{"id":9702,"date":"2023-07-21T17:02:08","date_gmt":"2023-07-21T15:02:08","guid":{"rendered":"https:\/\/scienceetonnante.com\/?p=9702"},"modified":"2023-07-21T18:30:50","modified_gmt":"2023-07-21T16:30:50","slug":"remettre-en-cause-le-big-bang","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/2023\/07\/21\/remettre-en-cause-le-big-bang\/","title":{"rendered":"Faut-il remettre en cause le Big-Bang ?"},"content":{"rendered":"<p>La vid\u00e9o du jour traite du probl\u00e8me des galaxies \u00ab\u00a0impossiblement pr\u00e9coces\u00a0\u00bb d\u00e9couvertes par le t\u00e9lescope James Webb. Est-ce qu&rsquo;elles mettent \u00e0 mal la th\u00e9orie du Big-Bang ?<\/p>\n<p><iframe title=\"Ces galaxies impossibles vont-elles bouleverser la cosmologie ?\" width=\"770\" height=\"433\" data-src=\"https:\/\/www.youtube.com\/embed\/dZw31yMDokk?feature=oembed\" frameborder=\"0\" allow=\"accelerometer; autoplay; clipboard-write; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; web-share\" allowfullscreen src=\"data:image\/svg+xml;base64,PHN2ZyB3aWR0aD0iMSIgaGVpZ2h0PSIxIiB4bWxucz0iaHR0cDovL3d3dy53My5vcmcvMjAwMC9zdmciPjwvc3ZnPg==\" class=\"lazyload\" data-load-mode=\"1\"><\/iframe><\/p>\n<p>Voici comme toujours quelques commentaires et r\u00e9f\u00e9rences pour les plus curieuses.<\/p>\n<h3>La fonction de masse des halos<\/h3>\n<p>Un \u00e9l\u00e9ment central dans l&rsquo;argument qui nous fait dire que ces galaxies sont improbables, ce sont ces courbes qui donnent l&rsquo;abondane attendue des halos de mati\u00e8re noire en fonction de leur masse et du redshift. Ce qu&rsquo;on appelle la fonction de masse des halos.<\/p>\n<p><img decoding=\"async\" class=\"aligncenter size-full wp-image-9704 lazyload\" data-src=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/halos-mass-function-redshift.png\" alt=\"\" width=\"722\" height=\"675\" data-srcset=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/halos-mass-function-redshift.png 722w, https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/halos-mass-function-redshift-300x280.png 300w\" data-sizes=\"(max-width: 722px) 100vw, 722px\" src=\"data:image\/svg+xml;base64,PHN2ZyB3aWR0aD0iMSIgaGVpZ2h0PSIxIiB4bWxucz0iaHR0cDovL3d3dy53My5vcmcvMjAwMC9zdmciPjwvc3ZnPg==\" style=\"--smush-placeholder-width: 722px; --smush-placeholder-aspect-ratio: 722\/675;\" \/><\/p>\n<p>J&rsquo;ai adapt\u00e9 cette figure de la publication :<\/p>\n<p><em>Steinhardt, C. L., Capak, P., Masters, D., &amp; Speagle, J. S. (2016). The impossibly early galaxy problem. The Astrophysical Journal, 824(1), 21.<\/em><\/p>\n<p>Elle nous montre la densit\u00e9 en nombre des halos de mati\u00e8re noire (combien de halos dans un volume donn\u00e9 exprim\u00e9 en \\(\\mathrm{MPc}^3\\).) en fonction de la masse et pour diff\u00e9rents redshift. Ici c&rsquo;est une fonction cumul\u00e9e, donc \u00e7a donne le nombre de halos ayant une masse au moins X dans un volume donn\u00e9.<\/p>\n<p>On parle ici de la masse des halos de mati\u00e8re noire, puisqu&rsquo;on sait que les galaxies se forment au sein de ces halos, et que la fraction baryonique est de l&rsquo;ordre de 20%. Sachant dans la mati\u00e8re baryonique, tout ne devient pas de la masse stellaire, \u00e7a veut dire que pour un halo donn\u00e9 la masse stellaire sera typiquement de moins de 10% de la masse du halo.<\/p>\n<p>Si on prend par exemple une masse de halo de 1000 milliards de masses solaires (ce qui pourrait donner potentiellement une galaxie de la masse stellaire de la n\u00f4tre), on voit qu&rsquo;elles sont tr\u00e8s peu probables \u00e0 redshift 10, mais que la probabilit\u00e9 augmente de plusieurs ordres de grandeur quand le temps passe (et que le redshift diminue).<\/p>\n<p>Ces courbes s&rsquo;obtiennent \u00e0 partir d&rsquo;un formalisme de calcul qui consid\u00e8re les fluctuations de densit\u00e9 de mati\u00e8re initiales et les fait \u00e9voluer au cours de l&rsquo;expansion de l&rsquo;Univers pour pr\u00e9dire la fonction de masse des halos. On peut citer <a href=\"https:\/\/en.wikipedia.org\/wiki\/Press\u2013Schechter_formalism\" target=\"_blank\" rel=\"noopener\">le formalisme de Press-Schechter<\/a>, qui a \u00e9t\u00e9 depuis am\u00e9lior\u00e9 pour donner <a href=\"https:\/\/en.wikipedia.org\/wiki\/Sheth\u2013Tormen_approximation\" target=\"_blank\" rel=\"noopener\">celui de Sheth-Tormen.<\/a> Ces formalismes sont semi-analytiques mais ont un certains nombres de param\u00e8tres libres qui doivent \u00eatre d\u00e9termin\u00e9s.<\/p>\n<h3>Le <em>break<\/em> de Balmer<\/h3>\n<p>Je suis toujours un peu emb\u00eat\u00e9 quand j&rsquo;utilise des termes scientifiques un peu sp\u00e9cifiques, car bien souvent ils n&rsquo;existent vraiment qu&rsquo;en anglais. Je me suis r\u00e9solu \u00e0 utiliser le terme de <em>break<\/em> puisque c&rsquo;est celui qu&rsquo;on trouve en g\u00e9n\u00e9ral dans les publications (mais j&rsquo;ai trouv\u00e9 une th\u00e8se en fran\u00e7ais qui parlait de <em>cassure<\/em>).<\/p>\n<p>Revenons sur le m\u00e9canisme \u00e0 l&rsquo;oeuvre. Voici un des spectres que je montrais dans la vid\u00e9o<\/p>\n<p><img decoding=\"async\" class=\"aligncenter size-large wp-image-9705 lazyload\" data-src=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/08-Lyman-spectre-4-1024x576.png\" alt=\"\" width=\"770\" height=\"433\" data-srcset=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/08-Lyman-spectre-4-1024x576.png 1024w, https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/08-Lyman-spectre-4-300x169.png 300w, https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/08-Lyman-spectre-4-1536x864.png 1536w\" data-sizes=\"(max-width: 770px) 100vw, 770px\" src=\"data:image\/svg+xml;base64,PHN2ZyB3aWR0aD0iMSIgaGVpZ2h0PSIxIiB4bWxucz0iaHR0cDovL3d3dy53My5vcmcvMjAwMC9zdmciPjwvc3ZnPg==\" style=\"--smush-placeholder-width: 770px; --smush-placeholder-aspect-ratio: 770\/433;\" \/><\/p>\n<p>Et avant de parler du break de Balmer, parlons du break de Lyman ! C&rsquo;est le fait qu&rsquo;en-de\u00e7a de 370nm environ sur la figure ci-dessus, il n&rsquo;y a essentiellement plus de signal. Mais pourquoi ?<\/p>\n<p>Quand un atome d&rsquo;hydrog\u00e8ne est dans l&rsquo;\u00e9tat fondamental (n=1), il peut absorber de la lumi\u00e8re \u00e0 diff\u00e9rentes longueurs d&rsquo;ondes. Ce sont les raies de Lyman qui sont dans l&rsquo;UV (ici donn\u00e9es en Angstr\u00f6m)<\/p>\n<p><img decoding=\"async\" class=\"aligncenter size-full wp-image-9706 lazyload\" data-src=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/LymanSeries1.gif\" alt=\"\" width=\"739\" height=\"358\" src=\"data:image\/svg+xml;base64,PHN2ZyB3aWR0aD0iMSIgaGVpZ2h0PSIxIiB4bWxucz0iaHR0cDovL3d3dy53My5vcmcvMjAwMC9zdmciPjwvc3ZnPg==\" style=\"--smush-placeholder-width: 739px; --smush-placeholder-aspect-ratio: 739\/358;\" \/><\/p>\n<p>De droite \u00e0 gauche : on voit que la raie alpha est vers 122 nm, la beta vers 103 nm, la gamma vers 97 nm, etc. Et surtout on voit que l&rsquo;\u00e9cart entre les raies se resserre car les niveaux d&rsquo;\u00e9nergie \u00e9lev\u00e9s sont proches les uns des autres. Asymptotiquement, la limite de 91nm environ correspond \u00e0 l&rsquo;\u00e9nergie d&rsquo;ionisation : le fait d&rsquo;arracher compl\u00e8tement l&rsquo;\u00e9lectron du niveau 1. C&rsquo;est-\u00e0-cette valeur que ce trouve le break de Lyman. Mais pourquoi \u00e7a n&rsquo;est pas une simple raie d&rsquo;absorption ?<\/p>\n<p>Si un photon a une longueur d&rsquo;onde de 122nm, il peut faire passer l&rsquo;\u00e9lectron du niveau 1 au niveau 2. Mais s&rsquo;il a une longueur d&rsquo;onde de 100nm, il est trop \u00e9nerg\u00e9tique pour le faire passer au niveau 2 mais pas assez pour le niveau 3. On pourrait se dire que \u00ab\u00a0trop \u00e9nerg\u00e9tique\u00a0\u00bb ne devrait pas poser de probl\u00e8me puisque \u00ab\u00a0qui peut le plus peut le moins\u00a0\u00bb. Sauf que l&rsquo;\u00e9nergie se conserve, et qu&rsquo;il faut bien que le surplus d&rsquo;\u00e9nergie aille quelque part, et l\u00e0 il n&rsquo;aurait nulle part o\u00f9 aller. Donc pour les transitions de niveaux \u00e9nerg\u00e9tiques, on a bien des raies d&rsquo;absorption.<\/p>\n<p>Mais quand on atteint l&rsquo;\u00e9nergie d&rsquo;ionisation, c&rsquo;est diff\u00e9rent ! Une fois l&rsquo;\u00e9lectron arrach\u00e9, toute l&rsquo;\u00e9nergie suppl\u00e9mentaire peut aller dans son \u00e9nergie cin\u00e9tique. C&rsquo;est le principe de l&rsquo;\u00e9quation d&rsquo;Einstein pour l&rsquo;effet photo\u00e9lectrique.<\/p>\n<p>Et donc toutes les longueurs d&rsquo;ondes au-del\u00e0 de la limite de Lyman sont susceptibles d&rsquo;\u00eatre absorb\u00e9es, d&rsquo;o\u00f9 la pr\u00e9sence de cette cassure dans le spectre. Dans mon spectre au-dessus, vu que j&rsquo;avais un redshift de 3, elle se trouve \u00e0 environ 4 fois la longueur d&rsquo;onde d&rsquo;ionisation, vers 360 nm donc.<\/p>\n<p>Alors tout \u00e7a c&rsquo;\u00e9tait pour Lyman, c&rsquo;est \u00e0 dire quand on part d&rsquo;un atome dans l&rsquo;\u00e9tat fondamental. Mais le m\u00eame raisonnement s&rsquo;applique pour un atome dans l&rsquo;\u00e9tat n=2, et qui donne naissance aux raies de Balmer, qui nous sont plus famili\u00e8res puisqu&rsquo;elles sont dans le visible<img decoding=\"async\" class=\"aligncenter size-full wp-image-9707 lazyload\" data-src=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/balmer-series.jpg\" alt=\"\" width=\"424\" height=\"290\" data-srcset=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/balmer-series.jpg 424w, https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/balmer-series-300x205.jpg 300w\" data-sizes=\"(max-width: 424px) 100vw, 424px\" src=\"data:image\/svg+xml;base64,PHN2ZyB3aWR0aD0iMSIgaGVpZ2h0PSIxIiB4bWxucz0iaHR0cDovL3d3dy53My5vcmcvMjAwMC9zdmciPjwvc3ZnPg==\" style=\"--smush-placeholder-width: 424px; --smush-placeholder-aspect-ratio: 424\/290;\" \/><\/p>\n<p>(Ici elles sont repr\u00e9sent\u00e9es en raies d&rsquo;\u00e9missions mais l&rsquo;id\u00e9e est la m\u00eame). Et on retrouve une accumulation asymptotique vers 365nm qui correspond \u00e0 l&rsquo;ionisation pour un \u00e9lectron initialement dans l&rsquo;\u00e9tat n=2. Donc on s&rsquo;attend aussi \u00e0 un break pour toutes les longueurs d&rsquo;ondes inf\u00e9rieures \u00e0 365 nm (multipli\u00e9 par (1+z) avec le redshift). Mais attention l&rsquo;effet sera moins violent que le break de Lyman !<\/p>\n<p>En effet pour que l&rsquo;absorption ait lieu, il faut que l&rsquo;atome soit dans le niveau n=2, ce qui est potentiellement plus rare que d&rsquo;\u00eatre dans l&rsquo;\u00e9tat fondamental. La pr\u00e9sence et la taille de la cassure va donc d\u00e9pendre de la quantit\u00e9 d&rsquo;atomes d&rsquo;hydrog\u00e8ne pr\u00e9sent dans ce niveau, qui lui m\u00eame est reli\u00e9 \u00e0 la temp\u00e9rature des \u00e9toiles.<\/p>\n<p>Il se trouve que l&rsquo;effet est le plus fort pour les \u00e9toiles de type A, c&rsquo;est-\u00e0-dire environ 2 masses solaires et une temp\u00e9rature de 8000 \u00e0 10000K. Pour les \u00e9toiles moins lumineuses, il y a moins d&rsquo;atomes dans le niveau 2 car ils sont dans le niveau 1. Inversement pour les \u00e9toiles plus lumineuses, les atomes d&rsquo;hydrog\u00e8nes seront plus fr\u00e9quemment dans des \u00e9tats d&rsquo;\u00e9nergie sup\u00e9rieure.<\/p>\n<p>Et c&rsquo;est en \u00e7a que l&rsquo;intensit\u00e9 du break de Balmer d&rsquo;une galaxie nous renseigne sur sa composition en \u00e9toiles (et donc sur la fa\u00e7on dont cette distribution a \u00e9volu\u00e9 depuis la naissance de la galaxie).<\/p>\n<h3>D&rsquo;autres solutions au probl\u00e8me des galaxies impossiblement pr\u00e9coces ?<\/h3>\n<p>Je l&rsquo;ai bri\u00e8vement \u00e9voqu\u00e9 dans la vid\u00e9o, mais une solution au probl\u00e8me des galaxies pr\u00e9coces pourrait r\u00e9sider dans l&rsquo;hypoth\u00e8se que l&rsquo;on prend sur la fonction de masse des \u00e9toiles, c&rsquo;est-\u00e0-dire la distribution de masse lors de la formation de la galaxie. L&rsquo;histoire ressemble \u00e0 ce que je racontais sur la fonction de masse des halos. A partir des galaxies autour de nous, on a inf\u00e9r\u00e9 une sorte de distribution universelle qui semble coller tout le temps<\/p>\n<p>Il en existe plusieurs variantes analytiques (<a href=\"https:\/\/commons.wikimedia.org\/wiki\/File:Plot_of_various_initial_mass_functions.svg\" target=\"_blank\" rel=\"noopener\">voir Wikip\u00e9dia<\/a>)<\/p>\n<p><img decoding=\"async\" class=\"aligncenter size-full wp-image-9708 lazyload\" data-src=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/Plot_of_various_initial_mass_functions.svg_.png\" alt=\"\" width=\"500\" height=\"480\" data-srcset=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/Plot_of_various_initial_mass_functions.svg_.png 500w, https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/Plot_of_various_initial_mass_functions.svg_-300x288.png 300w\" data-sizes=\"(max-width: 500px) 100vw, 500px\" src=\"data:image\/svg+xml;base64,PHN2ZyB3aWR0aD0iMSIgaGVpZ2h0PSIxIiB4bWxucz0iaHR0cDovL3d3dy53My5vcmcvMjAwMC9zdmciPjwvc3ZnPg==\" style=\"--smush-placeholder-width: 500px; --smush-placeholder-aspect-ratio: 500\/480;\" \/><\/p>\n<p>Une des publications r\u00e9centes que j&rsquo;ai mentionn\u00e9 dans la vid\u00e9o examine l&rsquo;hypoth\u00e8se selon laquelle ces distributions ne seraient pas applicables telles qu&rsquo;elles aux galaxies tr\u00e8s pr\u00e9coces, et notamment parce qu&rsquo;\u00e0 cette \u00e9poque le rayonnement fossile avait une temp\u00e9rature dont on ne pouvait pas n\u00e9gliger l&rsquo;impact. C&rsquo;est l&rsquo;hypoth\u00e8se des \u00ab\u00a0hot Initial Mass Function\u00a0\u00bb qui semble r\u00e9soudre la tension.<\/p>\n<p><em>Steinhardt, C. L., Kokorev, V., Rusakov, V., Garcia, E., &amp; Sneppen, A. (2023). Templates for Fitting Photometry of Ultra-High-Redshift Galaxies. The Astrophysical Journal Letters, 951(2), L40.<\/em><\/p>\n<p>On peut citer aussi une simulation plus r\u00e9cente qui aboutit \u00e0 une conclusion analogue<\/p>\n<p><em>McCaffrey, J., Hardin, S., Wise, J., &amp; Regan, J. (2023). No Tension: JWST Galaxies at $ z&gt; 10$ Consistent with Cosmological Simulations. arXiv preprint arXiv:2304.13755.<\/em><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"<p>La vid\u00e9o du jour traite du probl\u00e8me des galaxies \u00ab\u00a0impossiblement pr\u00e9coces\u00a0\u00bb d\u00e9couvertes par le t\u00e9lescope James Webb. Est-ce qu&rsquo;elles mettent \u00e0 mal la th\u00e9orie du Big-Bang ? Voici comme toujours quelques commentaires et r\u00e9f\u00e9rences pour les plus curieuses. 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