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En plus des avant-plans, on remarque aussi dans le rayonnement fossile les anisotropies secondaires. Ce sont des fluctuations de températures et de polarisations du CMB additionnelles, qui ont été produites par l'interaction de la lumière avec le contenu de l'univers après la recombinaison.
Le champ de gravitation des amas de galaxies dévie les rayons lumineux et se comporte donc comme une lentille. Les images des objets se trouvant en arrière-plan sont modifiées. Sur ce schéma, on voit la formation d'arcs gravitationnels à partir de la lumière d'une galaxie derrière un amas. Il s’agit de l’effet de lentille gravitationnelle fort mais pour les observations du CMB, c’est l’effet de lentille dit faible qui est important. En fonction des caractéristiques des distributions de masses dans les amas, l'effet sur les rayons lumineux et les images qu'ils véhiculent ne sont pas les mêmes. Ainsi, l'effet de lentille gravitationnelle est une bonne sonde cosmologique pour étudier l'univers. Malheureusement, les images du CMB en sont modifiées et il faut les « délentiller » pour remonter à l'information cosmologique primordiale. © Nasa, Smithsonian Institution, dessin Keith SoaresBean Creative
Pour Laurence Perotto, les anisotropies secondaires du CMB peuvent être des « interactions avec la matièrematière réionisée (par exemple les électronsélectrons du gazgaz chaud des amas de galaxiesamas de galaxies sont responsables de l'effet Sunyaev-Zel'dovich), ou alors d'une simple interaction gravitationnelle (les photonsphotons du CMB sont perturbés par le potentiel gravitationnel des structures traversées) tel l'effet Sach-Wolfe intégré (qui permettrait de mieux contraindre les modèles d'énergie noireénergie noire) ou l'effet de lentille gravitationnellelentille gravitationnelle faible, sujet sur lequel je travaille en particulier ».
Le champ de gravitationgravitation des amas de galaxies a ainsi distordu les images de la surface de dernière diffusiondiffusion en affectant la trajectoire des rayons lumineux. Surtout, il a converti une partie des modes E de polarisation en modes Bmodes B qui n'ont rien à voir avec une possible phase d'inflation dans l'univers très primordial. Il faut donc modéliser les effets de lentilles gravitationnelles faibles pour les soustraire du signal enregistré et remonter à l'état de polarisation du CMB juste après la recombinaison. Toutefois, d'après Laurence Perotto, pour les instruments de PlanckPlanck, « ce ne sera pas crucial pour le mode B (ce n'est pas le bruit dominant). Cela sera important pour la prochaine génération d'expériences dédiées à la mesure du mode B de polarisation du CMB ».
Il se trouve aussi que les effets de lentilles gravitationnelles doivent être pris en compte si l'on veut poser des contraintes sur les massesmasses des neutrinosneutrinos, plus précisément leur somme. On sait qu'il existe trois sortes de neutrinos, qui oscillent et se transforment les uns dans les autres comme l'ont montré les expériences de détections des neutrinos solaires (mélange entre les familles 1 et 2) et atmosphériques (mélange entre les familles 1 et 3). Mais, par ces dernières, nous n'avons accès qu'à des mesures de différences entre les carrés des masses et nous n'avons que des bornes inférieures pour la somme de ces masses. Avec Planck, il devrait être possible de contraindre la somme des masses des neutrinos et même d'être compétitif avec des expériences sur Terre comme celle de Katrin, dédiée à la mesure de l'échelle absolue de masse des neutrinos.
Pour Laurence Perotto, « les observations ont déjà bien contraint la contribution des neutrinos à la densité de l'univers : elle ne peut excéder un et quelques pourcent. C'est intéressant en soi de connaître la masse des neutrinos, c'est une information encore manquante dans le modèle standardmodèle standard de la physiquephysique des particules. Et d'un point de vue d'un cosmologiste, les neutrinos doivent être pris en compte, même s'ils ne représentent qu'un pourcent du contenu en énergie de l'univers, étant donné le niveau de précision des mesures à venir, sous peine de fausser l'estimation des paramètres cosmologiques - en particulier les paramètres décrivant l'évolution tardive de l'univers, telle l'énergie noire.
En haut, on voit un petit morceau de 10 degrés par 10 degrés de la carte des anisotropies de température (à gauche) et de celle du mode E de polarisation (au centre). La carte en haut à droite montre le potentiel gravitationnel d’une structure bien symétrique. Les cartes du bas représentent ce qu’on obtiendrait si, depuis la surface de dernière diffusion jusqu’à nous, les photons ne rencontraient que cette structure supermassive. De gauche à droite, on a les anisotropies de température déformées par l’effet de lentille gravitationnelle, le mode E de polarisation et, même en l’absence de mode B primordial de polarisation, un mode B non nul : l’effet de lentille gravitationnelle mélange les modes E et B de polarisation, résultant en un important signal parasite de mode B non primordial. © Laurence Perotto (commentaires)-Wayne Hu et Takemi Okamoto pour l'image
Les neutrinos ont certes une masse mais elle est très faible, ce qui veut dire qu'ils se déplacent dans l'univers très rapidement. Si l'on considère une fluctuation de densité dont le temps d'effondrementeffondrement est plus court que le temps mis par des neutrinos pour traverser cette fluctuation de densité, alors les neutrinos s'échapperont, défavorisant la croissance de cette fluctuation de densité. La croissance des petites structures est ainsi ralentie par rapport à un univers sans neutrinos, alors que les plus grandes structures sont insensibles à l'effet des neutrinos. C'est cette signature des neutrinos sur les structures que l'on utilise pour contraindre leur contribution à la densité de l'univers.
Plus généralement, l'effet de lentille gravitationnelle permet de reconstruire le potentiel gravitationnel intégré de la surface de dernière diffusion jusqu'à aujourd'hui. C'est une sonde intéressante des structures de l'univers. Ainsi, si on parvient à cette reconstruction, Planck deviendrait une expérience autonome sensible à toute l'évolution de l'univers, de l'univers primordial de l'époque de la dernière diffusion jusqu'à nous. »
Le ciel micro-ondes vu par le satellite Planck. Cette image couleur a été créée à partir des données Planck obtenues dans neuf bandes de fréquence, comprises entre 30 et 857 GHz, c'est-à-dire dans le domaine des ondes submillimétriques, millimétriques et centimétriques (aussi appelées micro-ondes). Notre galaxie, la Voie lactée, est bien visible dans l'image comme une bande claire horizontale. Une grande région du ciel est illuminée par notre galaxie, comme en témoignent ces structures claires et filamenteuses qui s'étendent bien au-delà du plan de notre Voie lactée. Ces émissions ont pour origine le gaz et les poussières du milieu interstellaire. Le rayonnement fossile est visible sur cette image sous la forme de structures granulaires rougeâtres, principalement visibles au haut et en bas de l'image, où l’émission de notre galaxie est très faible. Cette image montre qu'il est possible de séparer ces deux émissions, dans de petites régions bien définies (en haut et en bas de l'image). Cependant, les scientifiques de Planck développent des méthodes sophistiquées de traitement d'image pour séparer ces deux composantes sur presque la quasi-totalité du ciel ! Cette image provient des données de Planck collectées pendant les neuf premiers mois de sa mise en service. © Esa, HFI & LFI Consortia
Interrogée sur la date de la première publication des résultats des analyses des observations de Planck concernant la cosmologiecosmologie et le rayonnement fossile lui-même, c'est à dire une fois les avant-plans soustrais, Laurence Perotto répond que « tous les papiers seront publiés en début d'année 2013 ».
