L’un des plus grands mystères cosmiques concerne aujourd’hui l’expansion de l’univers.
Au cours du premier milliard d’années de l’histoire de notre univers, le taux d’expansion de l’univers ralentit et les galaxies lointaines ralentissent jusqu’à la stagnation de notre ère, à mesure que la densité de matière et de rayonnement diminue. Cependant, depuis 6 milliards d’années, les galaxies lointaines accélèrent leur stagnation, et le taux d’expansion, bien qu’il continue de baisser, ne se dirige pas vers zéro. Deux façons différentes de mesurer le taux d’expansion donnent des valeurs contradictoires; Le taux réel d’expansion reste controversé.
Deux méthodes principales donnent chacune des réponses à faible erreur, mais ne sont pas compatibles.
Nous emmenant au-delà des limites de tout observatoire précédent, y compris tous les télescopes au sol sur Terre ainsi que Hubble, le JWST de la NASA nous a montré les galaxies les plus éloignées de l’univers jamais découvertes. Si nous cartographions adéquatement les positions 3D des galaxies observées et mesurées, nous pouvons créer un survol visuel à travers l’univers, comme les données CEERS de JWST nous permettent de le faire ici. Mesurer le taux d’expansion est difficile, car différentes méthodes donnent des résultats différents et mutuellement incompatibles.
En traçant l’évolution d’un signal relique précoce, on mesure une expansion de 67 km/s/mq.
Nous pouvons regarder l’univers au hasard si nos télescopes le permettent, et l’amas de galaxies doit révéler une échelle de distance spécifique – l’échelle acoustique – qui doit évoluer avec le temps d’une certaine manière, tout comme les « pics et vallées » acoustiques dans le Le fond cosmique des micro-ondes le révèle. L’évolution de cette échelle, au fil du temps, est un vestige précoce qui révèle un faible taux d’expansion d’environ 67 km/sec/million de blocs.
En partant de près et en constatant que le jeu augmente avec la distance, nous mesurons 73 km/s/m par mètre carré.
Construire l’échelle de distance cosmique implique de passer de notre système solaire aux étoiles, aux galaxies proches, aux galaxies lointaines. Chaque «étape» comporte ses propres incertitudes, en particulier les échelons auxquels les différentes «voies» de l’échelle se connectent. Cependant, les récentes améliorations de l’échelle de distance ont montré à quel point ses résultats peuvent être solides.
Cet écart – la « tension de Hubble » – est un mystère cosmique récent.
Tensions de mesure récentes de l’échelle de distance (rouge) avec les premières données de signal du CMB et du BAO (bleu) affichées pour le contraste. Il est plausible que la méthode des premiers signes soit correcte et qu’il y ait un défaut fondamental dans l’échelle de distance ; Il est plausible qu’il y ait une erreur à petite échelle biaisant la méthode des signes précoces et que l’échelle de distance soit correcte, ou que les deux groupes soient corrects et qu’une certaine forme de nouvelle physique (illustrée ci-dessus) soit le coupable. L’idée d’une forme précoce d’énergie noire est intéressante, mais cela signifie qu’il y avait plus d’énergie noire dans les premiers temps, et elle s’est (presque) éteinte depuis lors.
Beaucoup s’attendraient à ce qu’une erreur de note du côté « échelle de distance » soit le coupable.
En 2001, de nombreuses sources d’erreur différentes pouvaient biaiser les meilleures mesures d’échelle de distance de la constante de Hubble, l’expansion de l’univers, vers des valeurs nettement supérieures ou inférieures. Grâce au travail diligent et minutieux de beaucoup, cela n’est plus possible, car les erreurs ont été considérablement réduites. Les nouveaux travaux du JWST, non illustrés ici, ont réduit les erreurs liées aux erreurs de céphéide et de luminosité de période plus loin que ce qui est indiqué ici.
Nous commençons par observer les étoiles variables Céphéides au sein de la Voie Lactée.
L’étoile variable RS Puppis, avec ses échos lumineux brillant à travers les nuages interstellaires. Les étoiles variables existent en plusieurs variétés. L’une d’elles, les variables céphéides, peut être mesurée à la fois dans notre galaxie et dans des galaxies distantes de 50 à 60 millions d’années-lumière. Cela nous permet d’extrapoler les distances de notre galaxie aux galaxies éloignées de l’univers. Les étoiles des branches RR Lyrae et AGB peuvent être utilisées de la même manière.
On en déduit leurs distances exactes par parallaxe.
Les étoiles les plus proches de la Terre sembleront se déplacer de manière cyclique par rapport aux étoiles les plus éloignées au fur et à mesure que la Terre se déplacera dans l’espace en orbite autour du soleil. Avant de créer le modèle héliocentrique, nous ne recherchions pas des « décalages » avec une ligne de base de ~300 000 000 km sur environ 6 mois, mais plutôt une ligne de base de ~12 000 km sur une nuit : le diamètre de la Terre en rotation sur son axe. Les distances aux étoiles étaient si grandes que la première vue, avec une ligne de base de 300 millions de km, n’a été découverte que dans les années 1830. Aujourd’hui, nous avons mesuré la parallaxe de plus d’un milliard d’étoiles avec la mission Gaia de l’Agence spatiale européenne.
Ensuite, nous mesurons les Céphéides dans des galaxies proches bien mesurées.
Les deux panneaux du haut montrent deux galaxies proches riches en érables : NGC 4258 (à gauche) et NGC 5584 (à droite), avec le champ de vision de JWST ajouté par-dessus. Les panneaux inférieurs montrent les rendus JWST, avec des variantes Cepheid sélectionnées individuellement mises en évidence dans chaque image.
Enfin, nous mesurons les supernovae de type Ia à l’intérieur et à l’extérieur de ces galaxies, et relions ces « degrés » cosmiques ensemble.
Pas plus tard qu’en 2019, il n’y avait que 19 galaxies publiées dont les distances étaient mesurées par des étoiles variables céphéides dans lesquelles des supernovae de type Ia ont également été observées. Nous avons maintenant des mesures de distance d’étoiles individuelles dans des galaxies qui ont également hébergé au moins une supernova de type Ia dans 42 galaxies, dont 35 ont d’excellentes images de Hubble. Ces 35 galaxies sont présentées ici.
L’erreur dans les céphéides pourrait-elle biaiser notre taux d’expansion mesuré ?
L’utilisation de l’échelle de distance cosmique signifie reconstituer différentes échelles cosmiques, car on s’inquiète toujours de l’incertitude où les différentes « voies » de l’échelle se connectent. Comme indiqué ici, nous avons maintenant au moins trois « courses » sur cette échelle, et l’ensemble des mesures concordent étonnamment bien.
par Céphéides mesurées dans les galaxies prochesJWST étudie cette possibilité.
Cette galaxie spirale voisine, NGC 4258 (également connue sous le nom de Messier 106), se trouve à environ 20 millions d’années-lumière mais contient de nombreuses céphéides connues qui sont similaires aux céphéides trouvées dans la Voie lactée. C’est une galaxie importante pour calibrer l’échelle de distance cosmique.
montre galaxie NGC 4258JWST n’a trouvé aucun biais optique pour Algivides.
Cette image montre de nombreuses étoiles variables céphéides de différentes périodes dans la galaxie voisine NGC 4258 : une galaxie importante pour l’étalonnage et la distance des céphéides. Les six rangées du bas montrent les mêmes étoiles mesurées à la fois par Hubble (étiquettes grises) et JWST (étiquettes violettes) à différentes longueurs d’onde. La résolution supérieure des images JWST réduit les erreurs Hubble précédentes de manière importante tout en validant et en restant cohérent avec les résultats précédents.
Au lieu de cela, il a confirmé et renforcé les découvertes précédentes du télescope spatial Hubble.
Cette image composite montre la galaxie spirale barrée NGC 5584 avec la supernova brillante SN 2007af en son sein. Les galaxies proches avec des étoiles variables céphéides identifiables qui ont hébergé au moins une supernova de type Ia en leur sein sont extrêmement importantes pour la méthode de l’échelle de distance cosmologique pour mesurer l’univers en expansion.
Céphéides dans NGC 5584qu’elle avait aussi A (époque 2007) une supernova de type Iane révélant également aucun biais.
Ce graphique montre la relation entre la quantité de luminosité des étoiles variables céphéides (axe y) et leur période de changement (axe x) dans les galaxies NGC 5584 (en haut) et NGC 4258 (en bas). Les nouvelles données JWST sont affichées en rouge, tandis que les anciennes données Hubble sont affichées en gris. Les erreurs et les incertitudes de cette relation dans les deux galaxies ont été considérablement réduites, principalement en raison de la résolution supérieure de JWST à celle de Hubble.
le Période de relation brillantele principal outil d’étalonnage de Chronologie, est désormais plus précis que jamais.
En permettant une meilleure compréhension des variables céphéides dans les galaxies proches NGC 4258 et NGC 5584, le JWST a encore réduit l’incertitude sur leurs distances. Les points les plus bas du graphique montrent une estimation de la distance à NGC 5584 à partir des taux d’expansion déduits de l’échelle de distance (côté gauche) et de ce qui est attendu de la méthode des vestiges anciens (côté droit). Le décalage est grand et convaincant.
Grâce à sa précision supérieure, JWST a réduit toutes les incertitudes à leurs plus petites valeurs absolues.
Les bougies standard (à gauche) et les règles standard (à droite) sont deux méthodes différentes que les astronomes utilisent pour mesurer l’expansion de l’espace à différents moments/distances dans le passé. Sur la base de la façon dont des quantités telles que la luminosité ou la taille angulaire changent avec la distance, nous pouvons déduire l’histoire de l’expansion de l’univers. L’utilisation de la méthode des bougies fait partie de l’échelle de distance, donnant 73 km/sec/million de blocs. L’utilisation d’une règle fait partie de la méthode d’indication précoce, donnant 67 km/s/Mpc. Avec les nouvelles données du JWST, le mystère sur le taux d’expansion de l’univers s’est encore approfondi.
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