Measuring the Hubble Constant: The Tension

Mesurer la constante de Hubble : la tension

Les divergences entre mesures locales et de l'univers primitif alimentent de nouvelles questions cosmologiques

L'importance de H0

La constante de Hubble (H0) définit le taux d'expansion actuel de l'univers, exprimée typiquement en kilomètres par seconde par mégaparsec (km/s/Mpc). Une valeur précise de H0 est cruciale en cosmologie parce que :

  1. Cela détermine l'âge de l'univers lorsqu'on extrapole à partir de l'expansion.
  2. Cela calibre l'échelle des distances pour d'autres mesures cosmiques.
  3. Cela aide à lever les dégénérescences dans les ajustements des paramètres cosmologiques (par ex., densité de matière, paramètres de l'énergie noire).

Traditionnellement, les astronomes mesurent H0 via deux stratégies distinctes :

  • Approche locale (échelle des distances) : Partir de la parallaxe vers les céphéides ou TRGB (point terminal de la branche des géantes rouges), puis utiliser les supernovas de type Ia, fournissant un taux d'expansion direct dans l'univers relativement proche.
  • Approche de l'univers primitif : Inférer H0 à partir des données du fond diffus cosmologique (CMB) sous un modèle cosmologique choisi (λCDM), plus les oscillations acoustiques baryoniques ou d'autres contraintes.

Ces dernières années, ces deux approches donnent des valeurs de H0 significativement différentes : une mesure locale plus élevée (~73–75 km/s/Mpc) contre une mesure plus basse basée sur le CMB (~67–68 km/s/Mpc). Cette divergence—appelée la « tension de Hubble »—suggère soit une nouvelle physique au-delà du λCDM standard, soit des systématiques non résolues dans une ou les deux méthodes de mesure.

2. Échelle locale des distances : une approche étape par étape

2.1 Parallaxe et calibration

La fondation de l'échelle locale des distances est la parallaxe (trigonométrique) pour les étoiles relativement proches (mission Gaia, parallaxe HST pour les céphéides, etc.). La parallaxe définit l'échelle absolue pour les chandelles standard telles que les variables céphéides, qui ont une relation période-luminosité bien caractérisée.

2.2 Céphéides et TRGB

  • Variables céphéides : L'échelon clé pour calibrer des marqueurs plus lointains comme les supernovas de type Ia. Freedman et Madore, Riess et al. (équipe SHoES), et d'autres ont affîné les calibrations locales des céphéides.
  • Point terminal de la branche des géantes rouges (TRGB) : Une autre technique utilise la luminosité des géantes rouges au début de la détonation de l'hélium dans des populations pauvres en métaux. L'équipe Carnegie–Chicago (Freedman et al.) a mesuré une précision d'environ 1 % dans certaines galaxies locales, offrant une alternative aux céphéides.

2.3 Supernovas de type Ia

Une fois que les Céphéides (ou TRGB) dans les galaxies hôtes ancrent les luminosités des supernovas, on peut mesurer les supernovas jusqu'à plusieurs centaines de Mpc. En comparant la luminosité apparente des supernovas avec la luminosité absolue déduite, on obtient des distances. Tracer la vitesse de récession (d'après le décalage vers le rouge) en fonction de la distance donne localement H0.

2.4 Les mesures locales

Riess et al. (SHoES) trouvent typiquement H0 ≈ 73–74 km/s/Mpc (avec une incertitude d'environ 1,0–1,5 %). Freedman et al. (TRGB) trouvent des valeurs autour de 69–71 km/s/Mpc, un peu plus basses que Riess mais toujours supérieures à la valeur Planck d'environ 67. Ainsi, bien que les mesures locales diffèrent quelque peu entre elles, elles se regroupent généralement autour de 70–74 km/s/Mpc — plus élevées que les ~67 de Planck.

3. Approche de l'univers primordial (CMB)

3.1 Le modèle ΛCDM et le CMB

Les anisotropies du fond diffus cosmologique (CMB) mesurées par WMAP ou Planck, sous un modèle cosmologique standard ΛCDM, infèrent les échelles des pics acoustiques et d'autres paramètres. En ajustant le spectre de puissance du CMB, on obtient Ωb h², Ωc h², et d'autres paramètres. En combinant cela avec l'hypothèse de platitude, et avec les données BAO ou autres, on obtient une valeur dérivée de H0.

3.2 La mesure de Planck

Les données finales de la collaboration Planck donnent typiquement H0 = 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc (selon les priors exacts), environ 5–6σ plus bas que la mesure locale SHoES. Cette différence, connue sous le nom de tension de Hubble, atteint une signification d'environ 5σ, ce qui suggère qu'il est peu probable qu'il s'agisse d'un hasard.

3.3 Pourquoi la divergence est importante

Si le modèle standard ΛCDM est correct et que les données Planck sont systématiquement robustes, alors les méthodes locales d'échelle des distances doivent contenir une systématique non reconnue. Sinon, si les distances locales sont exactes, peut-être que le modèle de l'univers primordial est incomplet — une nouvelle physique pourrait affecter l'expansion cosmique ou une espèce relativiste supplémentaire ou une énergie noire précoce modifie la valeur déduite de H0.

4. Sources potentielles de divergence

4.1 Erreurs systématiques dans l'échelle des distances ?

Un soupçon est que les calibrations des Céphéides ou la photométrie des supernovae pourraient contenir des systématiques non corrigées — comme les effets de la métallicité sur la luminosité des Céphéides, les corrections de flux local, ou les biais de sélection. Cependant, la forte cohérence interne entre plusieurs équipes réduit la probabilité d'une erreur importante. Les méthodes TRGB convergent aussi vers un H0 modérément élevé, bien que légèrement inférieur à celui des Céphéides, mais toujours supérieur à celui de Planck.

4.2 Systématiques non reconnues dans le CMB ou ΛCDM ?

Une autre possibilité est que l'interprétation du CMB par Planck sous ΛCDM omette un facteur crucial, par exemple :

  • Physique étendue des neutrinos ou une espèce relativiste supplémentaire (Neff).
  • Énergie noire précoce près de la recombinaison.
  • Géométrie non plate ou énergie noire variant dans le temps.

Planck ne détecte aucun signe fort de celles-ci, mais des indices légers apparaissent dans certains ajustements de modèles étendus. Aucun ne résout encore de manière convaincante la tension sans provoquer d'autres anomalies ou augmenter la complexité.

4.3 Deux constantes de Hubble différentes ?

Certains soutiennent que le taux d'expansion à faible décalage vers le rouge pourrait différer de la moyenne globale si de grandes structures locales ou des inhomogénéités (la « bulle de Hubble ») existent, mais les données provenant de multiples directions, d'autres échelles cosmiques et l'hypothèse d'homogénéité générale rendent une grande bulle locale ou une explication par l'environnement local moins susceptibles d'expliquer entièrement la tension.

5. Efforts pour résoudre la tension

5.1 Méthodes indépendantes

Les chercheurs testent des calibrations locales alternatives :

  • Masers dans les galaxies mégamasers (comme NGC 4258) comme ancre pour les distances des supernovas.
  • Délais temporels de lentillage fort (H0LiCOW, TDCOSMO).
  • Fluctuations de la brillance de surface dans les galaxies elliptiques.

Jusqu'à présent, celles-ci soutiennent généralement H0 dans la fourchette haute des 60 à basse des 70, ne convergeant pas toutes vers la même valeur exacte, mais généralement au-dessus de 67. Ainsi, aucune voie indépendante unique n'a supprimé la tension.

5.2 Plus de données de DES, DESI, Euclid

BAO mesurés à différents décalages vers le rouge peuvent reconstruire H(z) pour tester si une déviation du ΛCDM apparaît entre z = 1100 (époque du CMB) et z = 0. Si les données montrent une évolution qui donne un H0 local plus élevé tout en correspondant à Planck à haut z, cela pourrait indiquer une nouvelle physique (comme l'énergie sombre précoce). DESI vise une mesure de distance à ~1 % à plusieurs décalages vers le rouge, pouvant clarifier la trajectoire de l'expansion cosmique.

5.3 Échelle des distances de nouvelle génération

Les équipes locales continuent de peaufiner les calibrations de parallaxe via les données Gaia, améliorant les points zéro des Céphéides et revérifiant les systématiques dans la photométrie des supernovas. Si la tension persiste avec des barres d'erreur plus petites, le cas pour une nouvelle physique au-delà du ΛCDM devient plus fort. Si elle disparaît, nous confirmerons la solidité du ΛCDM.

6. Les implications pour la cosmologie

6.1 Si Planck a raison (H faible0)

Un H faible0 ≈ 67 km/s/Mpc s'aligne avec le ΛCDM standard de z = 1100 à aujourd'hui. Alors les méthodes locales de l'échelle des distances doivent être systématiquement erronées, ou nous habitons une région locale inhabituelle. Ce scénario indique que l'âge de l'univers est d'environ 13,8 milliards d'années. Les prédictions de la structure à grande échelle restent cohérentes avec les données de regroupement des galaxies, les BAO et le lentillage.

6.2 Si l'échelle locale est correcte (H élevé0)

Si H0 ≈ 73 est correct, alors l'ajustement standard ΛCDM à Planck doit être incomplet. Nous pourrions avoir besoin de :

  • Une énergie noire précoce additionnelle qui accélère temporairement l'expansion avant la recombinaison, modifiant les angles des pics, ce qui abaisse l'inférence de H0 basée sur Planck.
  • Des degrés de liberté relativistes supplémentaires ou une nouvelle physique des neutrinos.
  • Une rupture dans l'hypothèse d'un univers plat, purement ΛCDM.

Une telle nouvelle physique pourrait résoudre la tension au prix de modèles plus complexes, mais pourrait être testée par d'autres données (lentille CMB, contraintes sur la croissance des structures, nucléosynthèse du Big Bang).

6.3 Perspectives futures

La tension invite à des vérifications croisées rigoureuses. CMB-S4 ou des données de cisaillement cosmique de nouvelle génération peuvent vérifier si la croissance des structures s'aligne avec une expansion à H0 élevée ou basse. Si la tension reste constante à ~5σ, cela indique fortement que le modèle standard doit être révisé. Un développement théorique majeur ou une résolution systématique pourrait finalement trancher.

7. Conclusion

Mesurer la constante de Hubble (H0) est au cœur de la cosmologie, reliant les observations locales de l'expansion au cadre de l'univers primordial. Les méthodes actuelles produisent deux résultats distincts :

  1. Échelle locale des distances (via Céphéides, TRGB, SNe) donne typiquement H0 ≈ 73 km/s/Mpc.
  2. ΛCDM basé sur le CMB ajusté avec les données Planck donne H0 ≈ 67 km/s/Mpc.

Cette « tension de Hubble », à environ 5σ de signification, implique soit des systématiques non reconnues dans une approche, soit une nouvelle physique au-delà du modèle standard ΛCDM. Les améliorations en cours dans la calibration des parallaxes (Gaia), le point zéro des supernovas, les distances par délai temporel de lentille, et les BAO à haut décalage vers le rouge testent chaque hypothèse. Si la tension persiste, elle pourrait révéler des solutions exotiques (énergie noire précoce, neutrinos supplémentaires, etc.). Si elle diminue, nous confirmerons la solidité du ΛCDM.

Chaque résultat façonne profondément notre récit cosmique. La tension stimule de nouvelles campagnes d'observation (DESI, Euclid, Roman, CMB-S4) et des modèles théoriques avancés, démontrant la nature dynamique de la cosmologie moderne — où des données précises et des anomalies persistantes alimentent notre quête pour unifier l'univers primordial et l'univers présent en une image cohérente.

Références et lectures complémentaires

  1. Riess, A. G., et al. (2016). « Une détermination à 2,4 % de la valeur locale de la constante de Hubble. » The Astrophysical Journal, 826, 56.
  2. Planck Collaboration (2018). « Résultats Planck 2018. VI. Paramètres cosmologiques. » Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
  3. Freedman, W. L., et al. (2019). « Le programme Carnegie-Chicago Hubble. VIII. Une détermination indépendante de la constante de Hubble basée sur le sommet de la branche des géantes rouges. » The Astrophysical Journal, 882, 34.
  4. Verde, L., Treu, T., & Riess, A. G. (2019). « Tensions entre l'Univers primordial et l'Univers tardif. » Nature Astronomy, 3, 891–895.
  5. Knox, L., & Millea, M. (2020). « Guide des chasseurs de la constante de Hubble. » Physics Today, 73, 38.

 

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