Docufrench

Ces galaxies impossibles vont-elles bouleverser la cosmologie ?

lecture 20:21 출처 ↗ james webb télescope cosmologie big bang galaxie redshift
자막, 속도, 더 많은 기능 잠금 해제

로그인하면 자막 언어 전환, 재생 속도 조절, 자막 크기와 색상을 변경할 수 있습니다.

로그인

Le télescope spatial James Webb a découvert des galaxies étonnamment massives dans l'univers primordial, ce qui met en tension les modèles actuels de formation des galaxies sans pour autant remettre en cause la théorie du Big Bang.

  1. 0:00 Les galaxies que vous voyez ici ne devraient pas exister.
  2. 0:05 Et pourtant, le télescope spatial James Webb les a bel et bien observées et photographiées.
  3. 0:11 C'est toute la cosmologie qui est en crise.
  4. 0:14 Si l'on en croit certains, ces galaxies impossibles impliqueraient même que la théorie du Big Bang serait fausse.
  5. 0:20 Le Big Bang n'aurait jamais eu lieu.
  6. 0:23 Alors, comment dire ? Non.
  7. 0:26 Ok, c'est vrai, le télescope James Webb semble avoir détecté des galaxies qu'on n'attendait pas,
  8. 0:32 qui sont à la fois très lointaines et assez massives, et on ne pensait pas que c'était possible.
  9. 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.
  10. 0:44 Aujourd'hui, on va donc essayer de comprendre ce qu'a vraiment observé ce télescope,
  11. 0:49 pourquoi c'est surprenant, à quel point c'est solide,
  12. 0:52 et en quoi cela pourrait modifier notre compréhension actuelle de l'histoire de l'univers.
  13. 1:02 Puisque c'est de ça dont on va parler, commençons par rappeler brièvement ce qu'est le Big Bang.
  14. 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,
  15. 1:13 ce dernier était dans un état incroyablement dense et chaud,
  16. 1:16 et qu'il s'est depuis étendu et refroidi, donnant naissance aux atomes, aux étoiles, aux galaxies.
  17. 1:23 Derrière cette idée, il y a un modèle mathématique précis
  18. 1:26 qui découle des équations de la relativité générale
  19. 1:29 et qui nous permet de reconstituer précisément l'évolution de l'univers pendant ces 13,8 milliards d'années.
  20. 1:35 Et surtout, on dispose aujourd'hui de nombreuses observations astrophysiques
  21. 1:39 qui viennent corroborer le modèle du Big Bang,
  22. 1:42 en nous renseignant sur l'état de l'univers à différentes époques.
  23. 1:45 On peut mentionner la nucléosynthèse primordiale,
  24. 1:48 le rayonnement fossile, qu'on sait caractériser avec une précision incroyable,
  25. 1:52 l'expansion de l'univers elle-même qu'on peut mesurer précisément grâce à la loi de Hubble,
  26. 1:57 ou encore la répartition des galaxies et la structure à grande échelle de l'univers.
  27. 2:02 Scientifiquement parlant, le modèle du Big Bang est donc très solide,
  28. 2:05 et aucun chercheur du domaine ne le remet en cause de façon significative.
  29. 2:09 Pourtant, il est vrai que tout n'est pas encore limpide
  30. 2:12 et que ce modèle fait intervenir quelques ingrédients dont la nature n'est pas élucidée,
  31. 2:17 comme la matière noire ou l'inflation.
  32. 2:19 J'ai consacré pas mal de vidéos à ces différents éléments
  33. 2:22 et je vous y renvoie pour avoir plus de détails.
  34. 2:24 Après ces petits rappels sur le modèle du Big Bang,
  35. 2:27 voyons maintenant ce qu'aurait observé le télescope James Webb,
  36. 2:30 et qui remettrait en cause ce modèle.
  37. 2:33 Pour ceux qui l'auraient raté, ce télescope a été lancé par Ariane 5 en décembre 2021
  38. 2:37 et a fourni ses premières images à l'été 2022.
  39. 2:40 Il est le successeur du télescope spatial Hubble,
  40. 2:43 mais il est évidemment beaucoup plus puissant,
  41. 2:46 ce qui lui permet de voir des objets encore plus lointains.
  42. 2:49 Mais en astronomie, quand on parle de voir des objets très lointains,
  43. 2:52 il se passe un truc un peu contre-intuitif.
  44. 2:55 On sait que la lumière ne se déplace pas de façon instantanée,
  45. 2:57 elle a une certaine vitesse, 300 000 km par seconde environ.
  46. 3:01 Et donc, quand un rayon lumineux atteint le télescope, disons en ce moment,
  47. 3:05 ce rayon a en fait été émis par sa source il y a un certain temps,
  48. 3:08 le temps qu'il a fallu à la lumière pour faire le voyage,
  49. 3:11 un temps d'autant plus long que l'objet qu'on observe est lointain.
  50. 3:16 Par exemple, ces deux galaxies qu'on appelle les galaxies du papillon,
  51. 3:19 on les voit telles qu'elles étaient il y a environ 65 millions d'années.
  52. 3:23 Mais on ne sait pas à quoi elles ressemblent aujourd'hui.
  53. 3:26 Inversement, s'il y a des astronomes extraterrestres dans ces galaxies
  54. 3:29 avec des télescopes incroyablement puissants,
  55. 3:32 et bien rassurez-vous, ils ne peuvent pas nous voir, nous les humains.
  56. 3:35 Actuellement, ils sont en train de voir la Terre telle qu'elle était
  57. 3:38 il y a 65 millions d'années, à peu près au moment de l'extinction des dinosaures.
  58. 3:42 Et on peut pousser le bouchon beaucoup plus loin.
  59. 3:44 Si la lumière d'une galaxie lointaine a mis 13 milliards d'années à nous parvenir,
  60. 3:48 et bien on va voir cette galaxie telle qu'elle était il y a 13 milliards d'années,
  61. 3:52 quand l'univers avait à peine 800 millions d'années.
  62. 3:56 Avec un télescope, voire très loin, ça permet de remonter dans le passé de l'univers
  63. 4:00 et donc de comprendre comment il était à ces époques lointaines.
  64. 4:04 Mais comment fait-on pour savoir qu'un objet astrophysique qu'on observe
  65. 4:07 se trouve effectivement loin ?
  66. 4:09 Qu'est-ce qui nous permet d'estimer sa distance
  67. 4:12 et donc de savoir de combien on remonte dans le passé en l'observant ?
  68. 4:16 Et bien, on utilise le phénomène du décalage vers le rouge.
  69. 4:20 On sait que du fait de l'expansion de l'univers,
  70. 4:21 plus la lumière aura voyagé dans l'espace avant de nous parvenir,
  71. 4:25 plus sa longueur d'onde sera allongée.
  72. 4:28 Et quand la longueur d'onde s'allonge, cela la décale vers le rouge,
  73. 4:31 voire l'infrarouge.
  74. 4:33 Donc plus un objet est distant, plus il nous apparaîtra décalé vers le rouge.
  75. 4:37 Alors, ça a l'air bien comme idée, mais il y a quand même une ambiguïté.
  76. 4:41 Imaginons que j'observe une galaxie et que je vois qu'elle est effectivement assez rouge.
  77. 4:46 Comment je fais pour savoir si c'est une galaxie qui est lointaine
  78. 4:49 et a donc subi un décalage important,
  79. 4:51 ou bien si c'est simplement une galaxie plus proche,
  80. 4:53 mais qui est naturellement rouge,
  81. 4:54 parce qu'elle contient beaucoup d'étoiles rouges, par exemple ?
  82. 4:58 Oui, on sait que la couleur des étoiles peut varier,
  83. 5:00 notamment en fonction de leur température,
  84. 5:02 qui dépend de leur taille, de leur âge.
  85. 5:04 Certaines étoiles sont plus rouges que d'autres,
  86. 5:07 alors comment on fait la distinction entre une galaxie proche et rouge,
  87. 5:11 et une galaxie lointaine et décalée vers le rouge ?
  88. 5:14 Eh bien, on utilise des spectres lumineux,
  89. 5:17 c'est-à-dire des courbes qui représentent la quantité de lumière reçue par le télescope
  90. 5:21 en fonction des différentes longueurs d'onde.
  91. 5:24 Or, ces spectres ont des formes assez particulières qu'on sait interpréter.
  92. 5:28 Voici par exemple le genre de spectre que l'on peut observer.
  93. 5:31 Ce qu'on voit ici, c'est le flux lumineux mesuré
  94. 5:33 en fonction de la longueur d'onde de la lumière,
  95. 5:36 exprimé en nanomètre.
  96. 5:37 Et on voit qu'il y a des pics et des creux assez marqués.
  97. 5:41 Ces pics et ces creux sont dus aux raies d'absorption et d'émission
  98. 5:44 des différents éléments qu'on trouve dans les galaxies.
  99. 5:47 Prenons l'hydrogène, l'élément le plus abondant de l'univers,
  100. 5:50 on sait qu'il absorbe et émet de la lumière à des longueurs d'onde bien particulières
  101. 5:54 qui sont liées aux transitions entre les niveaux d'énergie de l'atome d'hydrogène.
  102. 5:59 Et cela va créer des pics et des creux dans les spectres.
  103. 6:02 Par exemple, sur ce spectre, le pic vers 480 nanomètres
  104. 6:05 correspond à ce qu'on appelle la raie Liemann-alpha de l'hydrogène,
  105. 6:09 qui provient de la transition entre le niveau 2 et le niveau 1 d'énergie.
  106. 6:13 En principe, quand on la mesure sur Terre,
  107. 6:15 cette raie a une longueur d'onde d'environ 120 nanomètres.
  108. 6:18 Or là, on voit sur le spectre qu'elle est à 480,
  109. 6:21 à cause du décalage vers le rouge.
  110. 6:23 D'ailleurs, quand on parle de décalage vers le rouge,
  111. 6:25 il faut savoir qu'il agit sur les longueurs d'onde comme un facteur multiplicatif.
  112. 6:29 Ici, il y a un facteur d'environ 4 qui fait passer de 120 à 480.
  113. 6:33 Et d'ailleurs, on retrouve ce même facteur sur d'autres caractéristiques du spectre.
  114. 6:37 La raie Liemann-alpha est ici très visible, mais on sait identifier les autres
  115. 6:41 et les relier à différentes raies de l'hydrogène ou d'autres éléments.
  116. 6:45 Sur ce spectre, si on regarde dans le détail,
  117. 6:48 on peut mesurer que toutes les longueurs d'onde sont multipliées par environ 4.
  118. 6:52 Pour quantifier le décalage vers le rouge de façon universelle,
  119. 6:55 on utilise un nombre qu'on appelle en anglais redshift et on le note généralement Z.
  120. 7:00 Pour ça, on prend le facteur multiplicatif qu'on a trouvé
  121. 7:02 et on enlève 1.
  122. 7:04 Sur l'exemple que je vous ai donné, il y avait un facteur 4,
  123. 7:06 donc ça correspond à un redshift d'environ Z égale 3.
  124. 7:10 Pas de décalage du tout, c'est Z égale 0.
  125. 7:13 Et plus Z augmente, plus le décalage est important
  126. 7:16 et donc plus l'objet qu'on observe est éloigné.
  127. 7:19 Ce qui veut dire que la lumière que l'on reçoit a été émise il y a d'autant plus longtemps.
  128. 7:24 Voilà pourquoi chaque fois qu'on observe un objet astrophysique lointain,
  129. 7:27 on donne toujours en général son redshift, son Z.
  130. 7:30 Ça nous renseigne à la fois sur le décalage de longueur d'onde,
  131. 7:33 sur sa distance, mais aussi sur son âge.
  132. 7:36 Car grâce à ce qu'on sait de l'expansion de l'univers,
  133. 7:39 on peut relier la valeur du redshift à l'âge de l'univers
  134. 7:42 au moment où la lumière a été émise.
  135. 7:45 Voici la courbe qui donne le lien entre les deux.
  136. 7:48 La courbe commence à 13,8 milliards d'années pour Z égale 0.
  137. 7:52 C'est logique, si vous mesurez un redshift de 0, pas de décalage,
  138. 7:56 c'est que la lumière a été émise très récemment,
  139. 7:59 donc à un moment où l'univers avait son âge actuel,
  140. 8:02 c'est-à-dire 13,8 milliards d'années.
  141. 8:05 Et plus le redshift est élevé,
  142. 8:07 plus l'univers était jeune au moment de l'émission de la lumière.
  143. 8:11 Pour le spectre qu'on a tracé tout à l'heure,
  144. 8:12 on avait estimé un redshift de 3
  145. 8:14 et on voit que ça correspond à un univers d'environ 2 milliards d'années seulement.
  146. 8:18 Et pour des redshifts au-delà de 6,
  147. 8:21 l'univers avait moins d'un milliard d'années au moment où la lumière a été émise.
  148. 8:26 Bon, donc je résume.
  149. 8:27 Grâce aux rays d'absorption et d'émission dans les spectres lumineux,
  150. 8:30 on peut quantifier le décalage vers le rouge des objets astrophysiques qu'on détecte
  151. 8:34 et on peut donc estimer de combien on remonte dans le passé en les observant.
  152. 8:39 Pour contempler des galaxies telles qu'elles étaient
  153. 8:41 au cours du premier milliard d'années de l'univers,
  154. 8:43 on l'a vu, il faut détecter des redshifts supérieurs à 6.
  155. 8:47 Cela veut dire que beaucoup des caractéristiques intéressantes des spectres
  156. 8:51 vont se retrouver décalées jusque dans l'infrarouge.
  157. 8:54 Et ça tombe bien, le télescope James Webb est conçu pour être très performant
  158. 8:58 dans l'infrarouge, bien plus que son prédécesseur, le télescope Hubble.
  159. 9:02 Alors malgré tout, Hubble avait déjà détecté des galaxies très lointaines.
  160. 9:05 Par exemple, son record, c'est la galaxie nommée GNZ11,
  161. 9:10 mesurée à un redshift de 11,
  162. 9:12 c'est-à-dire correspondant à une époque où l'univers n'avait que 400 millions d'années.
  163. 9:16 Une galaxie très primordiale, très jeune donc.
  164. 9:20 Mais ce qu'ont estimé les astrophysiciens,
  165. 9:21 c'est que cette galaxie était, à ce moment-là, relativement petite,
  166. 9:25 probablement 100 fois moins massive que la nôtre.
  167. 9:27 Et c'est assez cohérent, on parle d'une galaxie encore très jeune,
  168. 9:30 on ne s'attend pas à ce qu'elle soit déjà très grosse.
  169. 9:33 Mais récemment, le télescope James Webb, avec sa puissance inégalée,
  170. 9:37 a pu faire des découvertes plutôt surprenantes.
  171. 9:43 Ce qu'a découvert le télescope James Webb, ce sont des galaxies
  172. 9:46 avec un redshift relativement élevé, entre 7 et 9,
  173. 9:50 mais qui sont étonnamment massives.
  174. 9:52 Vous voyez ici les images de ces galaxies, avec cette fois les données associées,
  175. 9:56 le redshift et la masse.
  176. 9:58 Premier point, puisque les redshifts sont très élevés,
  177. 10:01 les longueurs d'onde qu'on observe sont très décalées dans l'infrarouge.
  178. 10:04 Ces photos sont donc en fausse couleur, sinon on ne verrait rien.
  179. 10:07 Ensuite, des redshifts de cet ordre-là, entre 7 et 9,
  180. 10:11 ça veut dire qu'on voit ces galaxies telles qu'elles étaient
  181. 10:14 environ 700 millions d'années après le Big Bang,
  182. 10:16 donc très tôt dans l'histoire de l'univers.
  183. 10:18 Enfin, les masses estimées sont données ici en milliards de masses solaires.
  184. 10:22 On utilise la masse du Soleil comme unité,
  185. 10:25 et on le figure avec ce petit symbole, un point dans un cercle.
  186. 10:29 Par comparaison, la Voie Lactée est actuellement autour de 50 à 100 milliards.
  187. 10:33 Donc vous voyez qu'on est sur des galaxies qui sont presque aussi grosses que la nôtre.
  188. 10:37 Et ça, on ne s'attendait pas à ce que ce soit possible.
  189. 10:40 Pour comprendre ce résultat et voir en quoi il est perturbant,
  190. 10:43 il faut que je précise quelques choses.
  191. 10:44 Pour comprendre ce résultat et voir en quoi il est perturbant,
  192. 10:46 il faut que je précise une chose.
  193. 10:48 On parle ici de la masse stellaire de la galaxie,
  194. 10:50 c'est-à-dire la masse des étoiles qu'elle contient.
  195. 10:53 De façon générale, si on considère la masse totale d'une galaxie,
  196. 10:57 on sait qu'environ seulement un cinquième est de la matière ordinaire,
  197. 11:00 on parle de matière baryonique.
  198. 11:02 Tout le reste, c'est de la matière noire.
  199. 11:05 Ensuite, sur cette matière baryonique,
  200. 11:07 seule une fraction est sous forme d'étoiles qui brillent,
  201. 11:10 dont on peut observer la lumière.
  202. 11:12 C'est la masse stellaire.
  203. 11:14 Tout le reste est essentiellement sous forme de gaz dispersé entre les étoiles,
  204. 11:17 surtout de l'hydrogène et de l'hélium.
  205. 11:20 Et donc sur ces images, quand on estime la masse d'une galaxie,
  206. 11:23 on parle seulement de la masse stellaire,
  207. 11:25 qu'on exprime donc en milliards de masses solaires.
  208. 11:28 Alors pourquoi ces galaxies nous surprennent-elles ?
  209. 11:30 Eh bien parce que leur masse stellaire est trop élevée
  210. 11:33 par rapport à ce à quoi on s'attendrait pour des galaxies si jeunes.
  211. 11:36 Je vous ai évoqué plus tôt qu'une des confirmations expérimentales
  212. 11:39 du modèle du Big Bang vient de la structure à grande échelle de l'univers.
  213. 11:43 On sait en effet simuler la formation et l'évolution des galaxies
  214. 11:47 et la comparer à ce qu'on observe actuellement dans l'univers.
  215. 11:50 J'y avais consacré une vidéo d'ailleurs.
  216. 11:52 Ça fonctionne très bien et ces simulations permettent notamment
  217. 11:55 de savoir à quel rythme se forment les galaxies,
  218. 11:58 ainsi que les étoiles à l'intérieur.
  219. 12:00 On peut donc estimer à quelle quantité de galaxies
  220. 12:03 on est censé s'attendre à chaque étape de l'histoire de l'univers
  221. 12:06 et quelle taille peuvent avoir ces galaxies.
  222. 12:09 Et c'est ce qui permet de dire que la découverte de ces galaxies
  223. 12:12 qui sont à la fois jeunes et pleines d'étoiles est plutôt improbable.
  224. 12:16 Pour ceux qui aiment les détails, on sait estimer l'abondance
  225. 12:19 des halo de matière noire et donc des galaxies possibles
  226. 12:22 en fonction de leur taille et du redshift.
  227. 12:24 Plus on remonte dans le temps vers des redshifts élevés,
  228. 12:27 plus les grosses galaxies sont improbables.
  229. 12:30 Et c'est ce qui nous permet de dire que ces quelques galaxies
  230. 12:33 observées par le télescope James Webb ne semblent pas trop collées.
  231. 12:37 Elles sont trop grosses pour leur âge.
  232. 12:39 Elles ne sont pas impossibles, mais elles devraient être rares.
  233. 12:42 On en a vu plusieurs.
  234. 12:44 Donc on a un problème,
  235. 12:46 ou ce que les astrophysiciens aiment bien appeler une tension.
  236. 12:49 Je vous avais déjà parlé de la tension sur la valeur de la constante de Hubble.
  237. 12:53 Là, c'est pareil.
  238. 12:54 La théorie et les observations ne collent pas trop
  239. 12:56 et il va falloir comprendre et essayer de résoudre la tension.
  240. 13:00 Alors maintenant, voyons ensemble les pistes.
  241. 13:08 Quand on a ce genre de situation,
  242. 13:09 la première chose à faire avant d'échafauder des théories nouvelles
  243. 13:12 c'est de s'assurer que les mesures sont solides.
  244. 13:15 Et là, ce n'est pas encore complètement le cas.
  245. 13:17 Déjà, on s'est rendu compte que le télescope James Webb
  246. 13:19 marchait beaucoup mieux que prévu
  247. 13:21 et il a donc fallu refaire les calibrations,
  248. 13:23 ce qui a amené à modérer un peu les résultats.
  249. 13:26 Sur cette figure, on voit en rouge les redshifts
  250. 13:28 et les masses stellaires estimées des galaxies
  251. 13:31 telles qu'elles ont été publiées dans l'article final
  252. 13:33 dans la revue Nature en février 2023.
  253. 13:36 Et ça, c'est le même diagramme
  254. 13:38 dans la première version de la publication sur le web seulement en juillet 2022.
  255. 13:42 On voit très nettement qu'ils ont dû revoir à la baisse
  256. 13:45 leurs ambitions du fait de la recalibration.
  257. 13:47 Donc déjà, l'énorme tension annoncée initialement
  258. 13:50 n'est plus si grosse que ça.
  259. 13:52 Ensuite, je vous ai expliqué tout à l'heure
  260. 13:54 comment on pouvait estimer le redshift d'une galaxie
  261. 13:57 à partir des spectres lumineux
  262. 13:59 qui couvrent toute une gamme de longueurs d'onde.
  263. 14:01 Sauf que là, en fait, les spectres, on les a pas.
  264. 14:05 Comme je le racontais dans ma vidéo sur le James Webb,
  265. 14:07 ce télescope est équipé de plusieurs instruments.
  266. 14:10 Certains, comme NIRSPEC,
  267. 14:12 permettent effectivement de faire de la spectroscopie,
  268. 14:14 c'est-à-dire de mesurer des spectres lumineux complets,
  269. 14:17 mais on les utilise en général sur un objet précis
  270. 14:20 quand on sait déjà ce qu'on cherche.
  271. 14:22 Là, ces galaxies étranges ont été détectées
  272. 14:25 avec un instrument plus général qui s'appelle NIRCAM
  273. 14:28 et qui sert à observer de plus grandes portions du ciel
  274. 14:31 pour détecter de nouveaux objets.
  275. 14:33 Et avec l'instrument NIRCAM, on n'a pas accès aux spectres complets,
  276. 14:37 juste à quelques valeurs mesurées via des filtres.
  277. 14:40 Et qui donnent donc seulement quelques points sur la courbe du spectre.
  278. 14:44 Voici une figure extraite de l'article pour une des galaxies candidates.
  279. 14:48 En noir, on voit les valeurs mesurées avec les filtres
  280. 14:51 à sept longueurs d'onde différentes.
  281. 14:54 Et à partir de là, pour estimer le redshift,
  282. 14:56 on doit trouver un spectre théorique
  283. 14:59 qui collerait bien avec ces quelques points-là.
  284. 15:02 C'est ce qu'on voit ici en rouge,
  285. 15:04 c'est justement le spectre théorique le plus probable avec ces mesures.
  286. 15:08 Et il correspond à un redshift de 8.
  287. 15:10 C'est la valeur annoncée.
  288. 15:12 Vous imaginez bien qu'avec juste 7 points,
  289. 15:14 il y a peut-être d'autres spectres qui ne colleraient pas si mal.
  290. 15:18 Et c'est pour ça que dans la figure,
  291. 15:20 il y a une petite courbe qui indique les probabilités des différents redshifts.
  292. 15:24 Ce que ça veut dire, c'est que le plus probable pour cette galaxie,
  293. 15:27 c'est effectivement un redshift de 8.
  294. 15:29 Mais en fait, ça pourrait être quelque part entre 7,5 et 9.
  295. 15:33 Si je vous raconte tout ça, c'est pour vous montrer
  296. 15:35 que quand on annonce une valeur de redshift mesurée
  297. 15:38 en fer de spectre, d'une part, ça demande pas mal de calculs pour y arriver,
  298. 15:42 et d'autre part, il y a des incertitudes.
  299. 15:45 Et pour les masses stellaires annoncées,
  300. 15:47 est-ce qu'il y a aussi des incertitudes ?
  301. 15:49 Parce que c'est quand même ça le résultat marquant de l'article,
  302. 15:51 des galaxies qui ont l'air particulièrement massives.
  303. 15:54 Eh bien oui, là aussi, la méthode est subtile et il y a des incertitudes.
  304. 15:58 Alors, comment on fait pour estimer la masse stellaire d'une galaxie ?
  305. 16:02 Déjà, on peut mesurer sa luminosité apparente.
  306. 16:06 Et si on connaît sa distance, ce que nous donne le redshift,
  307. 16:09 on peut en déduire sa luminosité intrinsèque.
  308. 16:12 Intuitivement, plus la luminosité intrinsèque est élevée,
  309. 16:15 plus il y a d'étoiles, donc plus la masse stellaire est importante.
  310. 16:19 Facile, non ?
  311. 16:21 Eh bien non, car malheureusement, la masse d'une galaxie
  312. 16:24 n'est pas strictement proportionnelle à sa luminosité.
  313. 16:27 Voyons comment ça fonctionne.
  314. 16:29 Imaginez que je mesure la luminosité intrinsèque d'une galaxie
  315. 16:32 et que je trouve qu'elle correspond à 1 000 fois la luminosité solaire.
  316. 16:35 Alors, 1 000 fois, c'est beaucoup trop petit pour une vraie galaxie,
  317. 16:38 mais c'est pour l'exemple.
  318. 16:40 Une hypothèse naturelle serait de dire
  319. 16:42 qu'elle contient environ 1 000 étoiles comme le Soleil.
  320. 16:45 Le Soleil qui, par définition, a une masse de 1 masse solaire
  321. 16:48 et une luminosité de 1 luminosité solaire.
  322. 16:51 Donc, ma galaxie aurait une masse de 1 000 masses solaires.
  323. 16:54 Facile.
  324. 16:56 Mais ça, c'est si toutes les étoiles qui composent ma galaxie
  325. 16:59 sont comme le Soleil.
  326. 17:01 Et supposer qu'au lieu de ça, elles soient composées de grosses étoiles bleues
  327. 17:04 comme l'étoile Spica.
  328. 17:06 Une étoile bleue peut, à elle seule,
  329. 17:08 avoir 1 000 fois la luminosité du Soleil
  330. 17:11 tout en n'ayant que 5 fois sa masse.
  331. 17:14 Avec cette hypothèse, on n'aurait qu'une seule étoile dans la galaxie
  332. 17:17 pour expliquer cette luminosité
  333. 17:19 et donc une masse estimée de seulement 5 masses solaires,
  334. 17:22 soit 200 fois plus faible que l'hypothèse précédente.
  335. 17:25 À l'inverse, les étoiles qu'on appelle les naines rouges
  336. 17:28 peuvent avoir une luminosité 100 fois plus faible que le Soleil
  337. 17:31 tout en pesant 0,2 masse solaire.
  338. 17:34 Pour expliquer la luminosité totale de ma galaxie avec des naines rouges,
  339. 17:38 il en faudrait 100 000,
  340. 17:40 ce qui représenterait une masse totale de 20 000 masses solaires.
  341. 17:43 Vous voyez donc que pour une luminosité donnée de la galaxie,
  342. 17:46 ici 1 000 luminosités solaires,
  343. 17:48 la masse stellaire correspondante
  344. 17:50 peut facilement varier entre 5 et 20 000
  345. 17:53 suivant les hypothèses que l'on prend sur les étoiles qui composent la galaxie.
  346. 17:57 Et donc déduire la masse stellaire d'une galaxie
  347. 18:00 juste à partir de sa luminosité intrinsèque,
  348. 18:02 en fait, c'est compliqué.
  349. 18:04 Heureusement, on a des moyens d'estimer
  350. 18:06 la quantité d'étoiles de chaque type
  351. 18:08 qu'on peut trouver dans une galaxie.
  352. 18:10 On procède en deux temps.
  353. 18:11 D'abord, pour une galaxie nouvelle qui vient de se former,
  354. 18:14 on s'attend à une certaine distribution
  355. 18:16 des masses des nouvelles étoiles.
  356. 18:18 Ça s'appelle la fonction de masse initiale.
  357. 18:20 Ensuite, on a besoin de connaître l'âge de la galaxie
  358. 18:23 pour savoir comment cette répartition aura évolué.
  359. 18:26 Pas l'âge de la galaxie, pas le temps qui s'est écoulé depuis le Big Bang.
  360. 18:30 Heureusement, on peut estimer cet âge
  361. 18:32 grâce à une autre spécificité du spectre
  362. 18:34 qu'on appelle le break de Balmer.
  363. 18:37 C'est ce petit saut qu'on voit ici
  364. 18:39 et dont la taille nous renseigne
  365. 18:41 sur l'abondance des différentes étoiles,
  366. 18:43 petites, moyennes, grosses.
  367. 18:45 Sauf que je vous rappelle ici qu'on ne mesure pas vraiment ce saut.
  368. 18:48 On le devine en ayant essayé
  369. 18:50 de coller des spectres à nos 7 points de mesure.
  370. 18:53 Et c'est pour ça qu'il y a tant d'incertitudes
  371. 18:55 sur les masses stellaires des galaxies.
  372. 18:57 Bref, ce qu'il faut retenir,
  373. 18:59 c'est que quand on estime les masses de ces galaxies,
  374. 19:01 on doit vraiment faire pas mal d'hypothèses
  375. 19:03 et de calculs pour essayer de tirer une valeur
  376. 19:05 à partir des quelques points de mesure dont on dispose.
  377. 19:08 Et pour être certain, il nous faudrait les spectres complets.
  378. 19:12 Alors rassurez-vous, maintenant qu'on a détecté ces galaxies,
  379. 19:15 il y aura des campagnes d'observation dédiées
  380. 19:17 où le télescope James Webb pourra aller spécifiquement
  381. 19:20 pointer ces quelques galaxies candidates
  382. 19:22 et en faire un spectre
  383. 19:24 afin de confirmer ou infirmer ce qui a été détecté jusqu'ici.
  384. 19:28 Si les mesures sont confirmées et résistent aux explications alternatives,
  385. 19:32 ça signifie effectivement qu'il y a une tension,
  386. 19:34 un truc qu'on n'arrive pas à expliquer
  387. 19:36 avec nos modèles actuels de l'évolution de l'univers
  388. 19:39 et de la formation des galaxies.
  389. 19:41 Peut-être qu'il faudra repenser certains aspects des modèles
  390. 19:44 comme la distribution de masse initiale des étoiles
  391. 19:47 ou peut-être qu'il faudra envisager des changements plus importants
  392. 19:50 comme on essaye déjà de le faire
  393. 19:51 pour résoudre la tension sur la constante de Hubble.
  394. 19:54 Dans tous les cas, il va falloir être patient
  395. 19:56 et attendre des mesures plus précises
  396. 19:58 pour savoir si, oui ou non, ces galaxies sont si bizarres que ça.
  397. 20:01 Merci d'avoir suivi la vidéo.
  398. 20:03 Comme toujours, abonnez-vous si ce n'est pas déjà le cas.
  399. 20:05 Rejoignez le serveur Discord de Science Étonnante
  400. 20:07 pour prolonger la discussion.
  401. 20:09 Le lien est en description.
  402. 20:10 Et puis moi, je vous dis à très vite pour une nouvelle vidéo.
  403. 20:12 A bientôt !