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Astronomie et Cosmologie
Une liste de documents dans cette Archive qui concernent l'astronomie et les affirmations créationnistes selon lesquelles l'univers est jeune.

Sommaire

0) Introduction

a) Objectif de ce FAQ

Un argument souvent utilisé pour soutenir que l'univers est beaucoup plus ancien que ce que proposent les créationnistes de la Terre jeune (CTJ) est le fait que nous pouvons observer des objets astronomiques situés à des milliards d'années-lumière (une année-lumière est la distance parcourue par la lumière en un an, environ 9,5 × 1012 kilomètres). Évidemment (bien que cela ne soit peut-être pas si évident - voir section 5), la lumière de ces objets a nécessité des milliards d'années pour nous parvenir, et par conséquent, l'univers doit avoir des milliards d'années.

Mais beaucoup de gens ignorent comment mesurer les distances aux objets astronomiques et pensent qu'il pourrait y avoir quelque chose de faux dans les méthodes des scientifiques, que peut-être tous les objets que nous voyons dans le ciel ne sont pas plus éloignés qu'à quelques milliers d'années-lumière, et donc les YEC pourraient avoir raison de toute façon.

Pour cette raison, dans ce FAQ, je vais essayer d'expliquer les méthodes utilisées en astronomie et de répondre à certaines des objections standard soulevées par les créationnistes de la Terre jeune (YEC). Je me concentrerai sur les méthodes les plus connues et les plus utilisées ; plus d'informations peuvent être trouvées, par exemple, à Stellar Astronomy et The ABC's of Distances.

b) Plan général

Pour mesurer les distances aux objets astronomiques, on utilise une sorte d'"échelle" de méthodes différentes ; chaque méthode ne s'applique qu'à une distance limitée, et chaque méthode qui s'applique à une distance plus grande se construit (en général, mais pas toujours) sur les données de la (ou des) méthode(s) précédente(s). Le point de départ est la connaissance de la distance entre la Terre et notre Soleil ; cette distance est appelée une unité astronomique (UA) et est d'environ 150 millions de kilomètres. Je pense même que les YEC sont d'accord sur ce nombre, d'où le fait que je ne discute pas ici d'où l'on l'obtient. (Faut-il mentionner qu'il faut aussi accepter le modèle héliocentrique ?)

La prochaine étape de l'échelle consiste en des méthodes géométriques simples ; avec elles, on peut atteindre quelques centaines d'années-lumière (mais des méthodes similaires peuvent être utilisées à des échelles plus grandes). Cela est traité dans la section 1.

En utilisant les données acquises par ces méthodes géométriques, et en ajoutant la photométrie et la spectroscopie, on atteint l'étape suivante de l'échelle. L'outil principal de ces méthodes spectroscopiques est le si appelé « diagramme de Hertzsprung-Russell » ; cela sera expliqué dans la section 2.

Pour des distances encore plus grandes dans l'univers, il faut un élément supplémentaire : les fameuses « bougies standards ». Ce qu'elles sont et comment elles sont utilisées seront expliqués dans la section 3.

Dans la section 4, j'expliquerai le décalage cosmologique vers le rouge et la relation de Hubble, qui sont utilisés pour des distances vraiment grandes (plusieurs centaines de millions d'années-lumière, voire plusieurs milliards d'années-lumière).

Section 5 traite de certaines objections courantes des créationnistes de la Terre jeune ; je fournis des références qui les réfutent.

Enfin, dans la section 6, je donne un bref résumé.

1) Géométrie

a) Introduction

La distance aux étoiles proches peut être déterminée par leurs parallaxes.

Pour voir de quoi il s'agit, tenez un doigt vers le haut devant votre nez, à quelques centimètres de distance, et regardez-le d'abord avec l'œil gauche fermé, puis avec l'œil droit fermé. Si vous comparez sa position avec certains objets d'arrière-plan, vous remarquerez que le doigt semble bouger lorsque vous passez d'un œil à l'autre ! L'explication est évidente : vos yeux ne sont pas au même endroit, et par conséquent, ils ont une ligne de visée différente vers le doigt ; ils doivent regarder sous un angle différent pour voir le doigt.

Les angles à partir desquels vous devez regarder dépendent évidemment de la distance du doigt à votre nez. Ce qui est plus important : la différence des angles dépend de la distance ; elle diminue lorsque la distance augmente. Par conséquent, la différence d'angles peut être utilisée pour mesurer la distance (si l'on connaît la relation entre ces deux choses, qui est simple trigonométrie). Et exactement cette différence d'angles est appelée la parallaxe. La distance entre vos yeux est appelée la base ; plus la base est grande, plus la parallaxe est grande, pour la même distance de l'objet observé par rapport à la base.

Les étoiles sont très éloignées de nous ; leur parallaxe est si petite que la courte base de mesure allant d'un œil à l'autre est manifestement trop petite. Mais nous disposons d'une base de mesure assez grande pour mesurer les distances aux étoiles : le diamètre de l'orbite de la Terre. Il suffit de regarder où (à quel angle) une étoile se trouve dans le ciel en été, puis de regarder à nouveau où (à quel angle) la même étoile se trouve dans le ciel en hiver, de déterminer la différence d'angles, et vous aurez la parallaxe de cette étoile – et en connaissant cela et la longueur de votre base de mesure (2 UA = 300 millions de kilomètres), vous pouvez calculer la distance à l'étoile. L'image suivante devrait illustrer cela :

Illustration of a parallax. The distance to the star measured in parsecs is two divided by difference between two measurements of the angle to the star measured six months apart.

Un terme que l'on rencontre souvent dans ce contexte est le parsec (abréviation de "seconde de parallaxe") ; il s'agit de la distance d'une étoile qui aurait une parallaxe de deux secondes d'arc, ou, de manière équivalente, de la distance à partir de notre soleil à laquelle l'angle entre la terre et le soleil (1 UA) serait d'une seconde d'arc (une seconde d'arc est la 60e partie d'une minute d'arc, et une minute d'arc est la 60e partie d'un degré). Cette unité est utile car pour les grandes distances (petites parallaxes), la distance est inversement proportionnelle à la parallaxe ; ainsi, une étoile avec une parallaxe de x secondes d'arc est à 2/x parsec. Comme vous pouvez le calculer vous-même, un parsec est approximativement 206 000 UA, ou 3,09 × 1013 kilomètres, ou 3,26 années-lumière.

Malheureusement, il existe un autre point susceptible de prêter à confusion : en astronomie, le terme « parallaxe » désigne généralement la fameuse parallaxe annuelle, qui correspond à la différence entre les angles sous lesquels une étoile est observée depuis la Terre et depuis le Soleil, et non à la différence entre les angles sous lesquels une étoile est observée depuis la Terre en été et en hiver. Cette parallaxe annuelle (appelons-la p) représente simplement la moitié de la parallaxe x introduite plus haut, et la distance d'une étoile (en parsec) est alors donnée par 1/p (où p est mesuré en secondes d'arc).

Pour avoir une idée de cette méthode, vous pourriez essayer de vous amuser avec le Laboratoire de parallaxe.

b) Mesures

Toutes les étoiles de notre voisinage sont plus éloignées qu'un parsec ; et par conséquent, leurs parallaxes sont inférieures à une seconde d'arc. Pour mesurer de tels petits angles, des instruments de grande précision sont nécessaires.

Le premier à avoir pu mesurer une parallaxe d'une étoile (61 Cygni) fut l'astronome et mathématicien Wilhelm Bessel en 1838, à l'observatoire de Königsberg. Il obtint la valeur de 0,314 seconde d'arc (la valeur moderne est de 0,292 seconde d'arc, et les deux sont annuelles), ce qui correspond à une distance d'un peu plus de 10 années-lumière.

Il convient de noter ici qu'avec la précision disponible à l'époque, qui ne permettait de mesurer que des distances jusqu'à environ 10 années-lumière, il était possible de montrer que la plupart des étoiles devaient être beaucoup plus éloignées : en mesurant les distances d'autant d'étoiles proches que possible, on peut obtenir une valeur pour la densité moyenne des étoiles (la quantité moyenne d'étoiles par année-lumière cube), puis un simple comptage des étoiles visibles et la division de ce nombre par la densité moyenne donnent une borne inférieure pour la taille de l'univers ! Évidemment, cela suppose que la densité des étoiles est plus ou moins la même dans toutes les régions où nous pouvons voir des étoiles, mais en comparant simplement les distances angulaires des étoiles dans le ciel, il est clair que cette hypothèse semble justifiée. Mais même si l'on utilisait une densité d'étoiles beaucoup plus élevée, cela impliquerait toujours un univers très vaste, en raison du très grand nombre d'étoiles qui peuvent être observées avec des télescopes.

Depuis les mesures de Bessel, la précision des mesures a considérablement augmenté, mais il y avait toujours le problème de l'atmosphère de la Terre, qui cause des erreurs dans les mesures de position (par exemple, à cause de fluctuations de densité qui brouillent les images). En raison de cela, en 1989, le satellite HIPPARCOS a été lancé. Il a mesuré les positions, les parallaxes et d'autres paramètres de près de 120 000 étoiles proches. La précision moyenne atteinte dans la mesure des parallaxes était de 0,97 milliarcsecondes (une milliarcseconde est un millième d'arcseconde). Dans le catalogue HIPPARCOS, qui a été compilé à partir des données mesurées, vous pouvez trouver des milliers d'étoiles avec des parallaxes inférieures à 2 milliarcsecondes - ce qui signifie qu'elles sont à plus de 500 parsecs (1 630 années-lumière) de distance.

Un autre satellite, nommé GAIA, sera lancé en 2010. Il sera capable de mesurer des étoiles encore plus lointaines, jusqu'à 10 kiloparsecs (10 000 parsecs ou 32 600 années-lumière).

Si l'on utilise des ondes radio au lieu de la lumière visible, on peut mesurer des parallaxes encore plus petites, même depuis la Terre, sans avoir besoin de satellites. La méthode utilisée dans ce cas s'appelle Interférométrie à très longue base : deux radiotélescopes avec une grande distance entre eux (généralement de part et d'autre de la Terre) sont couplés d'une manière qui améliore grandement la mesure des angles ; la précision est de l'ordre de 100 microsecondes d'arc (une microseconde d'arc est un millionième d'une seconde d'arc). Avec cette méthode, les distances vers les pulsars (étoiles composées principalement de neutrons qui émettent des impulsions radio régulièrement) ont été mesurées (Brisken et al. 2002) ; la plus grande distance trouvée était d'environ 2 300 parsecs (8 000 années lumière). Cela seul montre déjà que l'univers est plus vieux que 6 000 ans.

c) Autres méthodes géométriques

Des méthodes géométriques similaires peuvent être utilisées pour des objets situés à des milliards d'années-lumière (par exemple, les galaxies et les quasars). Dans ces cas, il faut connaître la taille d'un objet, puis mesurer les angles sous lesquels on voit les deux côtés de l'objet, et à partir de la différence entre les angles, on obtient la distance. Le seul problème restant est de connaître la taille de l'objet.

Une méthode pour déterminer la taille consiste à identifier le type d'objet (étoile, galaxie, disque de poussière ou nuage, etc.), à mesurer autant que possible ses paramètres (luminosité, masse, distance angulaire par rapport à d'autres objets, etc.), puis, sur la base de ces données, à tenter de le modéliser et d'en extraire la taille. Cette méthode a été utilisée pour déterminer la distance à la galaxie NGC 4258 (Herrnstein et al. 1999). Les objets modélisés et observés dans ce cas sont des nuages d'eau orbitant autour du noyau de cette galaxie, qui émettent un rayonnement micro-ondes caractéristique. Les observations montrent que la fréquence de ce rayonnement varie périodiquement dans le temps (en raison de l' effet Doppler : un décalage des longueurs d'onde de la lumière émise qui est proportionnel à la vitesse à laquelle elle se déplace). La dépendance des vitesses par rapport au temps ainsi observée permet de déterminer les orbites exactes, y compris la distance des nuages d'eau au centre de leur orbite et donc la taille absolue de l'objet observé. Le résultat est que NGC 4258 se trouve à environ 7,2 millions de parsecs (environ 23,5 millions d'années-lumière) de nous, avec une incertitude d'environ 5 % seulement.

Avec des méthodes quelque peu similaires, la distance au centre de notre propre galaxie a été déterminée : l'orbite d'une seule étoile orbitant autour du trou noir central de notre galaxie a été modélisée à l'aide de plusieurs mesures de très grande précision. Ce calcul a permis de déterminer la distance au centre galactique - 8 kiloparsecs (environ 26 000 années-lumière), en excellent accord avec d'autres déterminations de cette distance (Eisenhauer 2003).

Une autre méthode consiste à utiliser la vitesse de la lumière. Un bon exemple ici est l'explosion de supernova SN1987A qui s'est produite en 1987 dans le Grand Nuage de Magellan, la deuxième galaxie la plus proche de notre propre galaxie, la Voie lactée (pour plus d'informations sur les supernovae, voir la section 3b et les liens qui y sont associés).

Avant l'explosion, l'étoile était déjà entourée d'un anneau de poussière. Cet anneau a commencé à briller environ un an après l'explosion de la supernova, lorsque la lumière de l'explosion l'a atteint. Ainsi, nous savons que le diamètre de l'anneau est d'environ deux années-lumière, et en mesurant son diamètre angulaire dans le ciel, la distance jusqu'à la supernova a été déterminée à environ 169 000 années-lumière. Cela correspond bien aux autres déterminations de distance vers le Grand Nuage de Magellan (Panagia et al. 1991 ; pour une explication plus détaillée, voir également le Filtre de vérité créationniste de Greene).

Une autre méthode consiste à mesurer le mouvement des parties de l'objet (la vitesse à laquelle les angles vers ces parties changent) et à comparer cela aux vitesses mesurées par l' effet Doppler. Cette méthode a été utilisée pour déterminer la distance au quasar 3C 279 (Homan 2000) ; il s'est avéré être situé entre 1,5 et 2,3 gigaparsecs. Un gigaparsec équivaut à un milliard de parsecs, donc cette distance correspond à environ 6 milliards d'années-lumière. Le problème avec cette méthode est qu'il faut connaître des paramètres supplémentaires, par exemple l'angle du mouvement par rapport à la ligne de visée, pour obtenir une réponse significative.

2) Méthode spectroscopique

a) Photométrie et spectroscopie stellaires

Pour les étoiles si lointaines que leurs parallaxes ne sont pas encore mesurables, on utilise principalement la photométrie, c'est-à-dire des mesures de leur luminosité. Nous savons de la physique que la luminosité diminue proportionnellement au carré de la distance (doubler la distance d'un objet réduit sa luminosité à un quart) ; ce lien entre luminosité et distance est connu sous le nom de loi de l'inverse du carré. Elle doit être légèrement modifiée si l'on prend en compte la relativité générale et l'expansion de l'univers, mais ces modifications sont sans importance pour toutes les étoiles de notre galaxie et des autres galaxies proches.

En utilisant cette loi, si nous connaissons la luminosité d'une étoile à une distance de référence fixe, et que nous la comparons à la luminosité mesurée, nous pouvons déterminer la distance de l'étoile. La distance de référence standard utilisée en astronomie est de 10 parsecs ; la luminosité qu'une étoile aurait à cette distance de nous est appelée luminosité absolue de l'étoile. Sa luminosité réelle, que nous pouvons observer depuis la Terre, est appelée luminosité apparente.

Ainsi, le seul problème restant est : comment pouvons-nous connaître la luminosité absolue d'une étoile sans connaître sa distance réelle à l'avance ? La solution à ce problème provient de la spectroscopie et d'une analyse des spectres des étoiles proches dont nous connaissons les distances grâce à leurs parallaxes.

Si l'on examine le spectre d'une étoile (on sépare la lumière reçue et l'on observe chaque longueur d'onde (chaque couleur) séparément, par exemple en utilisant un prisme), on observe des raies sombres à certaines longueurs d'onde (certaines couleurs) : beaucoup moins de lumière est émise à ces longueurs d'onde qu'aux autres. L'explication standard de ce phénomène est que les atomes de l'atmosphère de l'étoile absorbent une partie de la lumière émise, et chaque élément n'absorbe que certaines longueurs d'onde distinctes et caractéristiques de la lumière. Si les atomes sont excités, ils émettent ces mêmes longueurs d'onde ; c'est pourquoi l'on peut déterminer précisément quelles raies spectrales appartiennent à quel élément. Ce sont des phénomènes bien connus, étudiés par Bunsen et Kirchhoff dès le XIXe siècle. De jolies images des raies d'émission des éléments et des explications complémentaires peuvent être trouvées à Spectres des décharges gazeuses.

Ainsi, en observant les raies sombres dans les spectres stellaires, nous pouvons déterminer quels éléments se trouvent dans son atmosphère. Le point crucial est maintenant que toutes les étoiles peuvent être regroupées en classes, dites classes spectrales, où chaque classe présente un motif distinct de raies sombres dans les spectres, et donc une abondance distincte d'éléments dans son atmosphère. Ces classes spectrales sont étiquetées avec des lettres capitales : O, B, A, F, G, K, M (et d'autres ; un bon moyen de les retenir est la phrase « Oh, be a fine girl/guy, kiss me »). À Spectral Sequence of Stars on peut trouver des exemples de spectres stellaires pour chaque classe.

Si l'on examine les étoiles dans les classes plus en détail, on constate que chaque classe spectrale est associée à une certaine couleur des étoiles, et nous savons, grâce à la théorie du rayonnement, que la couleur dépend de la température de surface de l'étoile (ce n'est vrai pas seulement pour les étoiles, mais aussi dans la vie quotidienne : si l'on chauffe du fer, par exemple, il brille d'abord en rouge, puis en jaune, et si l'on le chauffe encore davantage, il brille en blanc). La température est la plus élevée pour les étoiles de la classe spectrale O et diminue jusqu'à la classe M ; notre propre soleil, qui appartient à la classe G, a une température de surface de 5 780 Kelvin (ce qui correspond à environ 5 510 degrés Celsius ou 9 950 degrés Fahrenheit). La couleur est blanche dans la classe O et passe par le bleu et le vert jusqu'au jaune (classe G, notre soleil), puis à l'orange et enfin au rouge (classe M).

b) Le diagramme Hertzsprung-Russell

Après toutes ces introductions, voici maintenant la partie intéressante : si l'on trace les étoiles pour lesquelles nous connaissons la distance grâce à leur parallaxe, et donc pour lesquelles nous connaissons la luminosité absolue dans un diagramme où un axe représente la classe spectrale/couleur/température et l'autre la luminosité absolue, on obtient (principalement) une ligne assez étroite ! Par conséquent, la classe spectrale/couleur/température et la luminosité absolue sont fortement liées entre elles, et si l'on connaît la classe spectrale/couleur/température, on peut facilement déterminer la luminosité absolue.

Un tel diagramme est appelé un diagramme Hertzsprung-Russell, du nom des deux astronomes qui l'ont inventé (indépendamment, le premier en 1911, le second en 1913). La ligne sur laquelle se trouvent la plupart des étoiles est appelée la séquence principale. Un exemple de tel diagramme, qui a été construit à l'aide de données provenant du satellite mentionné plus haut HIPPARCOS, peut être trouvé sur cette page concernant Le diagramme Hertzsprung-Russell ; beaucoup plus de diagrammes sont disponibles dans le fichier Postscript suivant : Propriétés statistiques : relations astrophysiques. Plus précisément, ce que vous y trouverez sont des diagrammes à deux couleurs : la luminosité d'une étoile est mesurée à deux longueurs d'onde différentes, et ce qui est tracé est la différence entre ces deux luminosités sur l'axe des X et l'une des deux luminosités sur l'axe des Y. Mais la théorie du rayonnement nous indique que la différence entre les deux luminosités est étroitement liée à la température de surface d'une étoile, et par conséquent, ces diagrammes sont essentiellement identiques aux diagrammes Hertzsprung-Russell.

La théorie du développement stellaire prédême même prédit que si l'on trace la température de surface en fonction de la luminosité absolue, on devrait obtenir une ligne (et non une distribution aléatoire des étoiles) ; les lois de la physique assurent qu'il existe une corrélation étroite entre la température de surface et la luminosité absolue : la luminosité absolue dépend de la quantité d'énergie produite dans l'étoile, cela dépend de la masse de l'étoile (et des réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur), la masse détermine son volume, le volume détermine sa surface, et la surface, combinée à la luminosité absolue, détermine la température. Ainsi, pour les étoiles qui ont les mêmes réactions nucléaires dans leur cœur, la luminosité absolue détermine de manière unique la température de surface, et vice versa.

Mais il existe aussi beaucoup d'étoiles qui ne se trouvent pas sur la séquence principale ; si elles se situent au-dessus de la séquence principale, elles sont appelées géantes, et si elles se situent en dessous, elles sont appelées naines. C'est parce que la théorie du rayonnement nous indique que si deux étoiles ont la même température, mais que l'une est plus brillante que l'autre, celle qui est plus brillante doit avoir une surface plus grande - elle est plus grosse. Selon ce qui a été dit plus haut, cela doit signifier que différentes réactions nucléaires se produisent à l'intérieur d'elle, et en effet, la théorie du développement stellaire (ou évolution stellaire, comme on l'appelle souvent - ce qui cause de la confusion parmi les créationnistes...) prédit que des étoiles avec des réactions nucléaires différentes dans leurs cœurs devraient exister.

Pour expliquer la séquence principale, les géantes et les naines, il faudrait expliquer toute la théorie du développement stellaire ; cela dépasse le cadre de ce qui peut être inclus ici. L'essentiel est que les étoiles se trouvent sur la séquence principale pendant la majeure partie de leur durée de vie et "brûlent" de l'hydrogène durant cette période ("brûler" est un terme souvent utilisé ici ; en réalité, il ne s'agit pas d'une réaction chimique, mais d'une réaction nucléaire : les noyaux d'hydrogène sont fusionnés en noyaux d'hélium). Ensuite, elles deviennent des géantes, "brûlant" de l'hélium et d'autres éléments, et à la fin, elles se rétractent en naines, "brûlant" absolument rien, mais se refroidissant simplement (ou, si elles sont plus massives, elles explosent en gigantesques explosions à la fin de leur durée de vie – ce sont les supernovae). Vous pouvez trouver plus d'informations dans l'article Évolution et mort des étoiles, par exemple.

La théorie du développement stellaire prédit également que les étoiles plus chaudes (qui se situent en haut à gauche de la séquence principale) devraient vivre beaucoup moins longtemps que les étoiles plus froides (qui se situent en bas à droite). Par conséquent, en observant le diagramme H-R d'un amas stellaire (un groupe d'étoiles proches les unes des autres, nées au même moment et ayant donc toutes la même âge) et en déterminant quelles étoiles se trouvent encore sur la séquence principale et lesquelles ont déjà dévié pour devenir des géantes, on peut déterminer l'âge de l'amas. À un certain endroit en haut à gauche, la séquence principale cesse d'exister, mais les étoiles se situent sur une autre ligne qui mène de là vers le haut à droite. Ce renflement dans le diagramme est souvent appelé « genou », et la position de ce genou nous indique l'âge de l'amas. La théorie du développement stellaire nous indique que ce renflement devrait apparaître ainsi que l'âge que cela implique pour les amas. Les âges qui peuvent être dérivés de cette manière ne sont pas rassurants pour les créationnistes : les amas stellaires ont généralement des milliards d'années (plus de détails à ce sujet peuvent être trouvés par exemple sur la page Diagramme Hertzsprung-Russell et Évolution Stellaire).

c) Détermination des distances à l'aide du diagramme H-R

En quoi tout cela a-t-il un rapport avec la détermination des distances ? Simple : observez les étoiles dans un amas stellaire (les étoiles de tels amas sont toutes à une distance approximativement la même de nous), mesurez leurs températures de surface et leurs brillances, et tracez un diagramme de Hertzsprung-Russell avec ces mesures. Vous obtiendrez à nouveau une séquence principale, quelques géantes et quelques naines - mais cette fois, vous n'avez pas tracé leurs brillances absolues, mais leurs brillances apparentes. En comparant ce nouveau diagramme au diagramme de Hertzsprung-Russell des étoiles proches, vous verrez que le rapport entre la brillance apparente observée et la brillance absolue est le même pour chaque type d'étoile - et ce rapport vous donne alors la distance à l'amas.

Fondamentalement, le diagramme de Hertzsprung-Russell nous fournit les informations que nous manquions : les brillances absolues des étoiles pour lesquelles nous ne pouvons observer que leurs brillances apparentes. Il y a certaines hypothèses que nous devons faire - par exemple, que les éléments ont les mêmes raies spectrales « là-bas », que le développement stellaire fonctionne comme prédit par nos théories, et ainsi de suite, mais à la fin, il s'agit simplement de la même hypothèse utilisée partout en science : que les lois de la nature fonctionnent de la même manière partout dans l'univers. Et le fait que chaque observation d'un amas jusqu'à présent ait donné une séquence principale, quelques géantes et quelques naines, dans exactement les proportions prédites par la théorie du développement stellaire, donne un soutien fort à l'idée que cette hypothèse est valide.

3) Étalonnes et distances cosmologiques

Lorsqu'on détermine la distance d'un objet tel qu'un amas ou une galaxie en utilisant le diagramme H-R, il faut mesurer la luminosité de nombreuses étoiles, y compris les plus faibles, afin d'obtenir un diagramme fiable. Malheureusement, les étoiles faibles ne sont pas visibles si l'objet observé est trop loin (en raison de la loi en inverse du carré), d'où la nécessité de recourir à d'autres méthodes : on utilise des objets brillants dont la luminosité absolue est connue. En mesurant la luminosité apparente et en la comparant à la luminosité absolue, on obtient à nouveau la distance.

Le seul problème restant est qu'il faut connaître la luminosité absolue de l'objet observé. Heureusement, plusieurs types d'objets existent pour lesquels on peut déterminer leur luminosité absolue sans connaître leurs distances. De tels objets sont appelés chandelles standards; je discuterai des deux plus courantes dans les deux sous-sections suivantes.

a) Céphéides

Céphéides sont des étoiles variables : elles changent périodiquement leur taille et leur température - et donc leur luminosité. Comment cela fonctionne en détail peut être expliqué par la théorie de la structure stellaire et du développement. Elles ont été nommées d'après le premier membre connu de cette classe d'étoiles, Delta Cephei.

De plus, il a été observé (encore une fois, en accord avec les modèles théoriques) qu'il existe une relation entre la (moyenne) luminosité de ces étoiles pulsantes et la période de leurs oscillations. Un diagramme illustrant cette relation peut être trouvé, par exemple, sur cette page concernant les Céphéides et La découverte des variables Céphéides et la relation période-luminosité. Cette relation a d'abord été remarquée par Henrietta Leavitt pour les Céphéides dans le Nuage Magellanique, une galaxie proche de la nôtre (environ 200 000 années-lumière).

Puisque toutes les étoiles du Nuage de Magellan Petit se trouvent à une distance approximativement identique de nous, la relation observée entre la brillance apparente et la période implique qu'il existe une relation équivalente entre la brillance absolue et la période d'oscillation. Et en effet, après avoir déterminé les brillances absolues de nombreuses Céphéides (dans le Nuage de Magellan Petit et ailleurs), il s'est avéré qu'il existe bien une telle relation universelle (une composition chimique différente a également une certaine influence sur cela, mais cela peut généralement être pris en compte facilement).

Ainsi, si l'on souhaite mesurer la distance d'un amas ou d'une galaxie, il suffit de trouver quelques Céphéides en son sein (ce sont des étoiles assez brillantes, ce qui n'est pas trop difficile, pourvu que la galaxie ne soit pas trop loin même pour cela), de mesurer leurs périodes d'oscillation et d'utiliser cette relation pour déterminer leur luminosité absolue. En comparant avec les luminosités apparentes, on obtient, comme d'habitude, leurs distances. Si toutes ces distances sont cohérentes entre elles (ce qui est généralement le cas), le résultat est évidemment la distance à l'amas ou à la galaxie dans lesquels elles sont situées !

Cela fonctionne pour les galaxies situées à quelques dizaines de millions d'années-lumière au maximum. Par exemple, la distance à la galaxie M100 a été déterminée à environ 56 millions d'années-lumière.

Évidemment, le point crucial de cette méthode est qu'il faut connaître avec une bonne précision la relation entre la période d'oscillation et la luminosité absolue. Pour déterminer cette relation, il faut mesurer avec une bonne précision les distances de certaines Céphéides proches. Par le passé, cela était réalisé à l'aide du diagramme H-R et de techniques similaires, mais aujourd'hui, nous disposons même de mesures de parallaxe des Céphéides provenant de la mission HIPPARCOS. L'évaluation de ces mesures est toujours difficile, mais en général, les nouvelles données ont tendance à s'accorder avec les résultats antérieurs établis. Pour en savoir plus à ce sujet, consultez par exemple Comment l'étalon des Céphéides est-il validé ?, L'échelle des distances des Céphéides : une histoire, et la section « Mesurer l'Univers » sur la page Hipparcos localise les étoiles.

b) Supernovae

Un autre type de chandelle standard, qui est très brillante et peut donc être utilisée pour déterminer les distances aux galaxies même à des centaines de millions d'années-lumière, sont les énormes explosions que certaines étoiles subissent près de la fin de leur vie, les fameuses supernovae. Vous pouvez en savoir plus à leur sujet (et à leur utilisation abusive par les créationnistes) sur cette page de l'archive talk.origins : Supernovae, Supernova Remnants and Young Earth Creationism FAQ. De plus, il existe plusieurs pages sur les supernovae sur Ask the Astronomer, par exemple What exactly happens to a star about to go supernova? et By what process do supernovae become Type I or Type II ?.

Selon leur masse, les étoiles ont des destins différents (veuillez noter que ce qui suit est un résumé très court et simplifié !) : les petites étoiles, comme notre propre Soleil, grossissent d'abord (quand tout l'hydrogène est "brûlé" dans leurs cœurs et que le "brûlement" de l'hélium commence) et deviennent plus froides, se transformant ainsi en une géante rouge. Après que tout l'hélium ait été brûlé, elles n'ont plus aucune source d'énergie et commencent à se rétracter et à se refroidir (elles expulsent souvent beaucoup de leurs enveloppes externes avant). Les résultats finaux sont les siens appelés naines blanches.

Les étoiles plus massives ne s'arrêtent pas après la phase de géante rouge, la combustion de l'hélium : de plus en plus d'éléments sont fusionnés dans leurs cœurs (c'est possible car elles ont une pression et une température plus élevées dans leurs cœurs que les étoiles légères), jusqu'à ce que le fer soit produit. Le fer est l'élément le plus stable ; le fusionner consomme de l'énergie au lieu d'en fournir. Par conséquent, après les réactions de fusion qui ont conduit au fer, les étoiles n'ont plus aucune source d'énergie et doivent s'effondrer. Cet effondrement provoque la transformation du cœur de l'étoile en une étoile à neutrons (voire en un trou noir), et la matière des couches externes qui retombe sur cette étoile à neutrons rebondit, aidée par la quantité énorme d'énergie libérée par l'effondrement du cœur. Le résultat est une explosion massive dans laquelle toute la matière des couches externes de l'étoile est expulsée. Nous observons un flash soudain de luminosité et plus tard beaucoup de débris en éjection (et dans le cas de SN1987A, même certains neutrinos). Dans certains cas, l'étoile à neutrons restante peut même être identifiée. Ces explosions sont appelées supernovae de type II. Plus d'informations sur elles peuvent être trouvées, par exemple, sur la page HEASARC sur les supernovae.

Malheureusement, car il n'existe pas de relation universelle entre la luminosité des explosions de supernovae de type II et d'autres paramètres facilement observables, ces supernovae ne sont pas très utiles pour les déterminations de distances cosmiques. Mais il existe un autre type d'explosions de supernovae, les dites supernovae de type I. Ces explosions ne peuvent se produire que dans des systèmes binaires : deux étoiles qui orbitent l'une autour de l'autre. Si elles orbitent l'une autour de l'autre de près, l'une des étoiles peut attirer des gaz de l'autre (un processus appelé accretion) vers sa surface. Un cas particulier se produit maintenant si l'étoile qui accrète la matière de l'autre étoile est une naine blanche : si sa masse totale dépasse une certaine limite (la limite de Chandrasekhar), elle commence à s'effondrer. La compression résultante conduit à une fusion explosive du carbone, et la grande quantité d'énergie libérée ainsi perturbe toute la naine blanche. Ce que nous observons ici est une augmentation soudaine de la luminosité, suivie d'un déclin relativement lent (exponentiel). Cela se produit parce que la luminosité résulte principalement de la désintégration radioactive du nickel et du cobalt produits dans l'explosion (leurs raies spectrales peuvent être observées), et la désintégration radioactive diminue exponentiellement avec le temps.

Il est important maintenant de noter qu'il existe une relation universelle entre le taux de déclin de la lumière observée et la luminosité totale de l'explosion. Ainsi, en observant attentivement la lumière reçue d'une telle explosion et en déterminant le taux auquel cette lumière s'affaiblit, on obtient directement la luminosité absolue de la supernova. En comparant cela avec la luminosité apparente, on déduit, comme d'habitude, la distance de la supernova - et par conséquent celle de la galaxie dans laquelle elle se trouvait.

Des mesures récentes de supernovae très lointaines (Riess 1998) avaient de fortes implications cosmologiques : elles ont montré que l'expansion de l'univers (voir la section suivante) s'accélère plutôt que de ralentir, contrairement aux attentes antérieures

4) Le décalage cosmologique vers le rouge

Si l'on examine de près les spectres des galaxies lointaines (à au moins plusieurs millions d'années-lumière), on remarque que les raies spectrales bien connues des éléments n'apparaissent pas aux endroits habituels, mais sont décalées : elles apparaissent toutes à des longueurs d'onde (légèrement) plus grandes que d'habitude. Parce qu'une « longueur d'onde plus grande » correspond à une couleur « plus rouge » (la lumière rouge a la plus grande longueur d'onde parmi toutes les lumières visibles), ce décalage est appelé le red shift. De plus, le décalage relatif est le même pour toutes les raies spectrales. Ce red shift a été remarqué pour la première fois en 1926 par Hubble, qui a également été le premier à identifier des étoiles individuelles dans d'autres galaxies (qui étaient auparavant considérées comme des nébuleuses situées à l'intérieur de notre propre galaxie). (Hubble 1926)

De tels décalages sont des phénomènes bien connus pour le son comme pour la lumière : ils se produisent si l'objet qui émet les ondes se déplace par rapport à l'observateur. C'est ce qu'on appelle l'effet Doppler (il avait déjà été mentionné dans la section 1c). Ainsi, une interprétation naturelle est que les galaxies se déplacent par rapport à nous ; un décalage vers le rouge implique qu'elles s'éloignent de nous (un décalage vers le bleu indiquerait qu'elles se rapprochent de nous ; cela peut par exemple être observé dans les spectres de la galaxie d'Andromède qui se rapproche de notre propre galaxie en raison de l'attraction gravitationnelle entre les deux galaxies). Veuillez noter que l'explication par le décalage Doppler n'est pas celle utilisée en cosmologie moderne pour le décalage vers le rouge – elle fournit simplement une image agréable et intuitive de ce qui se passe ! Plus d'informations à ce sujet ci-dessous.

Une observation importante a été faite par Hubble en 1929 (Hubble 1929) après avoir observé les décalages vers le rouge de plusieurs galaxies : le décalage vers le rouge (et donc la vitesse à laquelle elles s'éloignent de nous, dans l'interprétation de Doppler) est directement proportionnel aux distances des galaxies à nous ! Cela signifie que l'on peut écrire l'équation simple

v = H × d,

où v est la vitesse à laquelle une galaxie s'éloigne de nous, d est sa distance, et H est une constante (la même pour toutes les galaxies) appelée la constante de Hubble ou, plus correctement, le paramètre de Hubble (car ce n'est pas vraiment une constante ; plus de détails ci-dessous). À l'époque, seules des mesures de distance très approximatives étaient disponibles (Hubble utilisait, par exemple, les Céphéides, mais la relation entre luminosité et période n'était pas très précisément connue à l'époque) ; avec celles-ci, Hubble a obtenu

H = 500 kilomètres/seconde/million de parsec.

Les mesures modernes ont montré que cette valeur est bien trop grande ; la valeur actuellement admise est d'environ

H = 70 kilomètres/seconde/million de parsec,

avec une incertitude dans les mesures inférieure à 10 %. Cette valeur moderne a été dérivée principalement d'observations de Céphéides et de supernovae de type I (Mould et al. 2000).

Ainsi, nous voyons que plus une galaxie est éloignée, plus elle s'éloigne de nous rapidement ! De nos jours, cela est expliqué à l'aide de la théorie du Big Bang, qui stipule que l'univers entier s'expand. Essayez d'imaginer l'univers comme la surface d'un ballon, avec les galaxies solidement attachées à sa surface. Maintenant, si le ballon est gonflé, les galaxies s'éloignent évidemment les unes des autres, et la vitesse relative de deux galaxies est plus grande si leur distance relative est plus grande. Par conséquent, la théorie du Big Bang ne dit pas que les galaxies s'éloignent les unes des autres - elle dit que l'espace entre elles augmente, que l'espace lui-même s'expand ! Dans la théorie du Big Bang, le décalage vers le rouge n'est pas dû à l'effet Doppler - il se produit parce que, durant cette expansion cosmique, les longueurs d'onde de la lumière qu'une galaxie émet sont étirées (en raison de l'expansion de l'espace lui-même). Pour en savoir plus sur ces concepts plutôt étranges, essayez de lire, par exemple, le tutoriel de cosmologie de Ned Wright.

Tel que l'analogie avec le ballon gonflé le suggère déjà, interpréter le décalage vers le rouge comme étant dû à l'expansion de l'espace lui-même conduit à plusieurs écarts par rapport à la loi de Hubble linéaire simple ci-dessus : d'abord, parce que l'espace est « courbé », pour de grandes distances le décalage vers le rouge ne peut plus être directement proportionnel à la distance, et ensuite, parce que le « taux d'inflation » du ballon n'est pas constant, H ne peut pas être une vraie constante – il doit varier avec le temps. Les deux de ces effets sont pris en compte par la théorie du Big Bang, qui est dérivée de la théorie de la relativité générale en utilisant certaines hypothèses sur la nature de l'univers, comme le principe cosmologique (l'univers ressemble essentiellement au même partout et dans toutes les directions ; c'est en effet vrai si l'on regarde à de très grandes échelles, autour de 100 millions d'années-lumière) et les types de matière et d'énergie qu'il contient.

Récemment, il a été établi que l'expansion de l'univers est accélérée (une décélération aurait été attendue en raison de l'attraction gravitationnelle entre toutes les galaxies). Cela est interprété comme une preuve de l'énergie sombre, dite dark energy, qui possède la propriété étrange d'agir à l'encontre de la gravité et de repousser ainsi les galaxies (Riess 1998). Une forme d'énergie sombre (une sorte de cosmological constant) avait déjà été proposée par Einstein dans sa Théorie Générale de la Relativité dans les années 1920, mais il a ensuite abandonné cette idée car les données disponibles à l'époque semblaient la contredire. Aujourd'hui, nous savons mieux ; par exemple, les résultats de WMAP (qui ont utilisé des méthodes totalement différentes des mesures de supernovae) soutiennent fortement l'existence de cette mystérieuse énergie sombre (ainsi que la valeur du paramètre de Hubble trouvée dans les études sur les supernovae).

Ainsi, la méthode pour déterminer la distance des objets vraiment lointains est tout à fait simple : mesurer son décalage vers le rouge et insérer la valeur mesurée dans une formule fournie par la théorie du Big Bang (similaire à la simple loi de Hubble ci-dessus, mais plus compliquée, car plus d'effets doivent être pris en compte) - cela donne la distance. Malheureusement, les paramètres cosmologiques qui entrent dans cette formule (le paramètre de Hubble, la quantité de matière et d'énergie sombre dans l'univers, et d'autres) ne sont toujours pas connus avec une grande précision, et par conséquent, les distances calculées avec cette méthode ne sont pas aussi fiables que celles déterminées avec d'autres méthodes (les incertitudes peuvent atteindre 20 %). Mais néanmoins, la méthode est utile pour obtenir une première estimation de la distance si l'on ne veut pas (ou n'a pas le temps ou le matériel) d'utiliser une méthodologie plus sophistiquée.

Malheureusement, si les mesures de distance utilisant cette méthode sont rapportées dans la presse populaire, seules la distance déterminée est généralement donnée, non le décalage vers le rouge mesuré ni les paramètres cosmologiques utilisés ; cela peut conduire au résultat que, dans des endroits différents, des distances différentes sont rapportées pour le même objet et la même étude. Comparez par exemple l'article La lumière d'une galaxie repousse les âges sombres de l'univers avec Nouveau record pour l'objet le plus lointain de l'univers ; les deux parlent du même objet et de la même étude, mais néanmoins le premier rapporte une distance de 15,5 milliards d'années-lumière, tandis que le second indique 13,6 milliards d'années-lumière !

Une complication supplémentaire est qu'il n'est pas clair ce que signifie ici le terme « distance ». Souvent, ce qui est rapporté n'est pas la distance « réelle », c'est-à-dire celle que la galaxie a aujourd'hui par rapport à nous, mais le temps que la lumière a mis pour nous parvenir. Un autre type de distance utilisé en cosmologie est la distance de luminosité, dite telle, et il en existe plusieurs autres encore. Lorsqu'on lit un rapport scientifique (populaire) sur les distances aux galaxies lointaines, il faut faire attention à déterminer ce que signifie le terme « distance » dans ce contexte !

5) Objections standards des créationnistes

Cette section est principalement destinée à mettre fin aux affirmations des créationnistes qui ont lu tout ce qui précède et pensent pouvoir la réfuter avec un seul argument « brillant ». La plupart de ces arguments utilisés par les créationnistes sont déjà bien connus et ont été réfutés il y a longtemps. Fournir des réfutations détaillées ici rendrait ce FAQ beaucoup trop long (et ce n'est pas le but original de ce FAQ), d'où j'explique simplement les arguments et je donne des références aux réfutations.

a) La lumière a été créée en transit

Souvent, les créationnistes acceptent que les méthodes décrites ci-dessus donnent effectivement des résultats corrects - avec la réserve qu'elles ne donnent des résultats corrects que pour la lumière observée, et que cette lumière n'a pas besoin de correspondre à de vrais objets dans l'univers ! En d'autres termes, ils disent que peut-être la lumière n'a pas vraiment été émise par de vrais objets astronomiques, mais simplement créée « en transit », sur son chemin vers la Terre. Ceci, selon eux, est une belle explication pour le fait laid que nous pouvons voir la lumière d'objets qui sont apparemment à des milliards d'années-lumière de distance, alors que l'univers n'est (selon eux) âgé que de 6 000 ans. (une variante de cela que j'ai vue une fois est l'argument vertigineux « Peut-être pouvons-nous voir la lumière avant qu'elle n'ait atteint nous ? »)

Évidemment, cet argument ne peut pas être réfuté par la science - mais je ne pense pas que cela soit nécessaire. En essence, il s'agit d'un argument sur « l'apparence d'âge » : l'univers est très jeune, mais Dieu l'a conçu de manière à ce qu'il ait l'air très vieux. Ce n'est pas seulement une mauvaise science, c'est une mauvaise théologie : cela fait de Dieu un menteur ! Certains créationnistes échappent à cela en arguant qu'Adam et Ève ont été créés « matures » et que, par conséquent, l'univers a également dû être créé « mature », c'est-à-dire avec l'air d'un âge avancé, mais je pense que cette analogie ne fait aucun sens : une meilleure analogie serait que Adam et Ève aient été créés non seulement matures, mais aussi avec certaines cicatrices de blessures qui ne sont jamais vraiment arrivées !

Même les principales organisations créationnistes Answers in Genesis et Institute for Creation Research ont abandonné cet argument (voir la section « La lumière a-t-elle été créée ? » dans l'article Comment pouvons-nous voir des étoiles lointaines dans un jeune univers ?, et la section « Conclusion » dans L'état actuel de l'astronomie créationniste), en utilisant essentiellement l'argument que j'ai présenté ici, mais il reste néanmoins beaucoup de créationnistes qui pensent que cet argument est valide.

b) Vitesse de la lumière variable

Un autre argument, également mentionné dans Comment pouvons-nous voir des étoiles lointaines dans un jeune univers ?, est que la vitesse de la lumière a peut-être changé, qu'elle était plus rapide par le passé. Un fervent partisan de cette thèse est Barry Setterfield. Évidemment, si la vitesse de la lumière était bien plus grande par le passé, la lumière provenant d'objets situés à des milliards d'années-lumière aurait pu atteindre la Terre en seulement quelques milliers d'années ! Les arguments de Setterfield sont discutés (et réduits en miettes) dans de nombreux articles, y compris l'article d'Answers in Genesis mentionné ci-dessus. Voici quelques références utiles :

Une idée courante consiste à utiliser des « horloges » dont les rythmes sont connus (telles que les pulsars, étoiles à neutrons en rotation qui émettent périodiquement des impulsions radio), d'examiner ce que prédit une vitesse de la lumière variable pour les observations de ces rythmes, et de comparer ces prédictions avec les données réelles.

c) Problèmes avec le décalage vers le rouge

Une autre attaque standard contre les mesures de distance est que notre interprétation de la cause du décalage vers le rouge est erronée (de telles attaques proviennent souvent de personnes qui pensent que les cosmologistes affirment que le décalage vers le rouge est dû à l'effet Doppler ; un bel exemple de ce genre de non-sens est Quasars and the Big Bang). Les attaques notables contre l'interprétation du décalage vers le rouge cosmologique étaient l'hypothèse dite de la « lumière fatiguée » (la lumière perd de l'énergie en chemin vers nous) et la « quantification du décalage vers le rouge » (l'affirmation selon laquelle les décalages vers le rouge sont de manière périodique et ne se produisent que sous forme de multiples d'un certain décalage vers le rouge de base ; cette assertion a également été adoptée par Setterfield).

Encore une fois, il existe de nombreuses réfutations concernant ces idées sur le web ; les deux plus importantes sont, à mon avis :

Il existe une autre preuve forte indiquant que le décalage vers le rouge est bien cosmologique et non dû à l'une de ces autres explications. Entre les quasars lointains et nous, il y a généralement beaucoup de nuages de gaz qui absorbent la lumière. Par conséquent, nous obtenons des raies d'absorption (sombres) dans les spectres de ces quasars. Mais comme ces nuages de gaz sont à des distances différentes de nous, la plupart étant également à des distances où le décalage vers le rouge n'est pas négligeable, nous n'obtenons pas seulement une raie d'absorption, mais plusieurs raies différentes (une pour chaque nuage de gaz à chaque distance différente et donc à chaque décalage vers le rouge différent). Ainsi, ce que l'on obtient dans le spectre est généralement une « forêt » de nombreuses raies d'absorption à des longueurs d'onde différentes. Parce que la raie d'absorption que l'on étudie généralement est appelée la raie Lyman alpha, ce phénomène est appelé la « forêt de Lyman alpha ». Maintenant, si le décalage vers le rouge est vraiment cosmologique et dépend de la distance, on devrait observer que toutes ces raies d'absorption ont un décalage vers le rouge plus faible que la raie d'émission du quasar situé derrière tous ces nuages de gaz. Et c'est bien ce qui est observé !

Voici un article (relativement technique) qui rapporte les observations : Preuves cohérentes avec l'interprétation cosmologique des décalages vers le rouge des quasars. Vous pouvez trouver plus d'informations sur ce sujet sur la Bad Astronomy Bulletin Board : Les décalages vers le rouge sont cosmologiques : la forêt de Lyman Alpha et Arp.

d) Russell Humphreys' Lumière étoilée et Temps

En 2000, Dr. Russell Humphreys a publié son livre Starlight and Time. Dans celui-ci, il a proposé une alternative à la théorie du Big Bang : il a affirmé que si l'on utilise la relativité générale, mais que l'on suppose (contrairement à la théorie standard du Big Bang) que l'univers possède un centre et une limite, on peut construire un modèle dans lequel le temps à ce centre s'écoule beaucoup plus lentement que dans les régions extérieures. Il y a eu beaucoup de débats à ce sujet, et même d'autres créationnistes ont fait remarquer qu'il y a des erreurs dans son modèle (voir par exemple le commentaire "Cette critique a conduit le personnel éditorial de l'ICC à conclure qu'il y a eu une échec dans le processus d'examen par les pairs du papier de Humphreys de 1994 [29] dans lequel il a d'abord présenté publiquement son modèle." dans L'état actuel de l'astronomie créationniste). Néanmoins, les principales organisations créationnistes Answers in Genesis et Institute for Creation Research continuent de le favoriser (voir Comment pouvons-nous voir des étoiles lointaines dans un jeune univers ? et L'état actuel de l'astronomie créationniste). L'organisation créationniste de la Terre ancienne (OEC) Reasons to Believe a publié la réfutation du modèle de Humphreys, y compris ses changements ultérieurs dans le modèle (qui, autant que je sache, n'ont pas conduit à la publication d'un nouveau livre mis à jour).

Un commentaire plus long et assez technique (également d'un OEC) est La lumière stellaire et le temps sont le Big Bang. Il contient de nombreux arguments précieux contre le modèle de Humphreys.

Voici encore un autre réfutation plutôt technique : Erreurs dans le modèle cosmologique de Humphreys, qui inclut une réponse de la part de Humphreys.

Plus de critiques du modèle de Humphreys, ainsi que ses réponses à celles-ci, peuvent être trouvées à Russell Humphreys répond à divers critiques.

Également intéressant est le commentaire de Tim Thompson dans les retours du talk.origins d'avril 2003.

e) Une discussion entre Ross et Hovind

En octobre 2000, un débat a opposé le Dr. Hugh Ross, créationniste de la Terre ancienne, et le YEC Kent Hovind. Vous pouvez l'acheter sur la page d'accueil de The John Ankerberg show ou chez Reasons to Believe. Answers in Genesis (AiG) a par la suite publié Hugh Ross lays down the gauntlet!, dans lequel ils présentent certaines (réelles) erreurs commises par Ross lors du débat. Ross a mentionné les mesures de distance géométriques vers 3C 279 et NGC 4258 expliquées dans la section 1c, pointant correctement que ces objets sont respectivement à des milliards et des millions d'années-lumière, mais en affirmant faussement qu'il s'agissait de mesures de parallaxe (voir la section 1c pour une explication de la véritable méthode de mesure). AiG corrige Ross (sans commettre d'autres erreurs, autant que je puisse en juger), mais admet néanmoins que les vastes distances dans l'univers sont probablement réelles (leur réserve est le modèle de Humphrey, voir ci-dessus).

f) Gentry

Un autre modèle pour un univers avec un centre provient du Robert V. Gentry YEC, le mieux connu pour ses affirmations sur les halos de polonium. Dans son modèle, l'univers est statique et entouré d'une coquille d'hydrogène. De plus, il utilise une sorte d'énergie sombre qui agit à l'encontre de la gravité. Il existe deux articles plutôt techniques sur son modèle : Une nouvelle interprétation du décalage vers le rouge et La véritable Rosette cosmique.

Une réfutation technique du modèle de Gentry est l'article Remarks on the "New Redshift Interpretation". De plus, il existe la FAQ de talk.origins Debunking Robert Gentry's "New Redshift Interpretation" Cosmology

6) Résumé

  • Les parallaxes géométriques ont été mesurées jusqu'à des distances qui défient déjà l'hypothèse de l'univers jeune de moins de 10 000 ans. Dans les prochaines années, avec le lancement de GAIA, les résultats s'étendront à plus de 30 000 années-lumière.
  • Des mesures géométriques d'objets situés à des milliers, des millions et même des milliards d'années-lumière sont disponibles, en utilisant des modèles physiques raisonnables pour les objets observés.
  • D'autres méthodes reposent sur un modèle bien établi de ce que sont les étoiles et de la manière dont elles évoluent au cours de leur vie. Au moins, les milliards d'étoiles de notre galaxie, s'il s'agit bien d'étoiles (plutôt que de simples points lumineux mystérieux), doivent se trouver à des dizaines de milliers d'années-lumière.
  • Les méthodes pour déterminer les distances aux objets très lointains reposent sur des « chandelles standards » bien étudiées.
  • Toutes les découvertes à ce jour sont cohérentes avec les prédictions de la théorie du développement stellaire et de la théorie du Big Bang.

Enfin, il faut réaliser que bien que les méthodes utilisées pour déterminer les distances semblent reposer lourdement les unes sur les autres (comme je l'ai mentionné dans l'introduction, on utilise une sorte de « échelle » de différentes méthodes), il existe en réalité un réseau entier de méthodes auto-correctrices et interconnectées qui aboutissent toutes aux mêmes conclusions. Les hypothèses qui entrent dans les méthodes sont justifiées par le fait que nous obtenons des résultats cohérents si nous utilisons ces hypothèses.

Références

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Eisenhauer F. et al, Détermination géométrique de la distance au centre galactique (2003).http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0306220

Herrnstein, J. R. et al., Une distance géométrique vers la galaxie NGC4258 à partir des mouvements orbitaux dans un disque de gaz nucléaire, Nature 400, 539 (1999). http://www.nature.com/cgi-taf/DynaPage.taf?file=/nature/journal/v400/n6744/abs/400539a0_fs.html

Homan, D.C. et J. F. C. Wardle, Mesures de distance directe vers des sources radio supraluminiques, Astrophysical Journal 535, 575 (2000). http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2000ApJ...535..575H

Hubble, E. P., Une nébuleuse spirale comme système stellaire. Messier 33, Astrophysical Journal 63, 236 (1926). http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1926ApJ....63..236H

Hubble, E. P., Une relation entre la distance et la vitesse radiale parmi les nébuleuses extra-galactiques, Proceedings of the National Academy of Sciences 15 (1929). http://antwrp.gsfc.nasa.gov/diamond_jubilee/1996/hub_1929.html

Mould, J. R. et al., The Hubble Space Telescope Key Project on the Extragalactic Distance Scale. XXVIII. Combining the constraints on the Hubble constant, Astrophysical Journal 529, 786 (2000). http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2000ApJ...529..786M

Panagia, N. et al., Propriétés de l'anneau circumstellaire de SN 1987A et la distance au Grand Nuage de Magellan, Astrophysical Journal 380, L23-26 (1991) http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1991ApJ...380L..23P ; Sky & Telescope, février 1997.

Riess, A. G. et al., Preuves observationnelles issues de supernovae pour un univers accéléré et une constante cosmologique, Astronomical Journal 116, 1009 (1998). http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1998AJ....116.1009R

Remerciements

Je tiens à remercier Steve Carlip, Dan Day, Jon Fleming, Michael Hopkins, Tom Scharle, Phill Skelton et Arne Vogel pour leurs nombreux commentaires, corrections et ajouts précieux.