Rayonnement thermique cosmologique

Carte de la sphère céleste montrant les fluctuations (ou anisotropie) du fond diffus cosmologique observées par le satellite WMAP (juin 2003)

Le fond diffus cosmologique est le nom donné au rayonnement électromagnétique issu de l'époque dense et chaude qu'a connue l'Univers par le passé, le Big Bang. Bien qu'issu d'une époque très chaude, ce rayonnement a été dilué et refroidi par l'expansion de l'Univers et possède désormais une température très basse de 2,726 K. Le domaine de longueur d'onde dans lequel il se situe est celui des micro-ondes, entre l'infrarouge et les ondes radio. Plus précisément, les longueur d'onde et fréquence typiques du rayonnement sont respectivement 3 mm et 100 GHz.

Le fond diffus cosmologique est une conséquence des scénarii de Big Bang et son existence a été prédite dans ce cadre-là. Sa prédiction remonte à la fin des années 1940, par Ralph Alpher, Robert Herman et George Gamow. Sa découverte, quelque peu fortuite, a été l'œuvre de deux chercheurs des laboratoires de Bell, Arno Allan Penzias et Robert Woodrow Wilson, en 1964. Tous deux ont été récompensés du Prix Nobel de physique en 1978.

Le fond diffus cosmologique est un sujet de recherche extrêmement actif du fait qu'il donne un aperçu de l'Univers tel qu'il était très peu de temps après le Big Bang (environ 380 000 ans plus tard). En particulier, ce rayonnement présente d'infimes variations de température et d'intensité avec la direction, qui permettent d'obtenir quantité d'informations sur l'Univers jeune et sur son contenu actuel. Les premières fluctuations de température du fond diffus cosmologique ont été mises en évidence par le satellite artificiel Cosmic Background Explorer en 1992 et ont valu au responsable de l'instrument ayant permis cette découverte, George Fitzgerald Smoot le Prix Nobel de physique 2006, qu'il partagea avec le responsable d'un autre instrument du satellite, John C. Mather.

Ce faible rayonnement est aussi connu sous le nom de « rayonnement fossile » ou « rayonnement à 3 K » (en référence à sa température). Aucun de ces noms ne correspond exactement à sa traduction anglaise de Cosmic Microwave Background Radiation ou désormais Cosmic Microwave Background (littéralement « (rayonnement) micro-onde de fond cosmique »). En français, l'abréviation la plus couramment utilisée pour le nommer est CMB, issu de l'anglais. On trouve également les abréviations anglaises CMBR et françaises FDC (plus rarement).

Découverte

En 1964, les radio-astronomes Penzias et Wilson, des laboratoires de la compagnie Bell Telephone, disposent d'une antenne qui servait initialement à la communication avec les satellites Echo puis Telstar 1. Ils souhaitaient transformer cette antenne en radio-télescope pour mesurer le rayonnement dans le domaine radio de la Voie lactée. Pour ce faire, ils avaient besoin de calibrer correctement l'antenne, et en particulier de connaître le bruit de fond généré par celle-ci ainsi que par l'atmosphère terrestre. Ils découvrent ainsi accidentellement un bruit supplémentaire d'origine inconnue au cours d'observations faites sur la longueur d'onde 7,35 cm. Ce bruit, converti en température d'antenne, correspondait à une température du ciel de 2,7 K, ne présentait pas de variations saisonnières, et ses éventuelles fluctuations en fonction de la direction ne dépassaient pas 10 %. Il ne pouvait donc s'agir du signal émis par la Voie lactée qu'ils cherchaient à découvrir.

Penzias et Wilson ne connaissaient pas les travaux des cosmologistes de leur époque, et c'est presque par hasard qu'ils les découvrent. Penzias mentionne fortuitement sa découverte au radio-astronome Bernie Burke, qui lui dit savoir de Ken Turner que James Peebles a prédit l'existence d'un rayonnement de quelques kelvins, et qu'une équipe composée de Dicke, Roll et Wilkinson de l'université de Princeton est en train de construire une antenne pour le détecter. Penzias prend alors contact avec Dicke pour lui faire part de ses résultats. Ils décident alors de publier conjointement deux articles, l'un signé de Penzias et Wilson décrivant la découverte du fond diffus cosmologique, l'autre signé par Peebles et l'équipe de Dicke en décrivant les conséquences cosmologiques. L'histoire raconte que lorsque Dicke apprit la découverte de Penzias, il dit à ses collaborateurs une phrase restée célèbre : Well boys, we have been scooped (litt. « Les gars, nous nous sommes fait devancer » ). L'on ne sait pas bien si ces derniers auraient pu effectivement détecter ce rayonnement avec les moyens dont ils disposaient mais cela semble probable. Ils ont en tout cas détecté le fond diffus cosmologique à la longueur d'onde de 3 cm dans le courant de l'année 1965.

Penzias et Wilson recevront chacun 1/4 du prix Nobel de physique 1978 pour leur découverte.

Il a parfois été dit que les publications conjointes de Penzias et Wilson et de l'équipe de Dicke résultaient d'une tentative de ces derniers d'acquérir le bénéfice de la découverte et obtenir le Prix Nobel. Cela semble peu probable, Penzias et Wilson ayant déclaré par la suite qu'ils préféraient publier leur mesure à part, au motif « que leur mesure était exacte, alors que l'interprétation de Peebles n'était qu'une interprétation qui pourrait s'avérer fausse.» En fait, Wilson était même à l'époque partisan de la théorie de l'état stationnaire, il était donc, sans doute, réticent.

C'est à George Gamow que l'on attribue la prédiction du fond diffus cosmologique. Gamow a effectivement prédit l'existence d'un rayonnement issu du Big Bang, mais n'en avait pas prédit le spectre de corps noir. C'est A. G. Dorochkevitch et I. D. Novikov qui, en 1964, sont les premiers à prédire que le spectre du rayonnement doive être celui d'un corps noir et donc situé dans le domaine micro-onde. En fait, ces auteurs vont même jusqu'à citer l'antenne des laboratoires Bell comme le meilleur outil pour détecter ce rayonnement ! En 1961, E. A. Ohm avait rédigé un rapport interne décrivant les performances de cette antenne. Mais, se basant sur ce rapport, Dorochkevitch et Novikov concluront que ce rayonnement n'a pas été observé. Il s'agissait cependant d'une erreur d'interprétation de leur part : le rapport de Ohm mentionnait une quantité T_sky, mesurée à 2,3 K, représentant la contribution de l'atmosphère terrestre. Dorochkevitch et Novikov semblent avoir interprété cette quantité comme la somme de la contribution atmosphérique et du fond du ciel. Le chiffre de 2,3 K correspondant effectivement bien à la contribution atmosphérique telle qu'elle était estimée à l'époque, Dorochkevitch et Novikov ont alors conclu que la contribution du fond ciel devait être limité à une fraction de 2,3 K, en désaccord avec les prédictions de Gamow.

Sources (en anglais) de cette partie

• Site Nobel : Discours de Arno A. Penzias, The origin of elements, 1978
• Société brésilienne de physique, History of 2.7 K Temperature Prior to Penzias and Wilson, 1995
• Université de Cincinnati, Cours d'astrophysique, Ch. 23 - Cosmology Part 2
• Science Magazine, The Afterglow of Creation, Marcus L6th
• Cambridge University Press, Cambridge University Press, The Cosmological Background Radiation, Marc Lachièze-Rey et Edgard Gunzid
• Astrophysics and Cosmology, Cosmic Microwave Background Timeline
• Michigan State University, Cours Radiation from the Big Bang
• American Scientific Affiliation, Arno A. Penzias: Astrophysicist, Nobel Laureate, Jerry Bergman
• Site non-officiel Stephen Jay Gould, Citations diverses sur le Big Bang

Caractéristiques

Spectre

Le fond diffus cosmologique apparaît comme un corps noir parfait dans la limite de la précision des instruments de mesure. Sa température a été mesurée à la fin de 1989 par le satellite COBE à 2,728±0,002 K, l'incertitude venant de la difficulté de calibrer précisément un corps noir de référence embarqué sur le satellite. Le maximum d'énergie est rayonné à une fréquence proche de 160 GHz (longueur d'onde légèrement inférieure à 2 mm, domaine des micro-ondes).

Si la température absolue n'est déterminée qu'avec une précision de 0,1%, la forme du forme, et sa concordance avec celui d'un corps noir, est, elle déterminée avec une précision bien plus grande. C'est l'instrument FIRAS (acronyme anglais de Far InfraRed Absolute Spectrophotometer), monté à bord du satellite COBE qui a déterminé le plus précisément cette température et quantifié l'absence d'écart entre le spectre observé et celui d'un corps noir^[1].

Dipôle

Du fait du déplacement de la Terre dans le Système solaire, et plus généralement du déplacement de ce dernier par rapport à la surface d'émission du fond diffus cosmologique, la température du fond diffus cosmologique présente une variation en fonction de la direction, conséquence d'un simple effet Doppler. Si l'on enlève la contribution due au mouvement de la Terre autour du Soleil, alors l'amplitude du dipôle observé est de 3,358±0,001 mK, correspondant à une vitesse du Soleil de 369 km/s de celui-ci par rapport à la zone d'émission du rayonnement. La direction de ce dipôle est, en coordonnées galactiques, l=264,31°±0,20°, b=48,05°±0,11°, soit 11h 11min 57s±23s et -7,22°±0,08° en termes d'ascension droite et de déclinaison. Cette direction est quasiment opposée à celle de l'apex solaire, c'est-à-dire à l'opposé de la direction vers laquelle se déplace le Soleil au sein de la Voie lactée. En tenant compte du déplacement du Soleil au sein de la Voie lactée, on calcule le dipôle du fond diffus cosmologique par rapport à la Voie Lactée. Sa direction est peu modifiée, l=276°±3°, b=30°±2° mais son amplitude augmente significativement du fait de la vitesse du Soleil par rapport au centre galactique, pour atteindre 5,70 mK, correspondant à une vitesse de 627 km/s.

Cet ordre de grandeur de vitesse est typique de la dispersion de vitesse que l'on observe dans les amas de galaxies, ce qui renforce l'interprétation du dipôle comme étant dû à un effet cinématique local. Il reste cependant difficile d'en être certain car la zone du dipôle est très proche du plan galactique et, de ce fait, il est difficile d'y cartographier toutes les concentrations de masses qui expliqueraient pourquoi la Voie Lactée se dirige dans cette direction. Cette direction reste relativement proche (45°) du Grand Attracteur et également proche de plusieurs autres concentrations de matière proche du Groupe local (moins de 30 Mpc), en particulier les amas de l'Hydre et de la Machine Pneumatique.

Écart au corps noir

Une question cruciale est de savoir (voir ci-dessous) si ce rayonnement est un rayonnement de corps noir ou pas. Dans l'univers primordial, les interactions entre matière baryonique et photons ont permis à ces derniers d'être thermalisés, c'est-à-dire à acquérir un spectre de corps noir. Cependant, à mesure que l'univers se dilate et se refroidit, les interactions entre matière et photons diminuent et l'équilibre thermique n'est plus assuré. Les photons peuvent donc conserver un spectre de corps noir, mais celui-ci peut être détruit en cas de phénomène qui produirait de l'énergie sous forme de rayonnement électromagnétique (du fait de la désintégration de particules instables, par exemple). La présence ou non de distorsions au corps noir dans le fond diffus cosmologique permet donc de contraindre tous les phénomènes injectant de l'énergie sous forme de rayonnement.

• Une injection d'énergie à une époque tardive (z ≤ 10⁵) se traduit par un dépeuplement des basses fréquences au profit des hautes fréquences ().
• Une injection d'énergie à des époques plus anciennes (10⁵ ≤ z ≤ 10⁷) se traduit par une transformation d'un spectre de corps noir en spectre de Bose-Einstein), c'est-à-dire un potentiel chimique non nul pour les photons.
• Des interactions entre le rayonnement et la matière chaude intergalactique à des époques beaucoup plus récentes (z ≤ 10³) peuvent également déformer le spectre (distortion free-free).

Aucune de ces distorsions n'a, pour l'heure, été détectée avec des limites supérieures très contraignantes sur la plupart d'entre elles.

Autres anisotropies

Améliorations successives des observations des anisotropies (ou fluctuations) du fond diffus cosmologique. De haut en bas : (i) découverte du fond diffus cosmologique en 1964, qui apparaît parfaitement uniforme (à d'éventuelles contributions d'avant-plan dues à la Voie Lactée près), (ii) carte des anisotropies dressée par le satellite artificiel COBE, (iii) cartes des anisotropies dressée par le satellite WMAP.

Les modèles cosmologiques sont basés sur l'idée que l'Univers était par le passé extrêmement homogène et que les structures que l'on observe (galaxies, amas, superamas) se sont peu à peu formées par le mécanisme d'instabilité gravitationnelle (ou instabilité de Jeans). Pour que ce mécanisme opère, il faut cependant qu'il y ait de petites fluctuations de densité dans l'univers primordial. On prédit donc que ces fluctuations de densité se retrouvent sous la forme de fluctuation de température dans le fond diffus cosmologique. Inversement, la détection et la compréhension fine de ces fluctuations nous renseignent sur l'état de l'Univers au moment où il a émis ce rayonnement, ainsi que sur divers processus s'étant déroulés avant et après cette époque. L'étude de ces fluctuations représente à l'heure actuelle (2006) le principal outil pour la cosmologie.

Les fluctuations du fond diffus cosmologique ont été détectées pour la première fois par le satellite de la NASA COBE en 1992. Un grand nombre d'expériences au sol, dans des ballons stratosphériques, ont été effectuées depuis dans le but d'améliorer la qualité des observations. Les expériences les plus marquantes ont été BOOMERanG et Archeops. En 2001, la NASA a lancé un second satellite, WMAP qui a considérablement amélioré la qualité des observations, et distingué un point froid. Le 14 mai 2009, l'Agence spatiale européenne à lancé le satellite Planck de Kourou par une Ariane 5 ECA, en vue d'améliorer encore les données grâce à ses instruments HFI (High Frequency Instrument) et LFI (Low Frequency Instrument).

Fond diffus cosmologique et Big Bang

Le Big Bang fournit une explication à l'origine des photons du FDC, ainsi qu'aux observations actuelles.

Origine du fond diffus cosmologique

L'univers primordial, extrêmement dense et chaud était en état d'équilibre thermique, où l'énergie moyenne des particules de matière, quelle que soit leur nature, et celle du rayonnement est comparable. Les lois de la physique sont en mesure de déterminer la distribution en énergie des particules composant la lumière, les photons. Leur distribution suit une loi qui fut pour la première fois énoncée par le physicien allemand Max Planck en 1900 et porte le nom de corps noir.

Tant que la température de l'univers était plus élevée que la température d'ionisation de l'hydrogène (soit de l'ordre de la dizaine d'électron-volts), les photons étaient continuellement en interaction avec la matière qui absorbait ou émettait de la lumière, ou la diffusait comme dans un brouillard : l'univers se comportait comme un plasma. Le libre parcours moyen des photons était alors très court et ces photons n'ont pas pu nous parvenir directement.

L'expansion de l'Univers a ensuite considérablement abaissé cette température, si bien que ces réactions sont devenues de plus en plus rares, au point que les photons n'interagissent plus avec les autres particules~: c'est le découplage du rayonnement. Les photons ont alors été figés à la température de l'univers à cette époque, en suivant une distribution de corps noir. L'univers étant toujours en expansion, cette température a continué à diminuer du fait de l'allongement de la longueur d'onde de ces photons provoqué par la dilatation de l'univers, tout en conservant une distribution de corps noir. Les photons sont ainsi passés du domaine des rayons gammas hautement énergétiques vers le domaine des micro-ondes dans lequel ils sont observés aujourd'hui.

Le fond observé aujourd'hui, correspond donc à ce qui est appelé surface de dernière diffusion, au moment où l'Univers s'est suffisamment refroidi pour que la matière sorte de l'état de plasma et que le libre parcours moyen des photons devienne suffisamment grand (ce qui revient à dire que l'Univers devienne transparent), pour qu'ils puissent traverser les distances considérables nécessaires pour être observés de nos jours.

Observation du fond diffus cosmologique

Le scénario du Big Bang explique pourquoi nous pouvons observer le FDC aujourd'hui, alors que le passage de l'univers à la transparence est un événement temporellement ponctuel. Comment se fait-il que les photons du FDC atteignent la Terre précisément aujourd'hui afin que nous puissions les observer ?

L'explication est que les photons du FDC sont présents en tout point de l'Univers primordial et que celui-ci, bien que plus dense que l'Univers actuel, était également très étendu spatialement (la question de savoir si l'univers est ou n'est pas spatialement infini n'est pas encore résolue à l'heure actuelle). Dans ces conditions, il existe toujours, centrée autour de notre planète, une sphère où des photons FDC ont été diffusés à l'époque de la transparence. C'est pourquoi le rayonnement FDC a toujours été, et sera toujours, observable.

Une image peut être utile pour comprendre cela. Imaginons-nous au centre d'une foule immense; et que cette foule entière pousse un grand cri, en même temps à un instant donné. Il sera alors toujours possible d'entendre ce cri : à chaque instant nous entendrions le son provenant d'un cercle de personnes, de plus en plus éloignées.

Fluctuations du fond diffus cosmologique

La température du fond diffus cosmologique est très uniforme : elle est la même dans toutes les directions à une précision de 0,001 degré près. Cependant, si l'on observe le fond diffus cosmologique avec une très grande précision, d'infimes écarts de température apparaissent, dont l'amplitude est de l'ordre du cent-millième de degré (0,00001 degré). Ces différences de température en fonction de la direction d'observation sont appelées fluctuations, ou anisotropies du fond diffus cosmologique. L'étude de ces anisotropies est un des sujets d'étude les plus actifs de toute la cosmologie car elle révèle divers aspects de la physique à l'œuvre dans l'univers primordial. En effet, ces variations spatiales de température sont liées à des variations dans la densité de la distribution de matière. En elle-même, l'existence de telles fluctuations de densité n'est pas surprenante : la répartition de la matière dans l'univers n'est aujourd'hui pas du tout uniforme, la structure à grande échelle de l'univers révélant des zones quasiment vides de matière et d'autres, principalement en forme de filaments où se concentrent les galaxies. Or cette différenciation de la répartition de matière résulte de l'action de la gravité, qui a tendance à accentuer l'inhomogénéité de la distribution de matière via un mécanisme appelé instabilité de Jeans. Ainsi, il est normal que dès les premières centaines de milliers d'années après le Big Bang, des fluctuations de densité aient été présentes dans l'univers : sans celles-ci, l'univers n'aurait pu évoluer jusqu'à former aujourd'hui les galaxies avec leur répartition spatiale.

Voir aussi

Articles connexes

• Big Bang
• Paramètres cosmologiques
• Modèle ΛCDM
• Fond cosmologique de neutrinos
• Point froid

Moyens observationnels

• Cosmic Background Explorer - COBE (1992)
• BOOMERanG (2001)
• Archeops (2002)
• Wilkinson Microwave Anisotropy Probe - WMAP (2003)
• Satellite Planck

Liens externes

Missions

• Site de la mission Planck
• (en) Site de la mission COBE
• Site de la mission Archeops
• (en) Site de la mission BOOMERANG
• (en) Site de la mission WMAP

Résultats

• (en) The Cosmic Microwave Background Spectrum, par George F. Smoot
• (en) The CMB Dipole: The Most Recent Measurement And Some History, par Charles H. Lineweaver
• (en) The Cosmic Microwave Background Anisotropy Experiments (pre BOOMERANG) par George F. Smoot

Aspects cosmologiques

• (en) La physique des anisotropies du fond micro-ondes

Notes

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