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L'événement à l'origine du rayonnement fossile que PlanckPlanck observe aujourd'hui s'est produit il y a presque 13,7 milliards d'années, environ 380.000 ans après la « naissance » de l'Univers observable. La température du plasma d'électrons, de noyaux légers et de photons contenu alors dans le CosmosCosmos a baissé suffisamment pour que des atomes se forment et, telle une brumebrume se dissipant, la matièrematière a enfin laissé libre cours à la lumièrelumière dont les photons ont pu commencer à parcourir l'Univers.
Paradoxalement, ce fut aussi le début de ce que l'on appelle les Ages sombresAges sombres car à cette époque où la matière normale neutre, sous forme essentiellement d'atomes d'hydrogènehydrogène et d'héliumhélium, commençait à se rassembler dans des zones de surdensités dominées par la matière noirematière noire, aucune étoileétoile n'existait encore. Il faudra quelques centaines de millions d'années pour que la première génération d'étoiles, et aussi de trous noirstrous noirs accrétant de la matière, re-ionise à nouveau une partie de l'étoffe cosmique. Les milliards de milliards d'étoiles géantesétoiles géantes dans les galaxiesgalaxies en formation étaient donc devenues suffisamment nombreuses pour que l'on puisse alors parler d'une véritable Renaissance cosmique mettant fin aux Ages sombres.
Pourtant, les photons émis au moment de la recombinaisonrecombinaison n'avaient pas disparu et ils sont même un milliard de fois plus nombreux que les nucléonsnucléons présents dans l'Univers observable. Cette véritable lumière fossile est encore présente autour de nous aujourd'hui mais, depuis son émissionémission 380.000 ans après le Big BangBig Bang, l'expansion de l'Univers n'a cessé d'en allonger la longueur d'ondelongueur d'onde et d'en faire baisser la température à la façon d'un gazgaz se détendant.
Neutrinos et ondes gravitationnelles, les autres fossiles
Il existe aussi d'autres « lumières » fossiles. Ainsi, bien que l'on sache maintenant qu'ils possèdent une légère massemasse et qu'ils ne se déplacent donc pas tout à fait à la vitesse de la lumièrevitesse de la lumière, les particules de matière que sont les neutrinosneutrinos sont 3 milliards de fois plus abondantes que les nucléons et elles aussi nous traversent de part en part en permanence sans que nous ne nous en rendions compte.
Pendant un temps, on a même pensé, qu'avec leur très faible masse, les neutrinos dominaient tout de même la dynamique de la matière dans l'Univers et qu'ils constituaient la fameuse matière noire dont on a besoin pour expliquer l'apparition des galaxies et la stabilité des amas de galaxiesamas de galaxies. Cette hypothèse a aujourd'hui été abandonnée, les neutrinos n'étant pas assez lourds, comme la découverte de leurs oscillations nous l'ont appris. Cependant, si les particules de matière noire ne sont pas majoritairement des neutrinos, ces derniers apportent une petite contribution, qui n'est probablement pas négligeable, pour expliquer précisément les grandes structures dans l'Univers.
Il y a enfin une autre « lumière », très primitive et très fondamentale celle-là, car il s'agit d'un état de vibrationvibration du tissu même de l'espace et du temps. Il s'agit des ondes gravitationnellesondes gravitationnelles. On a des raisons de penser que, s'il a existé une phase d'expansion accélérée environ 10-35 seconde après le « début » de l'Univers observable, comme l'implique la théorie de l'inflation, alors l'effet de ces ondes a été amplifié de telle sorte que des observations indirectes de ces dernières devraient être à portée de main.
Lorsque la théorie du Big Bang a commencé à recevoir ses premières confirmations observationnelles, avec justement la mise en évidence du rayonnement fossile laissé par la recombinaison, les cosmologistes n'ont pas tardé à comprendre qu'ils détenaient là un moyen d'étudier non seulement la « naissance » de l'Univers observable mais aussi de mieux connaître sa forme, sa composition et même son histoire.
Pour cela, de même que l'étude du spectrespectre des étoiles nous a livré des informations de toutes sortes sur ces dernières, y compris leurs structures internes à l'aide de l'astéro-sismologiesismologie, il faut être capable de mesurer très précisément les caractéristiques de ce rayonnement fossile. C'est pourquoi des sondes, comme Cobe et WMap, ont été conçues et lancées. Elles ont révolutionné notre compréhension de l'Univers et de la théorie du Big Bang. Aujourd'hui, c'est le satellite Plancksatellite Planck de l'Esa qui leur succède et l'on attend beaucoup des informations qu'il va nous livrer en mesurant d'une façon inégalée les caractéristiques du rayonnement de fond diffusdiffus.
Voici quelques éléments pour comprendre l'enjeu et la difficulté de la mission Planck et surtout, pour mieux nous éclairer sur le sujet, une interview de l'une des cosmologistes françaises qui va analyser les données que Planck est en train d’enregistrer en orbite autour du point de Lagrange L2 suivra cet article.
Si l'on devait caractériser en peu de mots le rayonnement fossile, le Cosmic Microwave Background ou CMB comme disent les auteurs anglo-saxons, ce serait en disant qu'il possède un spectre de corps noircorps noir presque parfait. C'est cette caractéristique qui en fait une preuve solidesolide du Big Bang (BB) et a permis de réfuter le modèle de l'Univers Stationnaire de Hoyle, Bondi et Gold en 1965.
La prédiction du rayonnement d'un corps noir
Rappelons que dans la théorie du BB sous la forme donnée par Gamow, il existait, au début de l'Univers, une phase chaude et très dense, constituée de neutronsneutrons. Ce choix était naturel car il conduit à une charge électrique totale nulle pour la matière de l'Univers et il n'y a donc pas de violation de la loi de la conservation de la charge puisque qu'il n'y pas de création de charge nette.
L'Univers y était en expansion et une partie des neutrons se désintégraient par radioactivitéradioactivité bêtabêta en donnant des électrons, des protonsprotons et des anti-neutrinos. Des réactions nucléairesréactions nucléaires se produisaient entre neutrons et protons pour donner les éléments chimiqueséléments chimiques et des photons sont évidemment émis par les particules chargées produites. En effet, la température du gaz de particules était très élevée et nous savons bien que lorsque de la matière est chauffée, elle se met à rayonner du fait de l'agitation des particules chargées.
Plus tard, lorsque la température chutait en dessous de 3.000 K, les protons et électrons se recombinaient dans ce scénario et les photons d'alors subissaient les dernières collisions, on parle de « diffusionsdiffusions » dans le langage des physiciensphysiciens, tandis que les atomes neutres apparaissaient.
Dans les grandes lignes, ce scénario a été conservé bien que l'on sache maintenant qu'il n'y avait pas un gaz de neutrons primordial mais un gaz de quarksquarks et de leptonsleptons, et que seuls des éléments légers, comme le deutérium, l'hélium et le lithiumlithium, ont eu suffisamment de temps pour être synthétisés. Surtout, les calculs qui conduisent à des abondances d'hydrogène et d'hélium que les observations confirmeront, prédisent, comme Ralph Alpher fut le premier à le comprendre, un rayonnement très particulier dont la température actuelle est, elle aussi, calculable : un rayonnement de corps noir à l'équilibre thermique à 2,725 K.
Ce rayonnement de corps noir ne se forme que dans des conditions bien particulières, certainement pas celles de la cosmologiecosmologie stationnaire avec un Univers infiniment vieux et en expansion apparaissant comme identique pour tous les observateurs dans le temps et dans l'espace. Comme Cobe et WMap l'ont prouvé, son extraordinaire isotropieisotropie, qui le fait apparaître comme identique dans toutes les directions de l'espace avec une précision de 10-5, nous assure qu'il ne peut s'agir de la superposition de la lumière de différentes étoiles et galaxies réparties sur le sphère céleste. Il a nécessairement existé une phase chaude et dense dans le passé de l'Univers observable.
Lorsqu'on parle aujourd'hui de l'observation de ce rayonnement de corps noir, cela jette souvent le trouble. En effet, comment ce rayonnement de fond diffus, qui a été émis 380.000 ans après la « naissance » de l'Univers observable, peut-il provenir de régions dont on dit qu'elles étaient, à ce moment-là, à plus de 13 milliards d'années-lumièreannées-lumière ?
Une sphère de 90 miliards d'années-lumière de diamètre
Il faut comprendre que, si la vitesse de la lumière est effectivement la vitesse limite pour le déplacement d'un corps matériel, des photons et des ondes gravitationnelles, rien ne s'oppose dans la théorie de la relativité à ce que l'espace lui-même puisse se dilater de telle sorte que deux objets voient leur distance augmenter entre eux plus vite que la lumière.
On peut prendre l'analogieanalogie d'un ruban de caoutchouccaoutchouc sur lequel se déplacent deux fourmisfourmis. Si la vitesse des fourmis est limitée, on peut les faire s'éloigner l'une de l'autre plus rapidement en étirant le ruban.
380.000 ans après le Big Bang, le rayon de l'Univers que nous observons aujourd'hui était donc déjà proche de 13,7 milliards d'années-lumière. Les images des régions ayant émis les photons fossiles captés aujourd'hui correspondent à la surface d'une sphère dont le rayon est actuellement supérieur à 45 milliards d'années-lumière !
Le temps passant, et même si l'on imaginait que l'Univers ne soit plus en expansion, le rayon de cette sphère augmente car la lumière provenant de régions de plus en plus lointaines nous parvient. Cette sphère, centrée sur tout observateur présent dans l'Univers, est ce que l'on appelle la surface de dernière diffusion.
Nous ne pouvons pas voir au-delà de cette surface avec de la lumière car cela correspond à un temps où la matière était trop dense pour être transparente. Une bonne analogie consiste à comparer la situation à celle d'un physicien solaire cherchant à regarder à l'intérieur du SoleilSoleil.
L'atmosphèreatmosphère permet d'observer la surface de notre étoile mais pas en dessous directement. Toutefois, de même que la surface du Soleil vibre et ne présente pas partout ni la même température ni la même densité, la surface de dernière diffusion correspond à des états de la matièreétats de la matière dans l'Univers dans des conditions de températures, densités et mouvementsmouvements très légèrement différentes.
De même que l'astéro-sismologie nous nous renseigne sur l'intérieur d'une étoile, les fluctuations de températures et d'une autre caractéristique de la lumière, sa polarisation, sur la surface de dernière diffusion, nous donnent des informations sur ce qui s'est passé plus tôt dans l'histoire du Cosmos observable.
Sans parler de remonter de cette façon à des époques comme celle du temps de Plancktemps de Planck, les fluctuations de températures et de l'état de polarisation de la lumière fossile sont une véritable mine de renseignements sur les paramètres cosmologiques de l'Univers. Cela n'est pas difficile à comprendre. Un instrument de musique est aisément reconnaissable grâce aux sons qu'il produit. On peut ainsi connaître sa forme, sa taille et la matière dans laquelle il est constitué.
On peut bien sûr jouer différent morceaux de musique sur un instrument mais, que cela soit le Requiem de Mozart ou Hell ‘s Bells d'AC/DC, si l'on effectue une sorte de moyenne sur les fréquencesfréquences générées, il est possible de dire si le morceau a été joué sur un piano ou avec un violon.
Les cosmologistes dressent donc des cartes précises des fluctuations de températures du rayonnement de fond diffus, les décomposent en différentes amplitudes selon la taille angulairetaille angulaire des fluctuations sur la sphère céleste et effectuent une moyenne. Ils obtiennent alors une courbe, le spectre de puissance angulaire du CMB, qui ne dépend plus que des caractéristiques propres de l'instrument de musique sur lequel on joue un morceau, plus précisément ici un Univers donné, avec une taille, une courbure, un âge et un contenu en matière noire et énergie noireénergie noire bien particulier.
Une mine de renseignements dans les anisotropies
Les anisotropiesanisotropies de températures du rayonnement fossile ne sont pas les seules que l'on utilise pour tirer de l'information. Il y a aussi, on l'a mentionné précédemment, celles affectant la polarisation du CMB.
On se rappelle que la polarisation de la lumière correspond à l'orientation dans l'espace, par rapport à sa direction de propagation, du vecteur champ électriquechamp électrique de la lumière. Lorsque cette direction est fixe, on parle de polarisation linéaire et si elle décrit un cercle, on parle de polarisation circulaire. La lumière peut aussi ne pas être polarisée mais il existe dans la nature des phénomènes capables de lui donner cette caractéristique.
On peut mesurer la polarisation de la lumière du CMB sur la sphère céleste. Une carte peut être dressée et l'état de la polarisation sur la surface de dernière diffusion peut être considéré comme pouvant être la somme de deux modes de polarisations, les modes dits E et ceux dits B. On peut faire l'équivalent du spectre de puissance angulaire du CMB pour ces modes et chercher aussi des corrélations entre les fluctuations de températures et de polarisations.
La détection des modes Bmodes B serait une preuve solide que l'Univers est bien passé par une phase d'inflation. Cette phase est importante si l'on veut tenter d'expliquer certaines propriétés étranges de notre Univers observable, comme sa platitude, ou tout simplement l'existence même des galaxies.
WMap a permis d'obtenir des mesures précises de la variance cosmique, de détecter et mesurer les modes E et d'étudier les corrélations entre les fluctuations de températures TT et les modes E.
Les résultats déjà fournis sont impressionnants puisque l'on peut en tirer l'âge de l'Univers observable avec une précision remarquable, une estimation de sa courbure, de la date de la recombinaison et même de la fin des Ages sombres. Plusieurs des prédictions de la théorie de l'inflation ont été confirmées et des arguments en faveur du modèle cosmologique de Jean-Pierre Luminet et ses collègues ont été obtenus.
Ce tableau ne doit cependant pas cacher la difficulté de l'entreprise qui consiste à observer le rayonnement de fond diffus et à en tirer des informations.
En effet, entre la surface de dernière diffusion et nous, il y a de la matière et elle a évolué au cours de temps. Les anisotropies du rayonnement fossile, qui sont primaires lorsqu'elles datent de la surface de dernière diffusion, ont été contaminées par des anisotropies secondaires qui sont soit du bruit à soustraire, soit des informations sur l'évolution de la matière et des amas de galaxies.
Il existe aussi des avant-plans, par exemple causés par la poussière galactique ou le rayonnement synchrotronrayonnement synchrotron, qu'il est important de soustraire pour remonter aux observations proprement cosmologiques.
Parmi les anisotropies secondaires, il y a en particulier les effets de lentilles gravitationnelleslentilles gravitationnelles qui, tout en générant des modes B qu'il faudrait soustraire au signal enregistré par Planck pour espérer prouver la théorie de l'inflation, sont des sources d'informations sur l'évolution des grandes structures de l'Univers.
C'est pour en apprendre un peu plus sur la mission Planck et ce qu'elle est en mesure d'apporter comme progrès par rapport à Cobe et surtout WMap que Futura-Sciences a demandé à Laurence Perotto de nous éclairer dans un article qui va très prochainement faire suite à celui-ci.
En tant que chercheuse au CNRS, elle a rejoint, en octobre 2008, le groupe Planck du Laboratoire de Physique Subatomique et de Cosmologie de Grenoble. Son travail porteporte justement sur les distorsions du rayonnement fossile par effet de lentilles gravitationnelles ainsi que sur les contraintes des masses des neutrinos qui peuvent être obtenues à l'aide de Planck.
