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Les mesures précises des distances, des âges et des masses sont cruciales en astrophysique et en cosmologie. C'est parce que l'on peut mesurer des distances et des temps associés à des astres que l'on peut déterminer la vitesse d'expansion de l'univers, estimer son âge et mettre en évidence l'existence de l'énergie noire. Malheureusement, plus on cherche à sonder l'univers à grande distance et dans le passé, plus les mesures deviennent délicates et sujettes aux erreurs.
Pour faire de la cosmologiecosmologie dans le cadre d'un modèle d'univers relativiste, il faut disposer de ce qu'on appelle une chandelle standardchandelle standard, ou pour le moins d'un astre qui se rapproche le plus de ce cas idéal. Pour cela, les supernovaesupernovae SNSN Ia ont été choisies. Les raisons de ce choix sont multiples.
Pour plonger dans le cosmoscosmos observable à des milliards d'années-lumièreannées-lumière, il faut bien sûr disposer d'astres particulièrement lumineux comme les SN Ia. Il n'est plus possible d'utiliser les céphéides comme Hubble l'a fait pour étudier des galaxiesgalaxies proches. On pense que les SN Ia sont généralement des naines blanchesnaines blanches qui explosent quand leur masse atteint la limite de Chandrasekhar en accrétant de la matièrematière.
On voit sur cette image prise par Hubble une galaxie de Seyfert. Il s'agit de la galaxie spirale NGC 7742. Comme toutes les galaxies de Seyfert, son noyau est particulièrement brillant. © Hubble Heritage Team (Aura, STScI, Nasa)
Des trous noirs lumineux saturant la limite d'Eddington
Cette hypothèse a récemment critiquée, par exemple après la découverte que plusieurs SN Ia sont en réalité des collisions de naines blanches ou qu'un champ magnétiquechamp magnétique peut repousser la valeur de la masse de Chandrasekharmasse de Chandrasekhar. Toutefois, on pense que la luminositéluminosité intrinsèque de beaucoup de SN Ia varie peu. Pour le moins, il est possible de faire des corrections qui permettent d'estimer des distances cosmologiques avec ces SN Ia, qui apparaissent d'autant moins brillantes qu'elles sont loin. Toutefois, les chercheurs aimeraient bien disposer d'autres astres pouvant aussi servir de quasi-chandelles standard pour vérifier et compléter les mesures faites avec les SN Ia. C'est justement ce que vient de proposer une équipe internationale d'astrophysiciensastrophysiciens dans un article publié sur arxiv.
On sait qu'au cœur des galaxies se trouvent des trous noirs supermassifs dont les masses vont de quelques millions à quelques milliards de fois celle de notre SoleilSoleil. La Voie lactéeVoie lactée en possède un : Sagittarius A*.
Lorsque ces trous noirstrous noirs accrètent de la matière en grande quantité, ils se mettent à briller fortement et deviennent même parfois des quasarsquasars, ou plus généralement des noyaux actifs de galaxie. Pour une masse donnée, il existe une limite à la luminosité appelée limite d’Eddington. Elle correspond au fait que si un tel trou noir devient trop brillant, le flux de radiations que son disque d'accrétiondisque d'accrétion émet exerce une pressionpression sur le gazgaz chutant vers le trou noir de nature à stopper cette chute.
Or, on sait que certains trous noirs au centre de galaxies dites Seyfert de type 1 sont précisément dans cette situation extrême. On les désigne en anglais par super-Eddington accreting massive black holes (SEAMBH). Particulièrement lumineux, ils sont donc repérables à de grandes distances cosmologiques, par exemple aux rayons Xrayons X.
Les galaxies de Seyfert, de bonnes alternatives aux SN Ia ?
En analysant le spectrespectre des émissionsémissions du noyau d'une galaxie de Seyfertgalaxie de Seyfert de type 1, il est possible de déterminer si son trou noir rayonne avec une luminosité d'Eddingtonluminosité d'Eddington limite. Comme celle-ci est liée à la masse de ce trou noir selon une relation connue, il suffit de mesurer cette masse pour connaître la luminosité intrinsèque du trou noir. Une méthode existe pour cela, connue sous le nom de velocity-resolved reverberation mapping (VRRM).
Connaissant la magnitude apparentemagnitude apparente, on en déduit aussitôt la distance de la galaxie de Seyfert hôte du trou noir « extrême » (à ne pas confondre avec les trous noirs de Kerr extrêmes)). Une mesure de décalage spectral permet alors d'en déduire la vitesse d'expansion de l'univers à une époque donnée, et donc d'étudier ses changements dans le temps.
Les chercheurs ont testé leur méthode avec succès avec des galaxies proches de la Voie lactée. Comme les galaxies de Seyfert de type 1 sont facilement observables dans tout l'univers, cette nouvelle méthode permet de tracer l'accélération de son expansion à tous les âges. Elle pourrait contribuer à résoudre l'énigme de la nature de l'énergie noireénergie noire.
