Ces galaxies impossibles vont-elles bouleverser la cosmologie ?

0:00 Les galaxies que vous voyez ici ne devraient pas exister.

0:05 Et pourtant, le télescope spatial James Webb les a bel et bien observées et photographiées.

0:11 C'est toute la cosmologie qui est en crise.

0:14 Si l'on en croit certains, ces galaxies impossibles impliqueraient même que la théorie du Big Bang serait fausse.

0:20 Le Big Bang n'aurait jamais eu lieu.

0:23 Alors, comment dire ? Non.

0:26 Ok, c'est vrai, le télescope James Webb semble avoir détecté des galaxies qu'on n'attendait pas,

0:32 qui sont à la fois très lointaines et assez massives, et on ne pensait pas que c'était possible.

0:38 De là à remettre en question le Big Bang comme on l'a lu ou entendu parfois, il y a encore du chemin.

0:44 Aujourd'hui, on va donc essayer de comprendre ce qu'a vraiment observé ce télescope,

0:49 pourquoi c'est surprenant, à quel point c'est solide,

0:52 et en quoi cela pourrait modifier notre compréhension actuelle de l'histoire de l'univers.

1:02 Puisque c'est de ça dont on va parler, commençons par rappeler brièvement ce qu'est le Big Bang.

1:07 Il s'agit d'un modèle de l'histoire de l'univers qui nous dit qu'il y a environ 13,8 milliards d'années,

1:13 ce dernier était dans un état incroyablement dense et chaud,

1:16 et qu'il s'est depuis étendu et refroidi, donnant naissance aux atomes, aux étoiles, aux galaxies.

1:23 Derrière cette idée, il y a un modèle mathématique précis

1:26 qui découle des équations de la relativité générale

1:29 et qui nous permet de reconstituer précisément l'évolution de l'univers pendant ces 13,8 milliards d'années.

1:35 Et surtout, on dispose aujourd'hui de nombreuses observations astrophysiques

1:39 qui viennent corroborer le modèle du Big Bang,

1:42 en nous renseignant sur l'état de l'univers à différentes époques.

1:45 On peut mentionner la nucléosynthèse primordiale,

1:48 le rayonnement fossile, qu'on sait caractériser avec une précision incroyable,

1:52 l'expansion de l'univers elle-même qu'on peut mesurer précisément grâce à la loi de Hubble,

1:57 ou encore la répartition des galaxies et la structure à grande échelle de l'univers.

2:02 Scientifiquement parlant, le modèle du Big Bang est donc très solide,

2:05 et aucun chercheur du domaine ne le remet en cause de façon significative.

2:09 Pourtant, il est vrai que tout n'est pas encore limpide

2:12 et que ce modèle fait intervenir quelques ingrédients dont la nature n'est pas élucidée,

2:17 comme la matière noire ou l'inflation.

2:19 J'ai consacré pas mal de vidéos à ces différents éléments

2:22 et je vous y renvoie pour avoir plus de détails.

2:24 Après ces petits rappels sur le modèle du Big Bang,

2:27 voyons maintenant ce qu'aurait observé le télescope James Webb,

2:30 et qui remettrait en cause ce modèle.

2:33 Pour ceux qui l'auraient raté, ce télescope a été lancé par Ariane 5 en décembre 2021

2:37 et a fourni ses premières images à l'été 2022.

2:40 Il est le successeur du télescope spatial Hubble,

2:43 mais il est évidemment beaucoup plus puissant,

2:46 ce qui lui permet de voir des objets encore plus lointains.

2:49 Mais en astronomie, quand on parle de voir des objets très lointains,

2:52 il se passe un truc un peu contre-intuitif.

2:55 On sait que la lumière ne se déplace pas de façon instantanée,

2:57 elle a une certaine vitesse, 300 000 km par seconde environ.

3:01 Et donc, quand un rayon lumineux atteint le télescope, disons en ce moment,

3:05 ce rayon a en fait été émis par sa source il y a un certain temps,

3:08 le temps qu'il a fallu à la lumière pour faire le voyage,

3:11 un temps d'autant plus long que l'objet qu'on observe est lointain.

3:16 Par exemple, ces deux galaxies qu'on appelle les galaxies du papillon,

3:19 on les voit telles qu'elles étaient il y a environ 65 millions d'années.

3:23 Mais on ne sait pas à quoi elles ressemblent aujourd'hui.

3:26 Inversement, s'il y a des astronomes extraterrestres dans ces galaxies

3:29 avec des télescopes incroyablement puissants,

3:32 et bien rassurez-vous, ils ne peuvent pas nous voir, nous les humains.

3:35 Actuellement, ils sont en train de voir la Terre telle qu'elle était

3:38 il y a 65 millions d'années, à peu près au moment de l'extinction des dinosaures.

3:42 Et on peut pousser le bouchon beaucoup plus loin.

3:44 Si la lumière d'une galaxie lointaine a mis 13 milliards d'années à nous parvenir,

3:48 et bien on va voir cette galaxie telle qu'elle était il y a 13 milliards d'années,

3:52 quand l'univers avait à peine 800 millions d'années.

3:56 Avec un télescope, voire très loin, ça permet de remonter dans le passé de l'univers

4:00 et donc de comprendre comment il était à ces époques lointaines.

4:04 Mais comment fait-on pour savoir qu'un objet astrophysique qu'on observe

4:07 se trouve effectivement loin ?

4:09 Qu'est-ce qui nous permet d'estimer sa distance

4:12 et donc de savoir de combien on remonte dans le passé en l'observant ?

4:16 Et bien, on utilise le phénomène du décalage vers le rouge.

4:20 On sait que du fait de l'expansion de l'univers,

4:21 plus la lumière aura voyagé dans l'espace avant de nous parvenir,

4:25 plus sa longueur d'onde sera allongée.

4:28 Et quand la longueur d'onde s'allonge, cela la décale vers le rouge,

4:31 voire l'infrarouge.

4:33 Donc plus un objet est distant, plus il nous apparaîtra décalé vers le rouge.

4:37 Alors, ça a l'air bien comme idée, mais il y a quand même une ambiguïté.

4:41 Imaginons que j'observe une galaxie et que je vois qu'elle est effectivement assez rouge.

4:46 Comment je fais pour savoir si c'est une galaxie qui est lointaine

4:49 et a donc subi un décalage important,

4:51 ou bien si c'est simplement une galaxie plus proche,

4:53 mais qui est naturellement rouge,

4:54 parce qu'elle contient beaucoup d'étoiles rouges, par exemple ?

4:58 Oui, on sait que la couleur des étoiles peut varier,

5:00 notamment en fonction de leur température,

5:02 qui dépend de leur taille, de leur âge.

5:04 Certaines étoiles sont plus rouges que d'autres,

5:07 alors comment on fait la distinction entre une galaxie proche et rouge,

5:11 et une galaxie lointaine et décalée vers le rouge ?

5:14 Eh bien, on utilise des spectres lumineux,

5:17 c'est-à-dire des courbes qui représentent la quantité de lumière reçue par le télescope

5:21 en fonction des différentes longueurs d'onde.

5:24 Or, ces spectres ont des formes assez particulières qu'on sait interpréter.

5:28 Voici par exemple le genre de spectre que l'on peut observer.

5:31 Ce qu'on voit ici, c'est le flux lumineux mesuré

5:33 en fonction de la longueur d'onde de la lumière,

5:36 exprimé en nanomètre.

5:37 Et on voit qu'il y a des pics et des creux assez marqués.

5:41 Ces pics et ces creux sont dus aux raies d'absorption et d'émission

5:44 des différents éléments qu'on trouve dans les galaxies.

5:47 Prenons l'hydrogène, l'élément le plus abondant de l'univers,

5:50 on sait qu'il absorbe et émet de la lumière à des longueurs d'onde bien particulières

5:54 qui sont liées aux transitions entre les niveaux d'énergie de l'atome d'hydrogène.

5:59 Et cela va créer des pics et des creux dans les spectres.

6:02 Par exemple, sur ce spectre, le pic vers 480 nanomètres

6:05 correspond à ce qu'on appelle la raie Liemann-alpha de l'hydrogène,

6:09 qui provient de la transition entre le niveau 2 et le niveau 1 d'énergie.

6:13 En principe, quand on la mesure sur Terre,

6:15 cette raie a une longueur d'onde d'environ 120 nanomètres.

6:18 Or là, on voit sur le spectre qu'elle est à 480,

6:21 à cause du décalage vers le rouge.

6:23 D'ailleurs, quand on parle de décalage vers le rouge,

6:25 il faut savoir qu'il agit sur les longueurs d'onde comme un facteur multiplicatif.

6:29 Ici, il y a un facteur d'environ 4 qui fait passer de 120 à 480.

6:33 Et d'ailleurs, on retrouve ce même facteur sur d'autres caractéristiques du spectre.

6:37 La raie Liemann-alpha est ici très visible, mais on sait identifier les autres

6:41 et les relier à différentes raies de l'hydrogène ou d'autres éléments.

6:45 Sur ce spectre, si on regarde dans le détail,

6:48 on peut mesurer que toutes les longueurs d'onde sont multipliées par environ 4.

6:52 Pour quantifier le décalage vers le rouge de façon universelle,

6:55 on utilise un nombre qu'on appelle en anglais redshift et on le note généralement Z.

7:00 Pour ça, on prend le facteur multiplicatif qu'on a trouvé

7:02 et on enlève 1.

7:04 Sur l'exemple que je vous ai donné, il y avait un facteur 4,

7:06 donc ça correspond à un redshift d'environ Z égale 3.

7:10 Pas de décalage du tout, c'est Z égale 0.

7:13 Et plus Z augmente, plus le décalage est important

7:16 et donc plus l'objet qu'on observe est éloigné.

7:19 Ce qui veut dire que la lumière que l'on reçoit a été émise il y a d'autant plus longtemps.

7:24 Voilà pourquoi chaque fois qu'on observe un objet astrophysique lointain,

7:27 on donne toujours en général son redshift, son Z.

7:30 Ça nous renseigne à la fois sur le décalage de longueur d'onde,

7:33 sur sa distance, mais aussi sur son âge.

7:36 Car grâce à ce qu'on sait de l'expansion de l'univers,

7:39 on peut relier la valeur du redshift à l'âge de l'univers

7:42 au moment où la lumière a été émise.

7:45 Voici la courbe qui donne le lien entre les deux.

7:48 La courbe commence à 13,8 milliards d'années pour Z égale 0.

7:52 C'est logique, si vous mesurez un redshift de 0, pas de décalage,

7:56 c'est que la lumière a été émise très récemment,

7:59 donc à un moment où l'univers avait son âge actuel,

8:02 c'est-à-dire 13,8 milliards d'années.

8:05 Et plus le redshift est élevé,

8:07 plus l'univers était jeune au moment de l'émission de la lumière.

8:11 Pour le spectre qu'on a tracé tout à l'heure,

8:12 on avait estimé un redshift de 3

8:14 et on voit que ça correspond à un univers d'environ 2 milliards d'années seulement.

8:18 Et pour des redshifts au-delà de 6,

8:21 l'univers avait moins d'un milliard d'années au moment où la lumière a été émise.

8:26 Bon, donc je résume.

8:27 Grâce aux rays d'absorption et d'émission dans les spectres lumineux,

8:30 on peut quantifier le décalage vers le rouge des objets astrophysiques qu'on détecte

8:34 et on peut donc estimer de combien on remonte dans le passé en les observant.

8:39 Pour contempler des galaxies telles qu'elles étaient

8:41 au cours du premier milliard d'années de l'univers,

8:43 on l'a vu, il faut détecter des redshifts supérieurs à 6.

8:47 Cela veut dire que beaucoup des caractéristiques intéressantes des spectres

8:51 vont se retrouver décalées jusque dans l'infrarouge.

8:54 Et ça tombe bien, le télescope James Webb est conçu pour être très performant

8:58 dans l'infrarouge, bien plus que son prédécesseur, le télescope Hubble.

9:02 Alors malgré tout, Hubble avait déjà détecté des galaxies très lointaines.

9:05 Par exemple, son record, c'est la galaxie nommée GNZ11,

9:10 mesurée à un redshift de 11,

9:12 c'est-à-dire correspondant à une époque où l'univers n'avait que 400 millions d'années.

9:16 Une galaxie très primordiale, très jeune donc.

9:20 Mais ce qu'ont estimé les astrophysiciens,

9:21 c'est que cette galaxie était, à ce moment-là, relativement petite,

9:25 probablement 100 fois moins massive que la nôtre.

9:27 Et c'est assez cohérent, on parle d'une galaxie encore très jeune,

9:30 on ne s'attend pas à ce qu'elle soit déjà très grosse.

9:33 Mais récemment, le télescope James Webb, avec sa puissance inégalée,

9:37 a pu faire des découvertes plutôt surprenantes.

9:43 Ce qu'a découvert le télescope James Webb, ce sont des galaxies

9:46 avec un redshift relativement élevé, entre 7 et 9,

9:50 mais qui sont étonnamment massives.

9:52 Vous voyez ici les images de ces galaxies, avec cette fois les données associées,

9:56 le redshift et la masse.

9:58 Premier point, puisque les redshifts sont très élevés,

10:01 les longueurs d'onde qu'on observe sont très décalées dans l'infrarouge.

10:04 Ces photos sont donc en fausse couleur, sinon on ne verrait rien.

10:07 Ensuite, des redshifts de cet ordre-là, entre 7 et 9,

10:11 ça veut dire qu'on voit ces galaxies telles qu'elles étaient

10:14 environ 700 millions d'années après le Big Bang,

10:16 donc très tôt dans l'histoire de l'univers.

10:18 Enfin, les masses estimées sont données ici en milliards de masses solaires.

10:22 On utilise la masse du Soleil comme unité,

10:25 et on le figure avec ce petit symbole, un point dans un cercle.

10:29 Par comparaison, la Voie Lactée est actuellement autour de 50 à 100 milliards.

10:33 Donc vous voyez qu'on est sur des galaxies qui sont presque aussi grosses que la nôtre.

10:37 Et ça, on ne s'attendait pas à ce que ce soit possible.

10:40 Pour comprendre ce résultat et voir en quoi il est perturbant,

10:43 il faut que je précise quelques choses.

10:44 Pour comprendre ce résultat et voir en quoi il est perturbant,

10:46 il faut que je précise une chose.

10:48 On parle ici de la masse stellaire de la galaxie,

10:50 c'est-à-dire la masse des étoiles qu'elle contient.

10:53 De façon générale, si on considère la masse totale d'une galaxie,

10:57 on sait qu'environ seulement un cinquième est de la matière ordinaire,

11:00 on parle de matière baryonique.

11:02 Tout le reste, c'est de la matière noire.

11:05 Ensuite, sur cette matière baryonique,

11:07 seule une fraction est sous forme d'étoiles qui brillent,

11:10 dont on peut observer la lumière.

11:12 C'est la masse stellaire.

11:14 Tout le reste est essentiellement sous forme de gaz dispersé entre les étoiles,

11:17 surtout de l'hydrogène et de l'hélium.

11:20 Et donc sur ces images, quand on estime la masse d'une galaxie,

11:23 on parle seulement de la masse stellaire,

11:25 qu'on exprime donc en milliards de masses solaires.

11:28 Alors pourquoi ces galaxies nous surprennent-elles ?

11:30 Eh bien parce que leur masse stellaire est trop élevée

11:33 par rapport à ce à quoi on s'attendrait pour des galaxies si jeunes.

11:36 Je vous ai évoqué plus tôt qu'une des confirmations expérimentales

11:39 du modèle du Big Bang vient de la structure à grande échelle de l'univers.

11:43 On sait en effet simuler la formation et l'évolution des galaxies

11:47 et la comparer à ce qu'on observe actuellement dans l'univers.

11:50 J'y avais consacré une vidéo d'ailleurs.

11:52 Ça fonctionne très bien et ces simulations permettent notamment

11:55 de savoir à quel rythme se forment les galaxies,

11:58 ainsi que les étoiles à l'intérieur.

12:00 On peut donc estimer à quelle quantité de galaxies

12:03 on est censé s'attendre à chaque étape de l'histoire de l'univers

12:06 et quelle taille peuvent avoir ces galaxies.

12:09 Et c'est ce qui permet de dire que la découverte de ces galaxies

12:12 qui sont à la fois jeunes et pleines d'étoiles est plutôt improbable.

12:16 Pour ceux qui aiment les détails, on sait estimer l'abondance

12:19 des halo de matière noire et donc des galaxies possibles

12:22 en fonction de leur taille et du redshift.

12:24 Plus on remonte dans le temps vers des redshifts élevés,

12:27 plus les grosses galaxies sont improbables.

12:30 Et c'est ce qui nous permet de dire que ces quelques galaxies

12:33 observées par le télescope James Webb ne semblent pas trop collées.

12:37 Elles sont trop grosses pour leur âge.

12:39 Elles ne sont pas impossibles, mais elles devraient être rares.

12:42 On en a vu plusieurs.

12:44 Donc on a un problème,

12:46 ou ce que les astrophysiciens aiment bien appeler une tension.

12:49 Je vous avais déjà parlé de la tension sur la valeur de la constante de Hubble.

12:53 Là, c'est pareil.

12:54 La théorie et les observations ne collent pas trop

12:56 et il va falloir comprendre et essayer de résoudre la tension.

13:00 Alors maintenant, voyons ensemble les pistes.

13:08 Quand on a ce genre de situation,

13:09 la première chose à faire avant d'échafauder des théories nouvelles

13:12 c'est de s'assurer que les mesures sont solides.

13:15 Et là, ce n'est pas encore complètement le cas.

13:17 Déjà, on s'est rendu compte que le télescope James Webb

13:19 marchait beaucoup mieux que prévu

13:21 et il a donc fallu refaire les calibrations,

13:23 ce qui a amené à modérer un peu les résultats.

13:26 Sur cette figure, on voit en rouge les redshifts

13:28 et les masses stellaires estimées des galaxies

13:31 telles qu'elles ont été publiées dans l'article final

13:33 dans la revue Nature en février 2023.

13:36 Et ça, c'est le même diagramme

13:38 dans la première version de la publication sur le web seulement en juillet 2022.

13:42 On voit très nettement qu'ils ont dû revoir à la baisse

13:45 leurs ambitions du fait de la recalibration.

13:47 Donc déjà, l'énorme tension annoncée initialement

13:50 n'est plus si grosse que ça.

13:52 Ensuite, je vous ai expliqué tout à l'heure

13:54 comment on pouvait estimer le redshift d'une galaxie

13:57 à partir des spectres lumineux

13:59 qui couvrent toute une gamme de longueurs d'onde.

14:01 Sauf que là, en fait, les spectres, on les a pas.

14:05 Comme je le racontais dans ma vidéo sur le James Webb,

14:07 ce télescope est équipé de plusieurs instruments.

14:10 Certains, comme NIRSPEC,

14:12 permettent effectivement de faire de la spectroscopie,

14:14 c'est-à-dire de mesurer des spectres lumineux complets,

14:17 mais on les utilise en général sur un objet précis

14:20 quand on sait déjà ce qu'on cherche.

14:22 Là, ces galaxies étranges ont été détectées

14:25 avec un instrument plus général qui s'appelle NIRCAM

14:28 et qui sert à observer de plus grandes portions du ciel

14:31 pour détecter de nouveaux objets.

14:33 Et avec l'instrument NIRCAM, on n'a pas accès aux spectres complets,

14:37 juste à quelques valeurs mesurées via des filtres.

14:40 Et qui donnent donc seulement quelques points sur la courbe du spectre.

14:44 Voici une figure extraite de l'article pour une des galaxies candidates.

14:48 En noir, on voit les valeurs mesurées avec les filtres

14:51 à sept longueurs d'onde différentes.

14:54 Et à partir de là, pour estimer le redshift,

14:56 on doit trouver un spectre théorique

14:59 qui collerait bien avec ces quelques points-là.

15:02 C'est ce qu'on voit ici en rouge,

15:04 c'est justement le spectre théorique le plus probable avec ces mesures.

15:08 Et il correspond à un redshift de 8.

15:10 C'est la valeur annoncée.

15:12 Vous imaginez bien qu'avec juste 7 points,

15:14 il y a peut-être d'autres spectres qui ne colleraient pas si mal.

15:18 Et c'est pour ça que dans la figure,

15:20 il y a une petite courbe qui indique les probabilités des différents redshifts.

15:24 Ce que ça veut dire, c'est que le plus probable pour cette galaxie,

15:27 c'est effectivement un redshift de 8.

15:29 Mais en fait, ça pourrait être quelque part entre 7,5 et 9.

15:33 Si je vous raconte tout ça, c'est pour vous montrer

15:35 que quand on annonce une valeur de redshift mesurée

15:38 en fer de spectre, d'une part, ça demande pas mal de calculs pour y arriver,

15:42 et d'autre part, il y a des incertitudes.

15:45 Et pour les masses stellaires annoncées,

15:47 est-ce qu'il y a aussi des incertitudes ?

15:49 Parce que c'est quand même ça le résultat marquant de l'article,

15:51 des galaxies qui ont l'air particulièrement massives.

15:54 Eh bien oui, là aussi, la méthode est subtile et il y a des incertitudes.

15:58 Alors, comment on fait pour estimer la masse stellaire d'une galaxie ?

16:02 Déjà, on peut mesurer sa luminosité apparente.

16:06 Et si on connaît sa distance, ce que nous donne le redshift,

16:09 on peut en déduire sa luminosité intrinsèque.

16:12 Intuitivement, plus la luminosité intrinsèque est élevée,

16:15 plus il y a d'étoiles, donc plus la masse stellaire est importante.

16:19 Facile, non ?

16:21 Eh bien non, car malheureusement, la masse d'une galaxie

16:24 n'est pas strictement proportionnelle à sa luminosité.

16:27 Voyons comment ça fonctionne.

16:29 Imaginez que je mesure la luminosité intrinsèque d'une galaxie

16:32 et que je trouve qu'elle correspond à 1 000 fois la luminosité solaire.

16:35 Alors, 1 000 fois, c'est beaucoup trop petit pour une vraie galaxie,

16:38 mais c'est pour l'exemple.

16:40 Une hypothèse naturelle serait de dire

16:42 qu'elle contient environ 1 000 étoiles comme le Soleil.

16:45 Le Soleil qui, par définition, a une masse de 1 masse solaire

16:48 et une luminosité de 1 luminosité solaire.

16:51 Donc, ma galaxie aurait une masse de 1 000 masses solaires.

16:54 Facile.

16:56 Mais ça, c'est si toutes les étoiles qui composent ma galaxie

16:59 sont comme le Soleil.

17:01 Et supposer qu'au lieu de ça, elles soient composées de grosses étoiles bleues

17:04 comme l'étoile Spica.

17:06 Une étoile bleue peut, à elle seule,

17:08 avoir 1 000 fois la luminosité du Soleil

17:11 tout en n'ayant que 5 fois sa masse.

17:14 Avec cette hypothèse, on n'aurait qu'une seule étoile dans la galaxie

17:17 pour expliquer cette luminosité

17:19 et donc une masse estimée de seulement 5 masses solaires,

17:22 soit 200 fois plus faible que l'hypothèse précédente.

17:25 À l'inverse, les étoiles qu'on appelle les naines rouges

17:28 peuvent avoir une luminosité 100 fois plus faible que le Soleil

17:31 tout en pesant 0,2 masse solaire.

17:34 Pour expliquer la luminosité totale de ma galaxie avec des naines rouges,

17:38 il en faudrait 100 000,

17:40 ce qui représenterait une masse totale de 20 000 masses solaires.

17:43 Vous voyez donc que pour une luminosité donnée de la galaxie,

17:46 ici 1 000 luminosités solaires,

17:48 la masse stellaire correspondante

17:50 peut facilement varier entre 5 et 20 000

17:53 suivant les hypothèses que l'on prend sur les étoiles qui composent la galaxie.

17:57 Et donc déduire la masse stellaire d'une galaxie

18:00 juste à partir de sa luminosité intrinsèque,

18:02 en fait, c'est compliqué.

18:04 Heureusement, on a des moyens d'estimer

18:06 la quantité d'étoiles de chaque type

18:08 qu'on peut trouver dans une galaxie.

18:10 On procède en deux temps.

18:11 D'abord, pour une galaxie nouvelle qui vient de se former,

18:14 on s'attend à une certaine distribution

18:16 des masses des nouvelles étoiles.

18:18 Ça s'appelle la fonction de masse initiale.

18:20 Ensuite, on a besoin de connaître l'âge de la galaxie

18:23 pour savoir comment cette répartition aura évolué.

18:26 Pas l'âge de la galaxie, pas le temps qui s'est écoulé depuis le Big Bang.

18:30 Heureusement, on peut estimer cet âge

18:32 grâce à une autre spécificité du spectre

18:34 qu'on appelle le break de Balmer.

18:37 C'est ce petit saut qu'on voit ici

18:39 et dont la taille nous renseigne

18:41 sur l'abondance des différentes étoiles,

18:43 petites, moyennes, grosses.

18:45 Sauf que je vous rappelle ici qu'on ne mesure pas vraiment ce saut.

18:48 On le devine en ayant essayé

18:50 de coller des spectres à nos 7 points de mesure.

18:53 Et c'est pour ça qu'il y a tant d'incertitudes

18:55 sur les masses stellaires des galaxies.

18:57 Bref, ce qu'il faut retenir,

18:59 c'est que quand on estime les masses de ces galaxies,

19:01 on doit vraiment faire pas mal d'hypothèses

19:03 et de calculs pour essayer de tirer une valeur

19:05 à partir des quelques points de mesure dont on dispose.

19:08 Et pour être certain, il nous faudrait les spectres complets.

19:12 Alors rassurez-vous, maintenant qu'on a détecté ces galaxies,

19:15 il y aura des campagnes d'observation dédiées

19:17 où le télescope James Webb pourra aller spécifiquement

19:20 pointer ces quelques galaxies candidates

19:22 et en faire un spectre

19:24 afin de confirmer ou infirmer ce qui a été détecté jusqu'ici.

19:28 Si les mesures sont confirmées et résistent aux explications alternatives,

19:32 ça signifie effectivement qu'il y a une tension,

19:34 un truc qu'on n'arrive pas à expliquer

19:36 avec nos modèles actuels de l'évolution de l'univers

19:39 et de la formation des galaxies.

19:41 Peut-être qu'il faudra repenser certains aspects des modèles

19:44 comme la distribution de masse initiale des étoiles

19:47 ou peut-être qu'il faudra envisager des changements plus importants

19:50 comme on essaye déjà de le faire

19:51 pour résoudre la tension sur la constante de Hubble.

19:54 Dans tous les cas, il va falloir être patient

19:56 et attendre des mesures plus précises

19:58 pour savoir si, oui ou non, ces galaxies sont si bizarres que ça.

20:01 Merci d'avoir suivi la vidéo.

20:03 Comme toujours, abonnez-vous si ce n'est pas déjà le cas.

20:05 Rejoignez le serveur Discord de Science Étonnante

20:07 pour prolonger la discussion.

20:09 Le lien est en description.

20:10 Et puis moi, je vous dis à très vite pour une nouvelle vidéo.

20:12 A bientôt !

Ces galaxies impossibles vont-elles bouleverser la cosmologie ?

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