C’est un résultat superbe, d’une précision exquise, auquel Edwin Hubble lui-même aurait à coup sûr applaudi. Après dix années de travail méticuleux, repoussant les limites du télescope spatial Hubble (HST), le prix Nobel de physique Adam Riess et son équipe ont publié en mars la mesure la plus précise à ce jour du taux d’expansion de l’Univers. Chaque seconde, selon l’astrophysicien du Space Telescope Science Institute, chaque cube d’Univers de 1 mégaparsec (ou Mpc, soit 3,26 millions d’années-lumière) de côté s’étend de 73,24 km. À 1,74 km près.

Un tel exploit devrait réjouir, et pourtant il plonge dans l’embarras tous ceux qui se piquent de comprendre l’évolution de l’Univers. Pourquoi cette valeur de la “constante de Hubble” H₀ ne colle-t-elle pas avec celle, plus précise encore, déduite des observations du satellite de cosmologie Planck en 2016 ? Bien sûr, l’écart peut sembler minime — un peu moins de 7 km/s/Mpc, celle de Planck valant 66,93 ± 0,62 km/s/Mpc — mais chacune est si précise que la différence est réelle. Or, nous n’avons qu’un Univers, dans lequel la valeur exacte de H₀ joue d’ailleurs un rôle fondamental. N’est-ce pas elle qui permet de dater le big bang, ou d’établir la géométrie de l’Univers ? 

En réalité, ce n’est pas la première fois que la constante de Hubble tracasse les astrophysiciens. Les débats sur la valeur de H₀ sont même l’une des grandes traditions de la discipline ! C’est qu’elle a beaucoup varié au cours du temps... Dans les années 1930, H₀ valait 550 km/s/Mpc. Dans les années 1960, 75 km/s/Mpc seulement, mais avec une marge d’incertitude telle que 50 ou 100 étaient encore possibles. Dans les années 1970-1980, elle devint l’objet d’une guerre de publications scientifiques sans merci entre les Américains Allan Sandage et Gérard de Vaucouleurs : les mesures du premier impliquaient une valeur nécessairement inférieure à 70, tandis que celles du second disaient exactement l’inverse. C’est ainsi que, tout naturellement, la détermination de H₀ fut dans les années 1990 l’un des objectifs majeurs du télescope spatial... Hubble.

Les céphéides, précieuses chandelles standards

Pour bien comprendre pourquoi la controverse dure toujours — malgré la publication des résultats du HST en 2001 —, il faut se reporter plus d’un siècle en arrière, dans les locaux du département de photométrie de l’observatoire de Harvard, aux États-Unis. En 1908, l’astronome Henrietta Leavitt a l’idée de classer les étoiles variables céphéides qu’elle a découvertes dans le Grand Nuage de Magellan en fonction de leur luminosité maximale et de leur période de pulsation. Surprise, elle découvre qu’elles sont liées par une relation mathématique. Plus les étoiles battent lentement, plus elles sont brillantes. Cette propriété en fait de précieuses “chandelles standards” : si deux céphéides de même période paraissent avoir un éclat différent, c’est que l’une est plus éloignée que l’autre ! On peut donc les utiliser pour mesurer des distances... Au milieu des années 1920, Edwin Hubble s’appuie sur les céphéides pour estimer la distance des “nébuleuses spirales” M33 et M31. Il démontre que ces dernières sont bien plus éloignées que les étoiles de la Voie lactée et établit ainsi l’existence d’objets “extragalactiques”, que l’on considérera bientôt comme des galaxies à part entière. 

Mais il fait encore mieux en 1929 : en systématisant ses mesures à d’autres galaxies, puis en comparant les distances obtenues aux vitesses apparentes de ces objets — qui d’ailleurs s’éloignent presque tous — il réalise que la vitesse et la distance d’une galaxie ne sont pas indépendantes. Elles sont liées par une loi simple, selon laquelle la vitesse d’éloignement d’une galaxie est égale à sa distance multipliée par une certaine constante — baptisée depuis comme il se doit “constante de Hubble”. Comment expliquer ce prodige ? Bien sûr, la loi universelle qui lie la vitesse d’une galaxie à sa distance n’est pas le fruit d’une conspiration générale, les galaxies ne se sont pas coordonnées à travers tout l’Univers pour nous fuir. Simplement, comme l’avait anticipé le cosmologiste belge Georges Lemaître dès 1927, elles sont emportées par la dilatation de l’espace lui-même. Edwin Hubble n’y croira jamais tout à fait, mais il vient de mesurer l’expansion de l’Univers. 

Fondamentalement, c’est toujours la même technique qui est utilisée aujourd’hui pour déterminer la valeur de H₀. À ceci près que les astronomes s’appliquent à faire leurs mesures sur des galaxies plus lointaines. Suffisamment éloignées, en tout cas, pour que leur vitesse propre soit négligeable devant celle de l’expansion. Par exemple, M 31 n’obéit pas à la loi de Hubble parce qu’à sa distance (environ 2,5 millions d’années-lumière, soit 800 000 pc), sa vitesse d’éloignement est inférieure à sa vitesse de chute vers la Voie lactée sous l’effet de l’attraction gravitationnelle. Il faut observer les galaxies situées au-delà d’un milliard d’années-lumière pour que leur mouvement propre devienne inobservable, et qu’ainsi la mesure de H₀ devienne fiable. Elles semblent alors toutes nous fuir passivement dans ce que l’on appelle le « flot de Hubble ».   

Le problème, c’est que les céphéides ne permettent pas de mesurer des distances au-delà d’une centaine de millions d’années-lumière. Elles ne sont pas assez brillantes ! Elles peuvent heureusement nous faire la courte échelle... « Pour mesurer la distance des galaxies lointaines, on procède en trois étapes, explique Stefano Casertano, deuxième auteur de l’étude signée par Riess. D’abord, on détermine la luminosité intrinsèque de céphéides proches en mesurant leur distance par la méthode de la parallaxe. » Elle consiste à mesurer l’angle (la parallaxe) duquel semble se déplacer un astre sur le fond du ciel lorsqu’on l’observe à six mois d’intervalle, c’est-à-dire depuis les deux points les plus éloignés possible de l’orbite terrestre. Plus cet angle est petit, et plus l’astre bien sûr est éloigné (faites le test en observant votre pouce tendu à bout de bras avec un œil puis l’autre, alternativement, et répétez l’expérience en rapprochant le pouce). 

Cette étape est essentielle pour étalonner la mesure des distances de manière absolue. Car si la relation de Leavitt permet de dire qu’une céphéide est deux fois plus lointaine qu’une autre, seule elle ne peut rien dire sur la distance réelle de celle qui est la plus proche. Cette céphéide dont on mesure l’éloignement — et donc l’éclat absolu — par une méthode indépendante, géométrique, est baptisée « ancre » dans le jargon des spécialistes. « Ensuite, grâce à la période des céphéides dont la luminosité a été ainsi calibrée, on mesure la distance de galaxies où ont été observées par ailleurs des supernovae de type Ia. » Les « SN Ia » sont des étoiles naines blanches qui explosent lorsque leur masse dépasse une certaine limite.

Cette limite étant la même pour toutes, ces supernovae ont toutes le même éclat intrinsèque. Dès lors que celui-ci est connu, justement grâce à la mesure de distance donnée par les céphéides, les SN Ia deviennent elles aussi de précieuses « chandelles standards », plus rares, mais beaucoup plus brillantes que les céphéides. « On peut alors les utiliser pour mesurer la distance de galaxies encore plus lointaines, dans le flot de Hubble, ce qui nous permet de déterminer correctement H₀ », termine Stefano Casertano. Évidemment, chaque barreau de cette échelle cosmique introduit sa petite imprécision, qui se répercute in fine sur celle de la constante de Hubble. Le but du jeu est donc de les réduire au minimum, ou au moins de les quantifier...

C’est précisément ce à quoi s’attachent Adam Riess et ses collègues en se concentrant depuis plus de dix ans sur les céphéides — le premier barreau de l’échelle, qui contribue à la moitié de l’incertitude globale sur H₀. « Notre méthode nous permet d’atteindre une précision record sur la mesure de la parallaxe des céphéides, explique Stefano Casertano. Elle consiste à les observer en faisant bouger le télescope pendant la pose. L’image d’une étoile est alors un trait. Cette méthode permet de s’affranchir de plusieurs limitations qui affectent les mesures d’étoiles brillantes. D’abord, elle permet de gommer les irrégularités de la caméra (dues à de mauvais pixels, à l’optique elle-même) qui sont alors moyennées. Ensuite, comme la lumière est captée par plusieurs pixels, on peut en collecter beaucoup plus et la précision astrométrique est ainsi accrue. » 

Un pixel de CCD est en effet une sorte de puits à photons, qui ne peut en absorber qu’une certaine quantité (typiquement 100 000). Comme la précision astrométrique évolue comme la racine carrée du nombre de photons captés, on a avantage à en capter le plus possible, à « remplir » plusieurs puits... « Dans notre cas, la lumière de chaque étoile est collectée par plusieurs milliers de pixels, on peut donc collecter plusieurs centaines de millions de photons ! » s’enthousiasme l’astrophysicien. Avec l’instrumentation actuelle du HST, cette méthode du « scan spatial » patiemment mise en œuvre pendant quatre ans a permis d’atteindre la précision record de 45 microsecondes d’arc sur la mesure de la parallaxe de sept céphéides de la Voie lactée, et même 29 microsecondes d’arc pour une huitième. Une telle précision permet une calibration inégalée de la relation période-luminosité. Pour mémoire, le satellite d’astrométrie Hipparcos, lancé par l’ESA en 1989, atteignait les 3 millisecondes d’arc. Et le Fine Guidance Sensor du HST, utilisé dans les années 1990 lors de sa grande campagne de mesure de H₀, 200 microsecondes d’arc.  

À la fois précise et erronée

Alors en définitive, la valeur de la constante de Hubble mesurée avec tant de précautions peut-elle être fausse ? Observateur attentif de ce débat, le spécialiste des céphéides Antoine Mérand (ESO) alerte sur le fait qu’une mesure peut être à la fois extrêmement précise et parfaitement erronée. C’est toute la différence entre un bruit de mesure et un biais... « Si vous mesurez la température d’une pièce à plusieurs endroits avec un thermomètre, vous trouverez plusieurs valeurs. Des valeurs proches, mais, à un certain degré de précision, différentes car affectées d’un certain bruit de mesure. Vous pouvez réduire ce bruit en multipliant les mesures. Mais imaginez maintenant que votre thermomètre est faux, qu’il affiche systématiquement 5 °C de moins que la température réelle. En multipliant les mesures, vous allez réduire le bruit et donc obtenir une valeur de plus en plus précise, mais cette valeur sera affectée d’un biais systématique. Elle sera fausse de 5 °C, et vous ne pourrez la corriger que si vous prenez conscience de l’existence de ce biais. Par exemple, en utilisant un autre thermomètre. En fait, avoir une mesure juste est bien plus difficile que d’avoir une mesure précise ! »

Appliquée à la constante de Hubble, cette remarque signifie que la différence entre la mesure de Riess et celle de l’équipe de Planck pourrait provenir d’une propriété des céphéides (ou des SN Ia) encore inconnue. Stefano Casertano n’y croit guère : « Très peu d’effets astrophysiques pourraient introduire un biais systématique dans nos mesures. Les propriétés des supernovae pourraient varier entre l’Univers local et lointain, mais il faudrait que ces variations soient d’une grande ampleur, et qu’elles soient confinées dans les quelques centaines de derniers millions d’années de la vie de l’Univers. Idem pour les céphéides, dont nous contrôlons déjà les variations de couleur et de luminosité. Il est difficile d’éliminer complètement l’hypothèse d’un effet caché, mais nous faisons ces mesures depuis plus de dix ans et nous avons toujours confirmé notre mesure précédente en la raffinant. » À l’inverse, un effet astrophysique caché pourrait affecter le fond diffus cosmologique, émis 380 000 ans après le big bang. Mais Stefano Casertano ne pense pas non plus que l’équipe de Planck ait été mystifiée par le cosmos. Il se prononce plutôt pour une différence réelle, signe d’une faille fondamentale dans notre compréhension de l’Univers. Reste à savoir laquelle, et là, « la question est totalement ouverte ».  

En 2022, le satellite Gaia fournira les mesures définitives des parallaxes d’un milliard d’étoiles (dont des centaines de céphéides de la Voie lactée) avec une précision de 5 à 25 microsecondes d’arc. Grâce à ces nouvelles données, la valeur de H0 mesurée à partir de la fuite des galaxies atteindra enfin la précision de 1 % revendiquée par l’équipe de Planck. Si cette nouvelle valeur est en accord avec celle déduite du fond diffus cosmologique, tout rentrera dans l’ordre ; c’est que la précision des mesures actuelles aura été surestimée. Mais dans le cas d’un désaccord persistant, les mêmes questions qu’aujourd’hui se poseront à nouveau. Avec simplement plus d’acuité. Certains chercheront à remettre en cause le modèle de standard de la cosmologie, qui permet de déduire H₀ des observations de fond diffus. D’autres invoqueront un chaînon manquant — un biais systématique à découvrir. Il faut espérer que d’ici là, les méthodes alternatives de mesure de H₀ auront atteint la même précision (lire Ciel & Espace n°552, p. 14). Peut-être pourront-elles enfin trancher le nœud gordien. 

Cet article est publié dans le Ciel & Espace 559, mai-juin 2018

Également au sommaire de ce numéro :

• Dossier Chine : les ambitions célestes
• Petits meurtres entre astronautes
• Histoire Des pierres levées sous les étoiles du Néolithique
• Reportage au VLT L’aube d’une astronomie XXL