Supernovas observées, amas de galaxies et lentille gravitationnelle pour élucider la nature de l'énergie noire
L'accélérateur cosmique mystérieux
En 1998, deux équipes indépendantes ont fait une découverte inattendue : les supernovas lointaines de type I semblaient plus faibles que prévu selon une expansion de l'Univers ralentie ou quasi constante. Cela indiquait que l'expansion de l'Univers s'accélère. Ce changement de paradigme a donné naissance à l'idée de « l'énergie noire » – un effet inconnu « repoussant » poussant l'Univers à accélérer. L'explication la plus simple est la constante cosmologique (Λ) avec une équation d'état w = -1, mais on ignore encore si l'énergie noire est vraiment constante ou peut évoluer dynamiquement. Fondamentalement, déterminer la nature de l'énergie noire pourrait ouvrir une nouvelle ère en physique fondamentale, reliant observations à l'échelle cosmique à la théorie quantique des champs ou à de nouvelles définitions de la gravité.
Revues de l'énergie noire – programmes d'observation spécialisés utilisant diverses méthodes pour évaluer la trace de l'énergie noire dans l'expansion cosmique et la croissance des structures. Les méthodes principales sont :
- Supernovas de type I (chandelles standard) – pour étudier la relation distance–décalage vers le rouge.
- Amas de galaxies – pour suivre l'évolution des concentrations de matière dans le temps.
- Effet de lentille gravitationnelle (forte et faible) – pour étudier la distribution de masse et la géométrie de l'Univers.
En comparant les données d'observation aux modèles théoriques (par ex. ΛCDM), ces revues tentent d'estimer l'équation d'état de l'énergie noire (w), son évolution possible w(z) et d'autres paramètres de la dynamique cosmique.
2. Supernovas de type I : Chandelles standard pour l'étude de l'expansion
2.1 Découverte de l'accélération
Supernovas de type I – explosions thermonucléaires de naines blanches, caractérisées par une luminosité maximale assez uniforme, pouvant être « normalisée » en fonction de la forme de la courbe de lumière et des corrections de couleur. À la fin des années 1990, le « High-Z Supernova Search Team » et le « Supernova Cosmology Project » ont observé des supernovas jusqu'à z ∼ 0,8, qui semblaient plus faibles (donc plus éloignées) que prévu dans un Univers sans expansion accélérée. Cette conclusion indiquait une accélération cosmique, pour laquelle le prix Nobel de physique 2011 a été attribué aux principaux membres de ces projets [1,2].
2.2 Revues modernes des supernovas
- SNLS (Supernova Legacy Survey) – télescope Canada–France–Hawaï, ayant collecté des centaines de supernovas jusqu'à z ∼ 1.
- ESSENCE – ciblait la plage de décalage vers le rouge moyenne.
- Pan-STARRS, DES programmes de supernovas – observations à large champ détectant des milliers de supernovas de type I.
En combinant les modules de distance des supernovas avec les données de redshift, on construit le « diagramme de Hubble », suivant directement le taux d'expansion de l'Univers dans le temps cosmique. Les résultats indiquent que l'énergie noire a probablement w ≈ -1, sans exclure de petites variations. De plus, les calibrations locales actuelles des supernovas–céphéides contribuent au débat sur la « tension de Hubble », montrant une valeur de H0 plus élevée que celle prédite par les données du CMB.
2.3 Perspectives futures
À l'avenir, des études profondes d'objets variables – Observatoire Rubin (LSST) et Télescope spatial Roman – détecteront des dizaines de milliers de supernovas de type I jusqu'à z > 1, permettant de contraindre plus strictement w et ses possibles variations w(z). La principale difficulté est l'étalonnage systématique – il faut s'assurer qu'aucun changement de luminosité caché, poussière ou évolution de population n'imite les variations de l'énergie noire.
3. Amas de galaxies : halos massifs comme indicateurs cosmiques
3.1 Abondance et croissance des amas
Amas de galaxies – les plus grandes structures liées gravitationnellement, dominées par la matière noire, le gaz intergalactique chaud et les galaxies. Leur nombre dans le temps cosmique est très sensible à la densité de matière (Ωm) et à l'effet de l'énergie noire sur la croissance des structures. Si l'énergie noire ralentit la formation des structures, moins d'amas massifs se formeront à grand redshift. Ainsi, en comptant les amas à différents redshifts et en mesurant leurs masses, on peut obtenir des contraintes sur Ωm, σ8 et w.
3.2 Méthodes de détection et étalonnage de la masse
Les amas peuvent être identifiés par :
- Rayons X émis par les gaz chauds (ex. ROSAT, Chandra).
- Effet Sunyaev–Zeldovich (SZ) : distorsions des photons du CMB causées par les collisions avec les gaz électroniques chauds dans les amas (SPT, ACT, Planck).
- Rayonnement optique ou IR : densité plus élevée dans la région des galaxies rouges (ex. SDSS, DES).
Pour calculer la masse totale d'un amas à partir des indicateurs observés, il faut les relations entre la masse et la grandeur observée. La lentille faible aide à calibrer ces relations et ainsi réduire la systématique. Des revues telles que SPT, ACT ou DES ont déjà utilisé les amas pour étudier l'énergie noire, bien que la question des erreurs de masse reste importante.
3.3 Principales revues et résultats
Catalogue DES des amas, revue des rayons X eROSITA et catalogue des amas SZ Planck couvrent ensemble des milliers d'amas jusqu'à z ~ 1. Ils confirment l'Univers du modèle ΛCDM, bien que certains résultats d'études présentent de petites divergences entre eux concernant l'amplitude de la croissance des structures. En étendant l'étalonnage des masses des amas et les fonctions de détection, les données des amas peuvent mieux contraindre l'énergie noire.
4. Lentille gravitationnelle : étude de la masse et de la géométrie
4.1 Lentillage Faible (Cisaillement Cosmique)
Les formes des galaxies lointaines sont peu déformées (cisaillement) par la distribution de masse en avant-plan. En analysant des millions d'images de galaxies, on peut reconstruire les fluctuations de densité de matière et leur croissance, sensibles à Ωm, σ8 et à l'effet de l'énergie sombre. Des projets comme CFHTLenS, KiDS, DES et les futurs Euclid ou Roman atteindront une précision au pourcentage sur la mesure du cisaillement cosmique, révélant possiblement des déviations ou confirmant le ΛCDM [3,4].
4.2 Lentillage Fort
Les amas massifs ou galaxies peuvent créer de multiples images de sources d'arrière-plan ou des arcs lumineux, les amplifiant. Bien que ce soit une information plus locale, le lentillage fort permet de mesurer précisément la distribution de masse et, en utilisant les délais temporels des quasars (par exemple, H0LiCOW), d'estimer indépendamment la constante de Hubble. Certaines études montrent H0 ≈ 72–74 km/s/Mpc, proche des mesures locales de supernovas, contribuant ainsi à la « tension de Hubble ».
4.3 Combinaison avec les Supernovas et les Amas
Les données de lentillage complètent bien les contraintes sur les amas (par exemple, la masse d'amas calibrée par lentillage) et les mesures de distance des supernovas, le tout se combinant en un ajustement global des paramètres cosmiques. La synergie entre lentillage, amas et supernovas est cruciale pour réduire les dégénérescences et les systématiques, afin d'obtenir des contraintes fiables sur l'énergie sombre.
5. Principales Enquêtes Actuelles et Futures sur l'Énergie Sombre
5.1 Dark Energy Survey (DES)
Réalisé de 2013 à 2019 avec le télescope Blanco 4 m (Cerro Tololo), DES a observé environ 5000 degrés carrés du ciel avec cinq filtres (grizY), en plus d'un programme d'observation de supernovas dans des champs dédiés. Il comprend :
- Échantillon de supernovas (~milliers de SNe de type I) pour construire le diagramme de Hubble.
- Lentillage faible (cisaillement cosmique) pour étudier la distribution de la matière.
- Observations d'amas et BAO dans la distribution des galaxies.
Son analyse de la troisième année et finale a donné des résultats similaires au ΛCDM, montrant w ≈ -1 ± 0,04. En combinant les données Planck + DES, les erreurs diminuent encore, sans trouver de signe clair d'une énergie sombre variable.
5.2 Euclid et le Télescope Spatial Nancy Grace Roman
Euclid (ESA) devrait être lancé vers 2023, réalisant une imagerie et une spectroscopie dans l'infrarouge proche sur une zone d'environ 15 000 degrés carrés. Il mesurera à la fois le lentillage faible (formes de milliards de galaxies) et le BAO (mesures des décalages spectraux). On attend une précision d'environ 1 % sur la distance jusqu'à z ≈ 2 – ce qui permettra de tester très finement un éventuel w(z) ≠ constante.
Télescope Roman (NASA), prévu pour la troisième décennie, disposera d'une caméra IR grand angle et réalisera le « High Latitude Survey », comprenant des mesures de lentille gravitationnelle et la détection de supernovas. Ces projets viseront des contraintes subpourcentages sur w et ses éventuelles variations, ou confirmeront qu'il s'agit vraiment d'une constante cosmologique.
5.3 Autres Projets : DESI, LSST, 21 cm
Bien que DESI soit principalement une revue spectroscopique des BAO, elle complète les études sur l'énergie sombre en mesurant les distances à divers décalages vers le rouge avec 35 millions de galaxies/quasars. LSST (Observatoire Rubin) observera ~10 millions de supernovas sur 10 ans et enregistrera des milliards de formes de galaxies pour le lentillage faible. Les cartes d'intensité 21 cm (SKA, CHIME, HIRAX) promettent aussi de mesurer la structure à grande échelle et les BAO à haut décalage vers le rouge, restreignant encore mieux l'évolution de l'énergie sombre.
6. Objectifs Scientifiques et Importance
6.1 Mesure Précise de w et de son Évolution
L'objectif de nombreuses revues sur l'énergie sombre est de mesurer le paramètre d'équation d'état w, cherchant d'éventuelles déviations de -1. Si w ≠ -1 ou varie dans le temps, cela indiquerait un champ dynamique (ex. quintessence) ou des modifications de la gravité. Les données actuelles donnent w = -1 ± 0,03. Les futures revues pourraient réduire cette incertitude à ±0,01 ou moins, confirmant une énergie du vide quasi constante ou ouvrant la voie à une nouvelle physique.
6.2 Test de la Gravité à Grande Échelle
Le taux de croissance des structures, mesuré via les distorsions des espaces de déplacement ou le lentillage faible, peut indiquer si la gravité suit la RG (relativité générale). Si les structures croissent plus vite ou plus lentement que prévu par le ΛCDM pour une histoire d'expansion donnée, cela pourrait suggérer une gravité modifiée ou une interaction avec l'énergie sombre. Jusqu'à présent, seules de faibles discordances ont été observées, mais davantage de données seront nécessaires pour des conclusions décisives.
6.3 Résolution de la Tension de Hubble ?
Les revues sur l'énergie sombre peuvent aider en reconstruisant l'histoire de l'expansion à des décalages vers le rouge intermédiaires (z ∼ 0,3–2), reliant ainsi les évaluations locales par échelles et celles de l'Univers primordial (KFS). Si la « tension » provient de nouveautés dans la physique de l'Univers primordial, ces mesures intermédiaires pourraient la confirmer ou l'infirmer. Ou elles pourraient montrer que les mesures locales diffèrent systématiquement de la moyenne cosmique, aidant ainsi à comprendre (ou à accentuer) la tension.
7. Défis et Étapes Suivantes
7.1 Erreurs Systématiques
Chaque méthode présente ses propres défis : calibration des supernovas (absorption par la poussière, standardisation), relations entre la masse des amas et les grandeurs observées, erreurs de mesure des formes de lentilles, erreurs sur les décalages vers le rouge photométriques. Les revues accordent une grande attention à garantir la précision systématique. La combinaison de méthodes indépendantes est cruciale pour la validation croisée.
7.2 Grands Volumes de Données
Les futures revues fourniront d'énormes quantités de données : des milliards de galaxies, des millions de spectres, des milliers de supernovas. Des systèmes automatisés de traitement des données, des classificateurs d'apprentissage automatique et des analyses statistiques avancées sont indispensables. De grandes équipes de chercheurs (DES, LSST, Euclid, Roman) collaborent pour renforcer la robustesse des résultats, partageant données et croisements entre différentes méthodes.
7.3 Éventuelles surprises
Historiquement, chaque grand ensemble d'observations cosmiques confirme soit le modèle standard, soit révèle de nouvelles anomalies. Si nous détectons la moindre déviation de w(z) par rapport à -1, ou si des discordances persistent dans la croissance des structures, il pourrait être nécessaire de modifier la théorie. Certains proposent une énergie noire précoce, des espèces relativistes supplémentaires ou des champs exotiques. Pour l'instant, le ΛCDM domine, mais la persistance de discordances à long terme pourrait stimuler de nouvelles percées au-delà du modèle conventionnel.
8. Conclusion
Les revues sur l'énergie noire, exploitant les supernovas, les amas de galaxies et le lentillage gravitationnel, sont au cœur des avancées en cosmologie moderne pour comprendre la nature de l'expansion accélérée de l'Univers. Chaque méthode couvre un spectre et des propriétés différentes des époques cosmiques :
- Les supernovas de type I permettent de mesurer la distance avec une très grande précision selon le décalage vers le rouge, reflétant la nature de l'expansion tardive.
- L'abondance des amas montre comment les structures se forment sous l'effet des « poussées » de l'énergie noire, révélant la densité de matière et le taux de croissance.
- Le lent lentillage montre la fluctuation globale de la masse, reliant la géométrie de l'Univers à la croissance des structures ; le lentillage fort, en mesurant les délais temporels, peut même déterminer la constante de Hubble.
Ces grands projets – DES, Euclid, Roman, DESI et d'autres – approchent d'une mesure en pourcentage ou encore plus précise du paramètre d'expansion cosmique, permettant de préciser si le modèle ΛCDM avec constante cosmologique reste intact ou si des signes d'énergie noire évolutive apparaissent. Ces revues peuvent également contribuer à résoudre la tension de Hubble, vérifier d'éventuelles modifications de la gravité ou même découvrir de nouveaux phénomènes cosmiques. En effet, avec l'augmentation des volumes de données au cours de la prochaine décennie, nous nous rapprochons de plus en plus de la conclusion sur la nature de l'énergie noire – s'il s'agit simplement d'une énergie du vide ou si une nouvelle physique se cache derrière. Cela illustre parfaitement comment les observations cosmiques et les instruments avancés conduisent à des découvertes astrophysiques fondamentales.
Littérature et lectures complémentaires
- Riess, A. G., et al. (1998). « Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant. » The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
- Perlmutter, S., et al. (1999). « Measurements of Ω and Λ from 42 high-redshift supernovae. » The Astrophysical Journal, 517, 565–586.
- Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). « Weak gravitational lensing. » Physics Reports, 340, 291–472.
- Abbott, T. M. C., et al. (DES Collaboration) (2019). « Dark Energy Survey Year 1 results : Cosmological constraints from galaxy clustering and weak lensing. » Physical Review D, 99, 123505.
- Laureijs, R., et al. (2011). « Euclid Definition Study Report. » arXiv:1110.3193.