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Les rayonnements électromagnétiques sont les signaux les plus exploités par l’astronomie. Au début de cette science, pendant tout de même de nombreux millénaires, tout était simple, on regardait le ciel avec ses yeux nus, par nuits claires, en montant parfois sur une butte, une tour ou une pyramide pour s’en approcher mais de toute façon on ne voyait pas grand-chose relativement à l’immensité de l’Univers. La première révolution eut lieu avec Galilée qui eut l’idée, en 1609, d’utiliser pour l’observation, un dispositif optique grossissant que des Hollandais, Hans Lippershey, Jacharias Jansen et Jacob Metius venaient d’inventer pour d’autres usages (1608), la fameuse lunette ; mais on continua à n’exploiter que les ondes lumineuses et ce jusqu’en 1933. Ce n’est que cette année-là que Karl Jansky, ingénieur radio chez Bell Telephone Laboratories, perçut par accident (encore !) et comprit que les astres (en l’occurrence le Soleil) émettaient aussi des rayonnements sur les longueurs d’ondes radio. Toute la radioastronomie remonte à cette découverte. Depuis on a généralisé le raisonnement, sans doute en partant de l’idée que tout rayonnement a une source, et on a exploité toutes les longueurs d’onde du spectre électromagnétique, des rayons gamma aux rayonnements radio les plus longs, puis on a imaginé et réalisé des capteurs pour d’autres rayonnements, non électromagnétiques, les neutrinos, les ondes gravitationnelles ou les UHECR (Ultra-High Energy Cosmic Rays). Cela nous permet d’observer non seulement les astres qui n’émettent pas dans le spectre des ondes lumineuses mais généralement toutes les sources, soit parce que leur activité n’est pas suffisamment décrite par leur éclat ou que, ces sources étant très lointaines et donc leur lumière plus ancienne, elle a été atténuée par le temps qui s’est écoulé entre émission et réception.
La découverte de Jansky intervint à peu près à l’époque où Georges Lemaître et Edwin Hubble comprirent qu’il y avait expansion de l’Univers (encore que Hubble n’en fût pas convaincu, malgré ses propres mesures) et que cette expansion étirait les longueurs d’onde et diminuait les fréquences, et ce d’autant plus fortement que les sources s’éloignaient rapidement de nous et donc étaient de plus en plus lointaines. C’est le fameux « décalage vers le rouge » ou « redshift ». Cela conduisit l’abbé Lemaître à publier en avril 1927 son article « Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant, rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques ». C’est là qu’il montra (en Français dans les Annales de la Société scientifique de Bruxelles) le rapport constant entre distance et vitesse d’éloignement, ou de récession, qui deviendra (dans la traduction en Anglais dans les Notices of the Royal Astronomical Society, 1931) la « constante* de Hubble ». Ce paramètre correspond parfaitement à la constatation du décalage vers le rouge par effet Doppler-Fizeau des signaux lumineux reçus des étoiles les plus lointaines s’éloignant donc de nous avec des vitesses de récession élevées. C’est ainsi que naquit en 1929 la loi de Hubble-Lemaître et en 1931 (Lemaître) la théorie du Big-Bang.
*En réalité, cette constante n’en est pas une mais un paramètre qui diminue avec le temps qui passe. Seule sa valeur actuelle devrait être appelée “constante de Hubble”.
** Il faut ici éviter une confusion fréquente : les galaxies, qui contiennent les étoiles dont on mesure ce décalage vers le rouge, ne s’éloignent pas de nous à des vitesses faramineuses de dizaines, voire centaines de milliers de km/s, par un mouvement propre. C’est bien l’Univers, l’espace, ou, mieux dit, le tissu immatériel même de l’espace qui se dilate à ces vitesses qui peuvent ultimement atteindre la vitesse de la lumière (avec un décalage vers le rouge infini) et même la dépasser, ôtant à jamais alors à notre vue ces galaxies lointaines qui toutes sortiront un jour de notre horizon, rendant quasiment vide l’Univers autour de nous (sauf celles du « groupe local » liées entre elles de façon gravitationnelle).
Ces découvertes, couplées à la réalisation de télescopes et de capteurs divers de plus en plus grands et de plus en plus puissants, permirent d’effectuer un bond fantastique dans la connaissance et la compréhension de l’Univers et l’homme apprit très vite à jouer avec la complexité des données reçues et des instruments possibles, la première étant le décalage des signaux du fait de l’effet Doppler-Fizeau. Je laisse ici la parole à Christophe de Reyff, physico-chimiste, ancien responsable de la recherche énergétique à l’Office fédéral suisse de l’énergie (OFEN). C’est un passionné d’astronomie et de cosmologie qui nous donne ci-dessous quelques détails sur ces décalages pour les temps cosmologiques, là où ils sont le plus marqués (NB : je reprends sans autres son commentaires fait à la suite de mon article concernant le projet de télescope SKA) :
Citation :
Que peut-on détecter comme premiers signaux électromagnétiques de l’Univers ? Durant la période qui a suivi le Big Bang, jusqu’à quelque 380’000 années, il n’y avait encore ni étoiles, ni galaxies, mais seulement des photons mêlés à un plasma de protons et de leptons (électrons et neutrinos). Il n’y aura guère que deux sources de photons que nous pouvons encore capter aujourd’hui : ces photons « primitifs » résultant de l’annihilation de l’antimatière avec presque toute la matière, qui se découplent finalement de la matière subsistante vers une température de 3’000 K, et qui sont alors libérés et émis lors de ce qu’on appelle le « découplage » entre photons et matière vers l’âge de 380’000 ans de l’Univers. C’est à ce moment que se forment les atomes neutres d’hydrogène ; on appelle aussi ce moment la « recombinaison » entre électrons et protons, le terme étant trompeur, car il ne s’agissait là que de la première combinaison. À ces photons « primordiaux » enfin libérés s’ajouteront ensuite, plusieurs centaines de millions d’années après, ceux provenant de la célèbre « raie de l’hydrogène », due à une transition très rare entre un état d’énergie supérieure et un état d’énergie inférieure de l’atome d’hydrogène, la fameuse raie de 21 cm*. Mais, comme nous sommes à des périodes très lointaines, le non moins fameux décalage vers le rouge, noté z, fait que cette raie, qui est bien à 21 cm dans nos laboratoires et dans notre voisinage galactique immédiat, se trouve énormément décalée. Dans notre Galaxie, on en observe aussi bien un décalage vers le bleu qu’un décalage vers le rouge, suivant un simple effet Doppler de nuages d’hydrogène qui soit s’approchent, soit s’éloignent de nous.
Au moment très lointain dans le passé du découplage, la valeur de z était de presque 1’100. Cela signifie que, théoriquement, la raie de l’hydrogène pour les tout premiers atomes d’hydrogène formés et libres qui l’auraient émise à l’époque se trouverait pour nous à des longueurs d’onde 1’101 fois plus grandes, la relation simple étant : z + 1 = (longueur d’onde actuelle / longueur d’onde d’origine), donc maintenant vers 231 m ! Pour les fréquences correspondantes, c’est l’inverse : z + 1 = (fréquence d’origine / fréquence actuelle), et donc on n’aurait plus la fréquence originale de 1,4 GHz pour la raie de 21 cm, mais seulement 0,0013 GHz, ou 1,3 MHz pour une raie hypothétique située à une longueur d’onde de 231 m.. Bien sûr, cette raie hypothétique ne peut pas exister du fait que la rare transition entre les deux états de l’atome d’hydrogène demande plusieurs millions d’années pour se produire. Il faudra attendre l’apparition des premières galaxies, plusieurs centaines de millions d’années plus tard.
En effet, si l’on observe des galaxies qui ont été formées vers 6 milliards d’années après le Big Bang, la valeur de z est déjà tombée à presque 1. Avec z + 1 = 2, la raie de l’hydrogène se trouve à une longueur d’onde tout de même deux fois plus grande, à 42 cm, soit à une fréquence deux fois plus petite, à 0,714 GHz, ou 714 MHz. L’une des galaxies les plus lointaines, et donc parmi les plus primitives, observées à ce jour, GN-z11, a un « redshift » z = 11,09 et était située à 13,4 milliards d’années-lumière, soit à l’âge d’environ 400 millions d’années de l’Univers, lorsqu’elle nous a envoyé sa lumière que nous voyons aujourd’hui de façon très rougie. Les nuages d’hydrogène neutre qui s’y trouvent nous envoient donc sa raie non plus à 21 cm et 1,4 GHz, mais à 2,54 m et à 0,118 GHz, soit 118 MHz.
L’autre rayonnement omniprésent et quasi isotrope dans le ciel, le « rayonnement fossile » bien connu, dit aussi du « fond cosmologique », est celui qui provient du fameux « découplage » lui-même vers l’âge 380’000 de l’Univers. Il est l’image fossile d’un fond rayonnant alors à une température de 3’000 K, qui, du fait du décalage vers le rouge, z = 1’100, n’est plus qu’à une température apparente de 2,726 K pour nous. Autrement dit, selon la « loi du déplacement de Wien », qui relie la température à l’inverse de la longueur d’onde de l’intensité maximale, la fréquence du maximum de ce rayonnement est passée des 176 THz d’origine (dans le spectre visible) à seulement 160,2588 GHz précisément aujourd’hui (dans le domaine des ondes radio). La mesure de ce rayonnement fossile est désormais bien documentée et ce sont ses très faibles variations ponctuelles « anisotropies », de l’ordre du millionième de K, qui permettent de se faire une idée des premières structures en devenir du jeune Univers.
On voit donc qu’il est important que les nouveaux radiotélescopes puissent travailler dans une large gamme de 50 MHz à 1,4 GHz et demain jusqu’à 30 GHz, pour capter ces raies d’hydrogène provenant de galaxies plus ou moins lointaines, donc plus ou moins primitives.
Fin de citation.
Je pense que cette explication donne une bonne idée des difficultés auxquelles sont confrontés les astrophysiciens. Bien entendu la déformation des signaux due à la vitesse de récession correspond à des lois et des calculs très précis et leur interprétation est donc tout à fait documentée et justifiée. Une « anomalie » (accélération de l’expansion), mise en valeur par la confrontation des calculs et des observations, donne toutefois l’occasion de s’interroger à nouveau aujourd’hui sur l’existence et la nature d’une matière noire et d’une énergie noire.
NB* : La raie H1 « de 21 cm » exprime le passage (on dit la « transition ») de l’atome d’hydrogène d’un état métastable, où l’électron se trouve avec un spin parallèle à celui du proton, à un autre état très légèrement moins énergétique, et donc plus stable, où ces spins deviennent « antiparallèles ». La très faible (on dit « hyperfine ») différence d’énergie est seulement de l’ordre du millionième d’électron-volts mais elle est restituée sous forme de rayonnement électromagnétique (la fameuse raie de 21 cm, correspondant à la fréquence 1420,4 MHz, là où la transition se produit) donc théoriquement captable par un instrument d’observation. Ce passage est extrêmement rare (un atome d’hydrogène d’énergie supérieure a une demi-vie de plusieurs millions d’années avant de « tomber » au niveau inférieur) mais l’hydrogène est la matière la plus abondante de l’Univers (73,9 % en masse actuellement et 75 % à l’origine, c’est-à-dire après le « découplage »), et ce passage intervient spontanément partout dans l’Univers (il est, de plus, « favorisé » par les très rares collisions d’atomes d’hydrogène). Compte tenu de son immensité, la somme des transitions à un instant donné est quand même bien perceptible dans cette raie de 21 cm (on dit qu’elle a « une forte intensité »), nous envoyant une information sur la présence d’hydrogène dans les endroits les plus éloignés comme les plus proches.
NB: Cet article est publié après relecture et accord de Monsieur de Reyff.
image ci-dessous, le spectre électromagnétique:
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