La « tension de Hubble » représente la différence entre le taux d’expansion observé de l’univers et le taux d’expansion attendu de l’univers. Le télescope spatial James Webb a amélioré les mesures précédentes effectuées par le télescope spatial Hubble. Malgré ces progrès, des questions demeurent quant à l’expansion rapide de l’univers et aux phénomènes cosmiques qui la sous-tendent.

Des observations complètes de la NIRCam (Near Infrared Camera) de la NASA et de la WFC3 (Wide Field Camera 3) de Hubble montrent que la galaxie spirale NGC 5584 se trouve à 72 millions d'années-lumière de la Terre. Parmi les étoiles lumineuses de NGC 5584 se trouvent des étoiles pulsantes appelées variables céphéides et des supernovae de type Ia, un type spécial d'étoile explosive. Les astronomes utilisent les Céphéides et les supernovae de type Ia comme marqueurs de distance fiables pour mesurer le taux d'expansion de l'univers. Source image : NASA, ESA, CSA et A.Riess (STScI)

La vitesse à laquelle l'univers s'étend, connue sous le nom de constante de Hubble, est l'un des paramètres fondamentaux pour comprendre l'évolution et le destin ultime de l'univers. Cependant, il existe un écart persistant connu sous le nom de « tension de Hubble » entre la valeur de la constante mesurée à l'aide de diverses mesures de distance indépendantes et la valeur prédite à partir de la rémanence du Big Bang.

Le télescope spatial James Webb de la NASA offre de nouvelles capacités pour examiner et affiner certaines des preuves observationnelles les plus solides de cette tension. Le lauréat du prix Nobel Adam Riess de l'Université Johns Hopkins et du Space Telescope Science Institute a décrit les travaux récents de lui et de ses collègues utilisant les observations de Webb pour améliorer la précision des mesures locales de la constante de Hubble.

Le défi de mesurer l’univers

Avez-vous déjà eu du mal à voir un panneau qui se trouve à la limite de votre champ de vision ? Qu'est-ce que ça dit ? Qu'est-ce que cela signifie? Même avec les télescopes les plus puissants, les « signes » que les astronomes veulent lire semblent si petits que nous avons du mal.

La signature que les cosmologistes veulent déchiffrer est la signature de la limite de vitesse cosmique, qui nous indique la vitesse à laquelle l'univers se développe – un nombre appelé constante de Hubble. Nos constellations sont inscrites dans les étoiles des galaxies lointaines. La luminosité de certaines étoiles de ces galaxies nous indique à quelle distance elles se trouvent de nous, et donc combien de temps il faut pour que cette lumière nous parvienne, tandis que le redshift de la galaxie nous indique à quel point l'univers s'est étendu pendant ce temps, nous indiquant ainsi le taux d'expansion.

Ce diagramme illustre la capacité combinée des télescopes spatiaux Hubble et Webb de la NASA à déterminer la distance précise d'une classe spéciale d'étoiles variables utilisée pour calibrer le taux d'expansion de l'univers. Ces Céphéides apparaissent dans un champ d'étoiles bondé. La pollution lumineuse des étoiles environnantes peut rendre les mesures de la luminosité des Céphéides moins précises. La vision infrarouge plus nette de Webb permet d'isoler plus clairement la cible des Céphéides des étoiles environnantes, comme indiqué à droite. Les données Webb confirment l'exactitude des 30 années d'observations des Céphéides effectuées par Hubble, qui ont été essentielles à l'établissement de l'échelon inférieur de l'échelle des distances cosmiques qui mesure le taux d'expansion de l'univers. À gauche, NGC 5584 apparaît dans une image composite de la NIRCam (caméra proche infrarouge) de Webb et de la caméra grand champ 3 de Hubble. Source de l'image : NASA, ESA, A.Riess (STScI), W.Yuan (STScI)

Une classe particulière d'étoiles, les variables céphéides, nous ont fourni les mesures de distance les plus précises depuis plus d'un siècle parce que ces étoiles sont si brillantes : ce sont des supergéantes, cent mille fois plus lumineuses que le Soleil. De plus, ils palpitent (c’est-à-dire se dilatent et se contractent) pendant plusieurs semaines, ce qui indique leur luminosité relative. Plus la période est longue, plus ils sont intrinsèquement brillants. Ils constituent l’outil de référence pour mesurer les distances jusqu’aux galaxies situées à 100 millions d’années-lumière ou au-delà, une étape clé dans la détermination de la constante de Hubble. Malheureusement, depuis notre point d'observation éloigné, les étoiles des galaxies sont regroupées dans un espace restreint, de sorte que nous manquons souvent de résolution pour les séparer de leurs voisines en visibilité directe.

Les contributions de Hubble et les progrès de Webb

L’une des principales raisons de la construction du télescope spatial Hubble était de résoudre ce problème. Avant le lancement de Hubble en 1990 et les mesures ultérieures des Céphéides, le taux d'expansion de l'univers était si incertain que les astronomes ne savaient pas si l'univers était en expansion depuis 10 ou 20 milliards d'années. En effet, un taux d’expansion plus rapide se traduira par un univers plus jeune, tandis qu’un taux d’expansion plus lent se traduira par un univers plus vieux. Hubble a une meilleure résolution des longueurs d'onde visibles que n'importe quel télescope au sol, car il se situe au-dessus des effets de flou de l'atmosphère terrestre. Il peut donc identifier des Céphéides individuelles dans des galaxies situées à plus de 100 millions d’années-lumière et mesurer les intervalles de temps pendant lesquels leur luminosité change.

Cependant, nous devons également observer les Céphéides dans la partie proche infrarouge du spectre pour voir la lumière traverser indemne la poussière intermédiaire. (La poussière absorbe et diffuse la lumière optique bleue, ce qui rend les objets éloignés plus sombres et nous fait croire qu'ils sont plus loin qu'ils ne le sont en réalité). Malheureusement, la vision de la lumière rouge de Hubble n'est pas aussi claire que celle du bleu, de sorte que la lumière des étoiles que nous voyons des Céphéides est mélangée à celle des autres étoiles dans le champ de vision. Nous pourrions interpréter le mélange moyen de manière statistique, un peu comme un médecin calculerait le poids corporel en soustrayant le poids moyen des vêtements d'une lecture sur une balance, mais cela ajouterait du bruit à la mesure. , parce que les vêtements de certaines personnes sont plus lourds que d’autres.

Cependant, la vision infrarouge fine est l’un des super pouvoirs du télescope spatial James Webb. Avec ses grands miroirs et ses optiques sensibles, il peut facilement séparer la lumière des Céphéides des étoiles voisines avec peu de mélange. Au cours de la première année de fonctionnement du programme d'observation universelle Webb en 1685, nous avons collecté des observations des Céphéides découvertes par Hubble en deux étapes le long de ce que l'on appelle l'échelle des distances cosmiques. La première étape consiste à observer les Céphéides dans des galaxies à des distances géométriques connues, ce qui permet de calibrer les véritables luminosités des Céphéides. Pour nos besoins, cette galaxie est NGC 4258. La deuxième étape consiste à observer les variables céphéides dans la galaxie hôte de la récente supernova de type Ia. La combinaison des deux premières étapes transfère les connaissances à distance aux supernovae pour calibrer leurs véritables luminosités. La troisième étape consiste à observer des supernovae lointaines où l'expansion de l'univers est significative, ce qui peut être mesuré en comparant la distance déduite de leur luminosité au redshift de la galaxie hôte de la supernovae. Cette série de marches est appelée échelle de distance.

Nous avons récemment obtenu les premières mesures Webb des étapes un et deux, ce qui nous a permis de compléter l'échelle de distance et de comparer avec les mesures précédentes de Hubble (voir figure), grâce à la résolution de l'observatoire dans les longueurs d'onde du proche infrarouge. Cette amélioration fait rêver les astronomes ! Nous avons observé plus de 320 Céphéides au cours des deux premières étapes. Nous confirmons que les premières mesures du télescope spatial Hubble étaient précises, bien que bruyantes. Nous avons également observé quatre autres hôtes de supernova avec Webb et avons constaté des résultats similaires sur l’ensemble de l’échantillon.

Comparaison des relations période-luminosité des étoiles variables des Céphéides pour mesurer les distances. Le point rouge vient de Webb de la NASA et le point gris de Hubble de la NASA. Le panneau supérieur est NGC 5584, un hôte de supernova de type Ia, et l'encart montre les marqueurs d'image de la même variable Céphéide vue par chaque télescope. Le panneau inférieur représente NGC 4258, une galaxie dont la distance géométrique est connue, et l'encart montre la différence de module de distance entre NGC 5584 et NGC 4258 mesurée avec chaque télescope. L'accord entre les deux télescopes est très bon. Source de l'image : NASA, ESA, A. Riess (STScI) et G. Anand (STScI)

Le mystère de la persistance de la tension Hubble

Les résultats n’expliquent toujours pas pourquoi l’univers s’étend si vite ! Nous pouvons prédire la vitesse à laquelle l’univers s’étend en regardant son image de bébé (le fond cosmique des micro-ondes), puis en utilisant les meilleurs modèles de croissance de l’univers au fil du temps pour nous dire à quelle vitesse l’univers devrait s’étendre aujourd’hui. Le fait que les mesures actuelles du taux d’expansion dépassent largement les prévisions constitue un problème vieux d’une décennie connu sous le nom de « tension de Hubble ». La possibilité la plus excitante est que la tension soit l’un des indices manquants dans notre compréhension de l’univers.

Cela pourrait indiquer l’existence d’une énergie sombre exotique, d’une matière noire exotique, une révision de notre compréhension de la gravité ou l’existence de particules ou de champs uniques. L'explication la plus courante est que plusieurs erreurs de mesure se sont combinées dans la même direction (les astronomes excluent les erreurs individuelles en utilisant des étapes indépendantes). C'est pourquoi il est si important de refaire les mesures avec une plus grande fidélité. Avec la confirmation par Webb des mesures de Hubble, les mesures de Webb fournissent la preuve la plus solide à ce jour que les erreurs systématiques dans la photométrie des Céphéides de Hubble ne jouent pas un rôle significatif dans la tension actuelle de Hubble. En conséquence, des possibilités plus intéressantes demeurent et le mystère de la tension s’approfondit.

Cet article met en évidence les données d'un article accepté par The Astrophysical Journal.