions spatiales évoluer avec le temps car le tissu même de l’espace-temps évolue. Si vous vous trouvez à proximité d’une grande masse, comme une étoile ou un trou noir, l’espace sera courbé de sorte que vous ressentirez une accélération vers cette masse. Cela se produit même en l’absence de mouvement par rapport au tissu de l’espace lui-même ; l’espace se comporte comme une rivière qui s’écoule ou un trottoir qui se déplace, entraînant tous les objets avec lui au fur et à mesure qu’il s’écoule.

Trou noir de Schwarzschild, l’espace s’écoule soit comme un trottoir roulant, soit comme une cascade, selon la façon dont vous voulez le visualiser. Au niveau de l’horizon des événements, même si vous couriez (ou nagiez) à la vitesse de la lumière, vous ne pourriez pas surmonter le flux de l’espace-temps, qui vous entraîne dans la singularité au centre. En revanche, en dehors de l’horizon des événements, d’autres forces (comme l’électromagnétisme) peuvent souvent vaincre la gravité, ce qui permet à la matière, même infime, de s’échapper. Andrew Hamilton / JILA / Université du Colorado

Dans un Univers rempli de matière de manière à peu près uniforme, notamment aux plus grandes échelles, les changements que subit l’espace-temps s’appliquent à des échelles de l’ensemble de l’Univers observable. Plus précisément, un Univers rempli à la fois de manière homogène (la même chose en tous lieux) et isotrope (la même chose dans toutes les directions) ne peut pas rester statique, mais doit soit s’étendre, soit se contracter.

Lorsqu’Alexander Friedmann a dérivé pour la première fois en 1922 les équations qui exigeaient cette solution, peu d’attention lui a été accordée. Cinq ans plus tard, de manière totalement indépendante, Georges Lemaître est tombé sur la même solution, qu’il a immédiatement envoyée à Einstein lui-même. Lorsqu’il la reçoit, Einstein ne trouve rien à redire à son travail, mais ne peut en accepter la conclusion et déclare : « Vos calculs sont corrects, mais votre physique est abominable. » Mais sa physique n’était pas abominable ; elle était la clé pour déverrouiller l’Univers.

brillant à travers les nuages interstellaires. Il existe de nombreuses variétés d’étoiles variables ; l’une d’entre elles, les Céphéides variables, peut être mesurée à la fois dans notre propre galaxie et dans des galaxies situées jusqu’à 50-60 millions d’années-lumière. Cela nous permet d’extrapoler les distances entre notre propre galaxie et des galaxies beaucoup plus éloignées dans l’Univers. D’autres classes d’étoiles individuelles, telles qu’une étoile à l’extrémité de l’AGB ou une variable RR Lyrae, peuvent être utilisées à la place des céphéides, donnant des résultats similaires et la même énigme cosmique sur le taux d’expansion. NASA, ESA et l’équipe du patrimoine Hubble

Presque à la même époque – dans les années 1910 et 1920 – les astronomes venaient d’acquérir la capacité technique d’effectuer deux mesures clés sur des objets faibles et lointains.

1. En utilisant la technique de la spectroscopie, où la lumière d’un objet peut être décomposée en ses différentes longueurs d’onde, les astronomes pouvaient identifier la signature certaine d’atomes spécifiques : des lignes d’absorption et d’émission qui se produisent à des longueurs d’onde spécifiques. En se basant sur le décalage systématique de ces lignes spectrales, soit vers le rouge, soit vers le bleu par le même facteur global, les astronomes pourraient mesurer le décalage vers le rouge (ou vers le bleu) total d’un objet lointain, comme une galaxie.
2. En identifiant les propriétés spécifiques d’un objet lointain qui vous renseignent sur ses propriétés intrinsèques, comme la luminosité intrinsèque d’une étoile ou la taille réelle d’une galaxie, ainsi que la luminosité apparente ou le diamètre angulaire apparent, les astronomes pourraient alors en déduire la distance de cet objet.

les objets que nous observons présentent les signatures spectrales d’absorption ou d’émission d’atomes, d’ions ou de molécules particuliers, mais avec un décalage systématique vers l’extrémité rouge ou bleue du spectre lumineux. Associées aux mesures de distance de Hubble, ces données ont donné naissance à l’idée initiale de l’expansion de l’Univers : plus une galaxie est éloignée, plus sa lumière est décalée vers le rouge. Vesto Slipher, (1917) : Proc. Amer. Phil. Soc., 56, 403

En combinant les deux séries d’observations, ce que les scientifiques ont commencé à faire vers la fin des années 1920, un schéma clair est apparu : plus la distance d’une galaxie était mesurée, plus son décalage vers le rouge était mesuré. Ce n’était qu’une tendance générale, car les galaxies individuelles semblaient avoir des décalages vers le rouge et des décalages vers le bleu supplémentaires superposés à cette tendance globale, mais la tendance générale restait claire.

Spécifiquement, les décalages vers le rouge et les décalages vers le bleu « supplémentaires » qui apparaissent sont toujours indépendants de la distance, et correspondent à des vitesses allant de quelques dizaines à quelques centaines à quelques milliers de kilomètres par seconde, mais pas plus. Cependant, si vous observez des galaxies qui sont deux fois plus éloignées qu’une galaxie plus proche, le décalage vers le rouge moyen est deux fois plus important que celui des galaxies plus proches. À une distance dix fois supérieure, le décalage vers le rouge est dix fois plus important. Et cette tendance se poursuit aussi loin que nous sommes prêts à regarder, de millions à des dizaines de millions à des centaines de millions à des milliards d’années-lumière.

expansion de l’Univers, suivie d’observations ultérieurement plus détaillées, mais aussi incertaines. Le graphique de Hubble montre clairement la relation redshift-distance avec des données supérieures à celles de ses prédécesseurs et concurrents ; les équivalents modernes vont beaucoup plus loin. Notez que les vitesses particulières restent toujours présentes, même à de grandes distances. Robert P. Kirshner (R), Edwin Hubble (L)

Comme vous pouvez le voir, la tendance est que cette relation – entre le décalage vers le rouge mesuré et la distance – se poursuit pour des distances extraordinaires. La relation entre le décalage vers le rouge et la distance, connue depuis des générations sous le nom de loi de Hubble (récemment révisée en loi Hubble-Lemaître) mais découverte indépendamment à la fois par Lemaître et Howard Robertson avant que Hubble ne la publie, a été l’une des relations empiriques les plus robustes jamais découvertes en astronomie.

L’interprétation standard de cette tendance, y compris les décalages vers le rouge et les décalages vers le bleu supplémentaires qui sont inhérents à chaque objet individuel, est qu’il y a deux parties aux décalages vers le rouge et/ou aux décalages vers le bleu de chaque objet.

1. La composante due à l’expansion globale de l’Univers, la relation redshift-distance, est responsable de la majorité des redshifts, en particulier à grande distance.
2. La composante due au mouvement de chaque galaxie individuelle dans l’espace, qui explique les perturbations « supplémentaires » au sommet de la ligne de tendance principale, est due au mouvement relativiste spécial par rapport au tissu de l’espace en expansion.

régions sous-denses (bleu/noir) de l’Univers proche de nous. Les lignes et les flèches illustrent la direction des flux de vitesse particulière, qui sont les poussées et les tractions gravitationnelles sur les galaxies qui nous entourent. Cependant, tous ces mouvements sont intégrés dans le tissu de l’espace en expansion, de sorte qu’un décalage vers le rouge ou vers le bleu mesuré/observé est la combinaison de l’expansion de l’espace et du mouvement d’un objet observé distant. Cosmographie de l’univers local – Courtois, Hélène M. et al. Astron.J. 146 (2013) 69

Les mouvements relativistes spéciaux sont faciles à comprendre : ils provoquent un décalage de la longueur d’onde de la lumière de la même manière qu’un camion de crème glacée en mouvement provoque un décalage de la longueur d’onde du son qui arrive à votre oreille. Le camion de crème glacée qui se déplace vers vous verra ses ondes sonores arriver à vous de manière comprimée, plus aiguë, analogue à un décalage vers le bleu pour la lumière. Lorsqu’il s’éloigne de vous, il y a plus d’espace entre chaque crête d’onde, et donc le son est plus grave, analogue à un redshift.

Mais l’expansion de l’espace joue un rôle plus important, en particulier à des échelles plus grandes. Si vous imaginez le tissu de l’espace comme une boule de pâte, avec des raisins secs tout au long de celle-ci (représentant des structures liées par la gravitation comme les galaxies), alors tout raisin sec verra les raisins secs proches comme reculant lentement de manière omnidirectionnelle. Mais plus un raisin sec est éloigné, plus il semble s’éloigner rapidement, même si les raisins secs ne se déplacent pas par rapport à la pâte. La pâte est en expansion tout comme le tissu de l’espace, et tout ce que nous pouvons faire est de visualiser le décalage vers le rouge total.

Univers, où les distances relatives augmentent à mesure que l’espace (la pâte) s’étend. Plus deux raisins secs sont éloignés l’un de l’autre, plus le décalage vers le rouge observé sera important au moment où la lumière sera reçue. La relation entre le décalage vers le rouge et la distance prédite par l’expansion de l’Univers est confirmée par les observations et correspond à ce que l’on sait depuis les années 1920. NASA / WMAP Science Team

Si vous mesurez la valeur du taux d’expansion, vous constaterez qu’il peut être exprimé en termes de vitesse par unité de distance. Par exemple, à partir de l’échelle de distance cosmique, on déduit une valeur de H0, le taux d’expansion, qui est de 73 km/s/Mpc. (Où un Mpc correspond à environ 3,26 millions d’années-lumière.) En utilisant le fond diffus cosmologique ou les caractéristiques de la structure à grande échelle, on obtient une valeur similaire mais légèrement inférieure : 67 km/s/Mpc.

D’une manière ou d’une autre, il existe une distance critique où la vitesse de récession apparente d’une galaxie dépassera la vitesse de la lumière : autour d’une distance de 13 à 15 milliards d’années-lumière. Au-delà, les galaxies semblent reculer plus vite que la lumière, mais cela n’est pas dû à un mouvement supraluminique réel, mais plutôt au fait que l’espace lui-même est en expansion, ce qui entraîne un décalage vers le rouge de la lumière des objets distants. Lorsque nous examinons les détails sophistiqués de cette relation, nous pouvons conclure sans équivoque que l’explication « mouvement » ne correspond pas aux données.

Les différences entre une explication basée sur le mouvement uniquement pour le décalage vers le rouge/les distances (ligne pointillée) et les prédictions de la relativité générale (solide) pour les distances dans l’Univers en expansion. Définitivement, seules les prédictions de la relativité générale correspondent à ce que nous observons. Wikimedia Commons user Redshiftimprove

L’Univers est vraiment en expansion, et la raison pour laquelle nous voyons la lumière des objets distants comme si sévèrement redshift est due à l’expansion du tissu de l’espace, et non au mouvement des galaxies dans l’espace. En vérité, les galaxies individuelles se déplacent généralement dans l’espace à des vitesses relativement lentes : entre 0,05% et 1,0% de la vitesse de la lumière, pas plus.

Mais il n’est pas nécessaire de regarder à de très grandes distances – 100 millions d’années-lumière sont tout à fait suffisantes – avant que les effets de l’expansion de l’Univers ne deviennent indéniables. Les galaxies les plus lointaines qui nous sont visibles sont déjà situées à plus de 30 milliards d’années-lumière, car l’Univers ne cesse de s’étendre et d’étirer cette lumière ultra lointaine avant qu’elle n’arrive à nos yeux. En passant de l’ère de Hubble à celle de James Webb, nous espérons repousser cette frontière encore plus loin. Cependant, quelle que soit la distance à laquelle nous devenons capables de voir, la plupart des galaxies de l’Univers seront à jamais hors de notre portée.

les portions observables (jaune) et atteignables (magenta) de l’Univers, qui sont ce qu’elles sont grâce à l’expansion de l’espace et aux composantes énergétiques de l’Univers. 97% des galaxies de notre Univers observable sont contenues à l’extérieur du cercle magenta ; elles sont inaccessibles pour nous aujourd’hui, même en principe, bien que nous puissions toujours les voir dans leur passé grâce aux propriétés de la lumière et de l’espace-temps. E. Siegel, d’après les travaux des utilisateurs de Wikimedia Commons Azcolvin 429 et Frédéric MICHEL

Toutes les galaxies de l’Univers au-delà d’une certaine distance semblent s’éloigner de nous à une vitesse supérieure à celle de la lumière. Même si nous émettons un photon aujourd’hui, à la vitesse de la lumière, il n’atteindra jamais aucune galaxie au-delà de cette distance spécifique. Cela signifie que tout événement qui se produit aujourd’hui dans ces galaxies ne sera jamais observable par nous. Cependant, ce n’est pas parce que les galaxies elles-mêmes se déplacent plus vite que la lumière, mais plutôt parce que le tissu de l’espace lui-même est en expansion.

Dans les 7 minutes qu’il vous a fallu pour lire cet article, l’Univers s’est suffisamment étendu pour que 15 000 000 d’étoiles supplémentaires aient franchi ce seuil de distance critique, devenant à jamais inatteignables. Elles ne semblent se déplacer plus vite que la lumière que si nous insistons sur une explication purement relativiste du décalage vers le rouge, une voie insensée à une époque où la relativité générale est bien confirmée. Mais cela conduit à une conclusion encore plus inconfortable : sur les 2 trillions de galaxies contenues dans notre Univers observable, seuls 3% d’entre elles sont actuellement atteignables, même à la vitesse de la lumière.

Si nous nous soucions d’explorer le maximum d’Univers possible, nous ne pouvons pas nous permettre de retarder. Avec chaque moment qui passe, une autre chance de rencontrer une vie intelligente nous échappe à jamais.

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