Mesurer l’expansion de l’Univers reste l’un des sujets les plus disputés de la cosmologie moderne.
Depuis quelques années, une voie indépendante s’est ouverte grâce aux ondes gravitationnelles détectées par Advanced LIGO et Advanced Virgo. Des équipes de recherche annoncent désormais une nouvelle façon d’exploiter ces signaux, en affinant la méthode des sirènes standard, pour obtenir une estimation plus précise du taux d’expansion actuel. Le contexte est celui d’un débat persistant autour de la constante de Hubble, dont les valeurs diffèrent selon les techniques, un écart devenu un problème central pour comprendre la physique de l’Univers.
GW170817, LIGO-Virgo et la première mesure indépendante de H0
Le point de départ moderne se situe en août 2017, avec l’événement GW170817, première détection d’ondes gravitationnelles issue d’une fusion de deux étoiles à neutrons par Advanced LIGO et Advanced Virgo. Le signal gravitationnel a été suivi d’une contrepartie lumineuse observée sur une large partie du spectre électromagnétique, des rayons gamma à l’optique. Cette combinaison a permis d’identifier une galaxie hôte, condition déterminante pour relier une distance et une vitesse de récession.
Le principe est simple sur le papier mais exigeant dans les faits. Les ondes gravitationnelles fournissent une estimation directe de la distance dite de luminosité via l’amplitude du signal, sans recourir aux étalonnages successifs des chandelles standard. La lumière, elle, apporte la mesure du décalage vers le rouge de la galaxie hôte, interprété comme une vitesse radiale dans le cadre de l’expansion cosmique. En combinant ces deux informations, on obtient une estimation de H0, la constante de Hubble, c’est-à-dire le rythme d’expansion actuel.
Cette mesure a marqué une rupture méthodologique, car elle ne dépend ni des céphéides ni des supernov de type Ia, piliers des mesures locales, ni exclusivement du fond diffus cosmologique observé à grande échelle. Elle s’inscrit donc comme une troisième voie, utile pour tester la cohérence d’ensemble. Dans les premières analyses, l’incertitude restait importante, car un seul événement ne suffit pas à contraindre fortement H0. La précision était limitée par des dégénérescences, notamment entre l’inclinaison du système binaire et la distance déduite du signal.
Le résultat, même avec de larges barres d’erreur, a pris une place particulière dans le débat, car il se situait entre les estimations locales et celles issues des données cosmologiques à grande échelle. Les mesures locales donnent typiquement une valeur autour de 73 km/s/Mpc, tandis que les inférences basées sur Planck et le modèle cosmologique standard se situent plutôt autour de 67 km/s/Mpc. L’écart, de l’ordre de 5 à 10 %, est devenu la tension de Hubble. La contribution des ondes gravitationnelles est précieuse parce qu’elle peut, en accumulant des événements, arbitrer sans reprendre les mêmes hypothèses instrumentales ou astrophysiques.
Les “sirènes standard” de Bernard Schutz et la distance gravitationnelle
L’idée théorique derrière cette approche remonte à un article fondateur de Bernard Schutz, proposé il y a plus de 30 ans. Il suggérait d’utiliser certaines sources d’ondes gravitationnelles comme des équivalents des chandelles standard, d’où le terme de sirènes standard. Le cur de la méthode repose sur un atout rare en astronomie: la distance peut être extraite directement du signal, parce que la relativité générale relie la forme d’onde, l’évolution en fréquence et en amplitude, et les paramètres physiques du système.
Dans une fusion compacte, l’onde chirp monte en fréquence et en amplitude à mesure que les objets spiralisent l’un vers l’autre. La combinaison de masses dite masse de chirp est déduite de l’évolution de phase, tandis que l’amplitude renseigne sur la distance. Le problème est que l’amplitude dépend aussi de l’orientation du système par rapport à l’observateur. Un couple vu face-on peut paraître plus fort, donc plus proche, qu’un couple incliné, d’où une incertitude qui gonfle la marge sur la distance et donc sur H0.
La nouvelle façon de mesurer évoquée par les chercheurs s’inscrit précisément dans la réduction de ces dégénérescences. Plusieurs pistes existent et peuvent se combiner: utiliser la polarisation mieux reconstruite grâce à un réseau de détecteurs, intégrer des informations astrophysiques sur la population des sources, ou exploiter des signatures électromagnétiques qui contraignent l’angle de vue. Dans le cas des étoiles à neutrons, l’émission de sursauts gamma est collimatée, et l’observation de son intensité, de son décalage temporel ou de l’ afterglow radio peut fournir des indices sur la géométrie.
Une autre amélioration consiste à traiter statistiquement des événements sans contrepartie lumineuse, les sirènes sombres, typiquement des fusions de trous noirs. Dans ces cas, la galaxie hôte n’est pas identifiée de manière unique. La méthode repose alors sur des catalogues de galaxies, des probabilités d’association, et l’accumulation d’un grand nombre de signaux. L’intérêt est quantitatif: des dizaines puis des centaines d’événements peuvent compenser l’absence d’identification directe, à condition de maîtriser les biais de sélection et l’incomplétude des catalogues.
Une méthode taillée pour l’Univers en expansion et la “tension de Hubble”
La mesure de l’expansion cosmique n’est pas un exercice purement technique, elle conditionne l’âge, la taille et l’histoire thermique de l’Univers. Depuis les années 2010, la comparaison entre les mesures locales et celles inférées du fond diffus cosmologique a mis en évidence un désaccord robuste. Les analyses locales, fondées sur une chaîne d’étalonnage, aboutissent souvent à une constante autour de 73 km/s/Mpc. Les mesures de Planck, interprétées dans le cadre du modèle CDM, conduisent plutôt à 67 km/s/Mpc. L’écart dépasse ce que l’on attendrait d’erreurs statistiques simples.
Les sirènes standard interviennent comme une sonde indépendante parce qu’elles ne reposent pas sur les mêmes échelles de distance traditionnelles. Dans la chaîne classique, chaque maillon, parallaxes, céphéides, supernov, peut introduire un biais systématique. Du côté du fond diffus cosmologique, la valeur de H0 n’est pas mesurée directement, elle est déduite d’un ajustement global du modèle cosmologique. Les ondes gravitationnelles, elles, fournissent une distance absolue au sens relativiste, et le redshift provient de l’astronomie observationnelle, ce qui rend la comparaison particulièrement informative.
La nouvelle approche annoncée vise à rendre cette sonde plus compétitive en précision. Pour passer d’une démonstration de principe à un outil de cosmologie de précision, il faut diminuer l’incertitude sur la distance de chaque événement et augmenter le nombre d’événements utilisables. Les cycles d’observation de LIGO et Virgo ont déjà multiplié les détections de fusions de trous noirs, et la sensibilité progresse. Dans un scénario souvent discuté dans la littérature, une collecte de l’ordre de 50 à 200 événements bien caractérisés peut amener une incertitude sur H0 de quelques pourcents, à condition que les biais soient contrôlés.
L’Univers en expansion impose aussi des subtilités de modélisation. À des distances plus grandes, il faut tenir compte de la relation distance-redshift au-delà de l’approximation linéaire, et des effets de vitesses particulières des galaxies, surtout à faible redshift, qui perturbent la mesure de la vitesse de récession. Les chercheurs intègrent donc des modèles de champs de vitesse, des corrections liées à l’environnement local, et des distributions réalistes de galaxies. Ce travail méthodologique est central: une mesure plus précise ne vaut que si elle est robuste face aux effets astrophysiques et observationnels.
Réseaux de détecteurs, statistiques et réduction des biais instrumentaux
La précision d’une mesure par ondes gravitationnelles dépend fortement du réseau d’interféromètres. Avec deux détecteurs, la localisation sur le ciel est large et la reconstruction de la polarisation est limitée. L’ajout d’un troisième, puis d’autres instruments, améliore la triangulation, réduit la zone d’erreur et aide à lever la dégénérescence distance-inclinaison. Dans le paysage actuel, LIGO (deux sites aux États-Unis) et Virgo (Italie) constituent la base, avec des contributions d’autres observatoires comme KAGRA au Japon selon les périodes d’observation et les niveaux de sensibilité.
La nouvelle façon de mesurer mise aussi sur des analyses statistiques plus sophistiquées. L’un des points sensibles est le biais de sélection: les détecteurs voient plus facilement des événements proches ou intrinsèquement plus forts, ce qui peut déformer les distributions si l’on ne corrige pas. Les équipes utilisent des cadres bayésiens qui modélisent explicitement la population, l’efficacité de détection et les incertitudes instrumentales. L’objectif est de produire une estimation de H0 qui ne dérive pas artificiellement vers une valeur à cause d’un échantillon incomplet.
Un autre levier est l’amélioration des formes d’onde théoriques utilisées pour filtrer le bruit et estimer les paramètres. Les signaux sont faibles et noyés dans un bruit non stationnaire, ce qui impose des modèles précis de la phase et de l’amplitude, incluant des effets de marée pour les étoiles à neutrons, ou des effets de spin et de précession pour les trous noirs. Mieux modéliser ces détails réduit les incertitudes sur la distance et limite les corrélations entre paramètres.
Enfin, les chercheurs mettent l’accent sur la validation croisée entre canaux. Quand une contrepartie électromagnétique est disponible, elle sert de contrôle externe pour la localisation, le redshift et parfois la géométrie. Quand elle ne l’est pas, la cohérence interne des résultats est testée via des injections simulées et des analyses indépendantes. Cette approche multi-équipes est devenue une norme dans le domaine, car la mesure de l’expansion cosmique est trop sensible aux hypothèses implicites pour s’appuyer sur un seul pipeline d’analyse.
Neutron stars, trous noirs et prochaines étapes vers une précision de quelques pourcents
Les fusions d’étoiles à neutrons restent la cible privilégiée pour les sirènes standard dites brillantes, car elles ont des chances de produire une émission électromagnétique, kilonova optique, sursaut gamma, afterglow radio. Ces signaux aident à identifier une galaxie hôte et à mesurer un redshift propre. Le revers est leur rareté relative et la difficulté d’observer rapidement la contrepartie, car la localisation initiale peut couvrir des dizaines à des centaines de degrés carrés, nécessitant des campagnes de suivi avec de nombreux télescopes.
Les fusions de trous noirs, beaucoup plus nombreuses dans les catalogues actuels, ouvrent la voie des sirènes sombres. La méthode consiste à croiser la carte de probabilité de localisation avec des catalogues de galaxies, puis à estimer statistiquement le redshift le plus probable. Plus le catalogue est complet et profond, plus la contrainte sur H0 s’améliore. Des relevés comme DESI, LSST à venir, ou des catalogues spectroscopiques régionaux jouent un rôle clé, car une incomplétude en galaxies faibles peut biaiser le résultat, surtout à redshift modéré.
La nouvelle approche présentée par les chercheurs vise à combiner ces deux régimes, peu d’événements très informatifs, et beaucoup d’événements plus ambigus, dans un cadre unifié. Elle met aussi l’accent sur l’Univers en expansion au sens large: à mesure que les détecteurs gagnent en portée, les événements détectés se situeront à des redshifts plus élevés, où la relation distance-redshift dépend des paramètres cosmologiques au-delà de H0, comme la densité de matière ou les propriétés de l’énergie sombre. Les sirènes standard peuvent alors contribuer à tester non seulement la valeur locale de H0, mais aussi la cohérence du modèle cosmologique.
À court terme, l’enjeu est de réduire l’incertitude à quelques pourcents, seuil à partir duquel la comparaison avec les autres méthodes devient discriminante. Une mesure à 10 % laisse trop de place à l’interprétation. Une mesure à 2 ou 3 % commence à peser sur le débat entre erreurs systématiques non identifiées et nouvelle physique au-delà de CDM. Dans ce contexte, chaque amélioration instrumentale, chaque événement multi-messager, et chaque progrès méthodologique sur les biais statistiques compte.
Le champ avance aussi grâce aux projets de prochaine génération, comme l’Einstein Telescope en Europe ou Cosmic Explorer aux États-Unis, qui promettent des détections beaucoup plus lointaines et plus nombreuses. Même avant leur mise en service, les méthodes développées aujourd’hui servent de banc d’essai: elles doivent prouver qu’elles résistent aux complications du monde réel, bruit, sélection, astrophysique des sources, et incertitudes sur les catalogues de galaxies, pour faire des ondes gravitationnelles un outil routinier de mesure de l’expansion cosmique.
Source : MIT
