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Une visite du rayonnement fossile grâce à Laurence Perotto

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Etudiée par le satellite Planck, la plus vieille lumière du monde recèle des informations sur l'Univers. Futura-Sciences s'est tourné vers l'une des cosmologistes françaises travaillant sur cette mission, Laurence Perotto, qui nous fait partager un voyage vers l'aube de l'Univers.

Des mesures de Cobe à celles de Planck, la vision du rayonnement fossile ne cesse de s'améliorer et la connaissance de notre Univers observable de se préciser. Crédit : Esa

Le rayonnement fossile, encore appelé rayonnement de fond diffus ou CMB pour Cosmic Microwave Background, est actuellement observé comme jamais il ne l'a été par le satellite Planck. Première preuve de la théorie du Big Bang, dont il constitue l'un des trois piliers avec les observations de l'expansion de l'espace et les abondances primordiales d'hydrogène et d'hélium dans l'Univers, il est observé dans une bande du domaine des micro-ondes, entre les ondes radio et l'infrarouge.

Sa température actuelle n'est que de 2,725 +/- 0,001 K mais elle atteignait la moitié de celle de la surface du Soleil lorsque ce rayonnement a été émis, environ 380.000 ans après le début de l'Univers observable. Il est répandu partout dans le cosmos. Les sondes Cobe (COsmic Background Explorer) puis WMap (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) ont déjà dressé des cartes complètes de ce rayonnement tel qu'il se présente sur la voûte céleste.

Une carte des fluctuations de températures du CMB fournie par WMap. Elles nous renseignent sur les fluctuations de densité de matière à l'origine de la formation des galaxies. Crédit : NASA-WMAP Science Team

Beaucoup d'informations peuvent être déduites de ces cartes et surtout d'une courbe de puissance moyenne montrant l'amplitude de ses fluctuations de températures selon les échelles angulaires. Comme on l'a indiqué dans un précédent article servant d’introduction au sujet (sa lecture est indispensable pour comprendre la suite), cette courbe s'appelle le spectre de puissance angulaire. D'autres courbes analogues existent pour des modes de polarisations du rayonnement de fond diffus et leurs corrélations avec les fluctuations de température. Grâce à elles on peut avoir des éléments de réponses à des questions fascinantes comme :

  • Quel est l'âge et la forme de l'Univers ?
  • Quel sera le futur de l'Univers, expansion infinie, implosion ou autre ?
  • Quand l'Univers est-il devenu transparent ?
  • Quand les premières étoiles et les premières galaxies se sont-elles formées ?
  • Quelles sont les formes de matières et d'énergie qui emplissent l'Univers ?
  • Quels mécanismes ont initié la formation des galaxies ?
Une représentation du fameux spectre de puissance angulaire du CMB. C'est en quelque sorte une courbe de puissance moyenne du rayonnement donnant l'importance des fluctuations de températures en fonction de la résolution en échelle angulaire. La taille et la position des oscillations dépendent du contenu, de l'âge, de la taille de l'Univers et de bien d'autres paramètres cosmologiques. Crédit : NASA-WMAP Science Team

Une précision qui ne pourra plus être dépassée

L'étude de ce rayonnement est donc d'une grande importance pour les cosmologistes. C'est pourquoi il a donné lieu à de nombreuses études théoriques et observationnelles. Ainsi, Planck représente la troisième génération de satellites destinés à observer le rayonnement de fond diffus, après Cobe et WMap. La sensibilité de Planck sera plus de 30 fois supérieure à celle de WMap et on pourra atteindre une résolution angulaire de l'ordre de 5 minutes d'arc alors que Cobe se limitait, au mieux, à 7° et que WMap s'en tient à 13 minutes d'arc.

On peut aussi comparer les observations de WMap et de Planck à celles d'une photographie avec un certain temps de pose donné. Pour collecter suffisamment de lumière afin de former une image la plus nette possible de l'Univers observable, alors qu'il n'était âgé que de 380.000 ans environ, il suffira d'une année à Planck contre 450 ans à WMap.

Animation montrant la décomposition en harmoniques sphériques (indice l) des fluctuations angulaires sur la sphère céleste en bas, (une zone de 2° x 2° est agrandie en haut à droite) et le spectre de puissance qui en résulte (en haut à gauche). Crédit : APC

Pour la mesure des fluctuations de températures, la précision des instruments de Planck atteint une limite physique qui ne pourra être dépassée par aucun autre instrument. Cette limite est celle du bruit quantique des photons. En effet, Planck est équipé d'un réfrigérateur à dilution où un mélange d'hélium 3 et d'hélium 4, effectué une fois le satellite dans l'espace, refroidi l'instrument à un dixième de kelvin seulement. Le bruit thermique est donc réduit au minimum et il ne reste plus que les fluctuations quantiques inhérentes à la lumière du CMB elle-même pour limiter la précision des mesures des fluctuations de températures.

Laurence Perotto, qui travaille au Laboratoire de Physique Subatomique et de Cosmologie de Grenoble au sein de la collaboration Planck, explique l'étonnante sensibilité de cet instrument. « Chaque détecteur (appelé bolomètre ) de l'instrument haute fréquence de Planck, (HFI, High Frequency Instrument), atteint la sensibilité ultime au rayonnement CMB. La seule manière pour les expériences futures d'améliorer cette sensibilité consisterait à s'équiper de "matrices" de plusieurs centaines de bolomètres (Planck - HFI comporte 52 bolomètres). Cette extrême sensibilité permettra à Planck de fournir également une très bonne mesure de la polarisation du CMB et en particulier du mode E, très utile pour contraindre les scénarios de réionisation. »

On voit ici une comparaison des performances de Planck avec celles de ses prédécesseurs. En haut à gauche, les images de Cobe n'ont pas une grande résolution angulaire et les détails des fluctuations de températures du CMB sont lissés. En dessous, on voit que les images de Planck seront en une année d'observations plus précises que celles que fournirait WMap en 8 ans. En bas, on voit une simulation des cartes de polarisation du CMB que Planck devrait fournir. Crédit : Cnes

On a beaucoup parlé de la possibilité de mesurer avec Planck les fameux modes B de polarisation du CMB, ce qui constituerait une preuve convaincante de la théorie de l'inflation. Mais il n'est malheureusement pas impossible que les instruments de Planck ne puissent nous fournir une telle preuve. En effet, la conception du projet a débuté au milieu des années 1990 et ce n'est que plus tard que l'étude de ces modes B s'est ajoutée au programme de la mission. « La mesure des mode B de polarisation, indique Laurence Perotto, constituerait effectivement la vérification de la dernière prédiction de l'inflation non encore avérée : l'existence d'un fond d'ondes gravitationnelles primordiales générées pendant la phase inflationnaire. Ces ondes gravitationnelles créent une polarisation du CMB avec des propriétés bien spécifiques, qu'on a appelée "mode B de polarisation". Une mesure des modes B permettrait de mieux contraindre les scénarios d'inflation et en particulier donnerait une indication sur l'échelle des énergies mises en jeu à la fin de la phase inflationnaire.

Pour l'instant, WMap, combiné à d'autres sondes cosmologiques, a permis d'imposer une limite supérieure à la contribution des ondes gravitationnelles rapportée à celle des fluctuations de densité. »

L'effet des ondes gravitationnelles amplifiées par l'inflation, s'il existe réellement, est vraiment très faible. De plus, de nombreux modèles inflationnaires ont été publiés, comportant des paramètres ajustables. Dans certains cas, on peut s'attendre à avoir un effet assez fort mais, comme le note Laurence Perotto, « il s'agit d'une mesure extrêmement délicate, un vrai défi d'analyse de données, car les observations seront contaminées par des bruits, provenant des émissions polarisées d'avant-plan mais aussi des effets de l'instrument lui-même. La moindre erreur sur les caractéristiques réelles du détecteur entraîne une confusion entre le mode E (dont le signal est au moins un ordre de grandeur plus fort) et le mode B de polarisation ».

Alan Guth et Andrei Linde finiront peut-être par décrocher le prix Nobel de physique mais il est probable que cela soit plutôt grâce à la quatrième génération de sondes dédiées à l'observation du CMB. La Nasa étudie d'ailleurs actuellement la mission baptisée Experimental Probe of Inflationary Cosmology (EPIC) dont la tâche est clairement indiquée par son nom. L'Esa étudie un projet similaire sur lequel travaille le groupe CMB du LPSC Grenoble. Il s'agit de BPOL.

Il ne faut pas partir battu pour autant. Nous pourrions avoir de la chance ! Si Planck livre une preuve de l'existence d'une phase d'inflation à un moment donné dans l'histoire du cosmos observable, ce serait vraiment une révolution considérable car cela fournirait des indications précieuses pour de la physique au-delà du modèle standard. Cela pourrait concerner la théorie des cordes ou celles de Grande Unification, les célèbres GUT.

Une carte de la polarisation du CMB fournie par WMap. Crédit : Nasa

Zoom sur sept paramètres cosmologiques fondamentaux

Au début des années 1990, certains théoriciens, comme l'actuel directeur du Perimeter Institute, Neil Turok, étaient encore très favorables à l'idée que les germes de fluctuations de densités à l'origine de la formation des structures de l'Univers (ex amas de galaxies) provenaient des défauts topologiques prédits par les théories de Grande Unification, en particulier ces fameuses cordes cosmiques.

« Les scénarios mettant en jeu des transitions de phases dans l'Univers primordial (telles les GUT lorsque le potentiel de grande unification se brise) ont la fâcheuse tendance de produire des défauts topologiques (cordes cosmiques, monopoles, textures, etc.). Comme, par ailleurs, il nous faut expliquer comment passer d'un Univers primordial très homogène à l'Univers actuel organisé en galaxies, amas de galaxies, etc., les défauts topologiques ont constitué de sérieux candidats comme mécanisme à l'origine des structures. Après Cobe, énormément d'expériences, au sol ou en ballon, ont été développées pour mesurer plus en détail les anisotropies de température - parmi ces expériences, on peut citer Boomerang, DASI, Maxima, Archéops... Ce sont de telles observations, obtenues avant même les résultats de WMap, qui ont confirmé que les défauts topologiques ne pouvaient pas expliquer correctement les fluctuations de températures dans le CMB et, au final, c'est le scénario de l'inflation et de la matière noire froide qui a été favorisé.

Très précisément, c'est la mesure des pics acoustiques, présents sur la courbe du spectre de puissance angulaire du CMB, qui a sonné le glas du modèle de formation de structures basé sur les défauts topologiques et ce au profit du modèle actuel de l'origine des structures mettant en jeu l'inflation. Ce sont des fluctuations quantiques dans l'Univers primordial, rendues macroscopiques par la phase d'expansion accélérée de l'inflation, qui fournissent les "germes" des actuelles grandes structures de l'Univers. Ensuite, celles-ci croissent par effondrement gravitationnel dans l'Univers en expansion. Au passage, l'inflation dilue les défauts topologiques qui ont pu être créés lors de transition de phases, ce qui expliquerait pourquoi ils n'ont pas encore été observés. »

Cela ne veut pas dire qu’il n’y a pas de cordes cosmiques dans l’Univers observable. Mais elles ne peuvent pas servir à expliquer la formation des grandes structures. En fait, on aimerait bien qu'elles existent, même en petit nombre, car cela permettrait justement de tester de la nouvelle physique à des énergies mille milliards de fois plus grandes que celles accessibles au LHC. Précisons quand même que les cordes cosmiques des GUT ne sont pas celles de la théorie des supercordes, même si cette dernière autorise aussi la formation de cordes cosmiques.

Planck devrait permettre d'en savoir un peu plus sur la matière noire et l'énergie noire et on peut même dire que c'est l'un des domaines dans lequel il va surpasser ses prédécesseurs. A elles seules, les observations de WMap ne permettaient pas de dire quelle était la part relative de l'énergie noire et de la matière noire. Plus généralement, les modèles d'Univers que l'on considère dépendent de plusieurs paramètres cosmologiques, 7 essentiellement, comme la courbure, la densité totale de l'Univers, la constante de Hubble, la date de la réionisation, etc. Planck les mesurera avec une meilleure précision que WMap, et cela devrait permettre de départager certaines théories.

Ainsi, du temps de WMap, pour lever la dégénérescence entre différents modèles cosmologiques, comme on dit dans le jargon de la cosmologie, il fallait utiliser les observations des supernovae ou celles des distributions de galaxies fournies par le Sloan Digital Sky Survey. On pouvait aussi reproduire les observations du CMB à l'aide de différentes combinaisons de matière noire et d'énergie noire. Avec Planck, on continuera bien sûr à croiser les observations, d'abord parce que cela permettra de gagner encore de la précision dans la détermination des paramètres cosmologiques et aussi parce c'est un moyen d'éliminer les sources possibles d'erreurs et de biais.

« On est peu sensible à l'énergie noire avec les mesures du CMB seules, précise Laurence Perotto, car dans l'Univers avant le découplage, cette énergie noire, qui aujourd'hui domine la densité de l'Univers, jouait un rôle peu important. L'Univers était dominé par le rayonnement puis par la matière noire. Cette dernière a dicté l'évolution de l'Univers depuis, en gros, l'époque à laquelle a été émis le CMB et pendant une bonne partie de la formation des structures ; ce n'est que dans l'Univers très récent que l'énergie noire joue un rôle significatif. C'est pour cela qu'il est nécessaire de combiner les observations du CMB avec d'autres observations concernant l'Univers plus récent - comme la luminosité des supernovae - pour avoir des informations sur l'énergie noire. »

La courbe de puissance du rayonnement fossile est un outil vraiment très puissant pour déterminer les paramètres cosmologiques. On peut s'en rendre compte en faisant varier certains de ces paramètres sur le site de WMap. On peut jouer sur la proportion relative d'atomes, de matière noire et d'énergie noire ou encore sur la vitesse d'expansion, avec la constante de Hubble. On obtient ainsi des univers d'âge et de courbure différents, fermés ou infinis.

Selon la valeur du paramètre Oméga mesuré par Planck, nous pouvons savoir si nous sommes dans un Univers avec une géométrie spatiale plane ou courbe. Une courbure positive signifierait un Univers fermé s'il est homogène. L'Univers pourrait être clos même si sa géométrie est plate. C'est par exemple le cas avec un multi-tore. Crédit : Nasa

Vers une meilleure compréhension de l'Univers primordial

« Que l'on mesure ou non le mode B de polarisation, ajoute Laurence Perotto, Planck permettra d'améliorer énormément notre connaissance de l'Univers primordial et d'affiner les modèles d'inflation : on mesurera beaucoup mieux les paramètres qui fixent les conditions initiales de la formation des structures de l'Univers. Dans le modèle actuel, celles-ci sont décrites avec 4 paramètres seulement et stipulent qu'il existe autant de perturbations de densité et d'ondes gravitationnelles primordiales à toutes les échelles angulaires. Si Planck montre que les conditions initiales sont plus compliquées - par exemple que les petites échelles angulaires sont originairement moins nombreuses que les grandes -, cela nous permettrait d'affiner notre modèle de la dynamique de l'inflation. Dans le même ordre d'idée, pour les modèles les plus simples d'inflation, toute l'information contenue dans les cartes de CMB (50 millions de pixels) peut se mettre sous forme du spectre de puissance angulaire (3.000 points). Avec Planck nous pourrons tester s'il ne subsiste pas de l'information cosmologique non utilisée dans les cartes, une fois réduites sous forme de spectres de puissance : il s'agit de la recherche de "non-gaussianités primordiales". Plusieurs études tendent à montrer qu'il y aurait des petites "anomalies" dans les cartes de WMap, des structures, des alignements qu'on ne parvient pas à reproduire ni expliquer avec les modèles cosmologiques les plus simples. Planck remesurera la même carte mais avec beaucoup plus de précision ; révélant qu'il s'agissait de bruits qui n'avaient pu être corrigés ou confirmant l'origine cosmologique de ces "anomalies". Dans tous les cas on affinera les modèles d'inflation et il se pourrait qu'on doive ajouter des ingrédients supplémentaires à notre modèle actuel pour expliquer l'Univers tel qu'on l'observe.

On connaîtra beaucoup plus précisément les fractions de la densité de l'Univers sous forme de matière ordinaire et sous forme de matière noire (dont on voit les effets gravitationnels, mais qui ne brille pas). On gagnera également en précision sur la densité d'énergie noire mais il restera nécessaire de combiner les observations de Planck avec d'autres observations cosmologiques, telles la luminosité des supernovae distantes ».

Une question se pose naturellement. Comment peut-on être sûr de ce que vont nous dire les observations de Planck ? Après tout, entre la surface de dernière diffusion et nous, toutes sortes de choses ont pu arriver aux photons. Plusieurs processus astrophysiques, ne serait-ce que dans la Voie lactée, produisent un bruit de fond qui se superpose à la courbe du corps noir du CMB. C'est bien sûr un problème important mais les Planckiens, comme on appelle les membres de la collaboration Planck, répartis dans plusieurs laboratoires, en Europe et ailleurs, s'en sont beaucoup préoccupés. La tâche est effectivement difficile car elle revient à isoler la conversation de deux personnes dans le brouhaha d'un cocktail. Dans le cas du CMB, on trouve ce qu'on appelle les avant-plans, parmi lesquels on peut citer :

  • Le rayonnement synchrotron émis par les électrons relativistes qui spiralent dans le champ magnétique galactique. C'est l'émission d'avant-plan dominante aux basses fréquences d'observation pour la température. Elle est également fortement polarisée.
  • Le rayonnement de freinage, free-free en anglais, qui lui est produit par les électrons libres freinés au voisinage des ions d'un gaz chaud et qui lui aussi domine aux basses fréquences. En revanche, il n'induira pas de polarisation.
  • Le rayonnement thermique des poussières galactiques qui, lui, en revanche, domine aux hautes fréquences. Des grains de poussière allongés peuvent s'aligner le long des lignes du champ magnétique et induire un rayonnement polarisé.
  • Les sources extragalactiques, qui apparaissent ponctuelles car non résolues par Planck, rayonnent également dans les domaines de fréquences mesurées par Planck.
Les différents avant-plans qu'il faut soustraire pour arriver au rayonnement de fond diffus (la partie de la légende marquée Voie lactée représente en fait surtout le rayonnement des autres galaxies). Crédit : François Bouchet-Richard Gispert

Comment lire les données de Planck

L'une des stratégies pour soustraire ces rayonnements, qui donne d'ailleurs des informations utilisables sur la Galaxie elle-même, consiste à effectuer des mesures dans 9 bandes de fréquences s'étendant de 30 GHz à 900 GHz environ. Comme le montre le schéma ci-dessous, les différentes contributions sont dominantes ou négligeables par rapport à la courbe de corps noir du CMB. En combinant les différentes cartes par bande de fréquence et en utilisant le fait que l'émission de chaque composante dépend de la fréquence d'une manière caractéristique, on parvient à séparer le rayonnement CMB et les avant-plans.

Le spectre du rayonnement observé par Planck et ses différentes contributions. Les bandes grises correspondent aux 9 bandes de fréquences de Planck. On voit que le rayonnement synchrotron domine aux basses fréquences alors que c'est celui de la poussière (dust) qui domine aux hautes fréquences. Crédit : Esa

En outre, la répartition dans l'espace de ces différents rayonnements n'est pas uniforme et elle est clairement liée au disque et au bulbe de la Voie lactée. On peut aussi utiliser ce genre d'informations relatives à la morphologie des différents avant-plans pour aider à les distinguer. On a ainsi développé de puissantes méthodes qui permettent de décomposer les images que fournira Planck en ces différentes composantes sans même parfois avoir besoin de modéliser exactement ces contributions, ce qui permet de ne pas dépendre d'hypothèses difficilement contrôlables.

Une représentation de la partie des avant-plans provenant des émissions synchrotrons dans la Voie lactée. On voit clairement une relation avec le disque et le bulbe galactique ce qui aide à soustraire ce type d'avant-plan des observations de Planck. Crédit : NASA WMAP Science Team
Une représentation de la partie des avant-plans provenant des émissions des poussières dans la Voie lactée (observations de Iras (a), Cobe (b) ). On voit nettement une relation avec le disque et le bulbe galactique ce qui aide à soustraire ce type d'avant-plan des observations de Planck. L'image (c) est celle des émissions synchrotron vues par WMap. Noter les analogies et les associations entre les deux émissions, qui s'expliquent par la présence de zones de formation d'étoiles. Crédit : NASA WMAP Science Team

En plus des avant-plans, on remarque aussi dans le CMB 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. « Il peut s'agir d'interactions avec la matière réionisée (par exemple les électrons du gaz chaud des amas de galaxies sont responsables de l'effet Sunyaev-Zel'dovich), ou alors d'une simple interaction gravitationnelle (les photons du CMB sont perturbés par le potentiel gravitationnel des structures traversées) tel l'effet Sach-Wolfe intégré (qui permettrait de mieux contraindre les modèle d'énergie noire) ou l'effet de lentille gravitationnelle faible, sujet sur lequel je travaille en particulier. »

Le champ de gravitation des amas de galaxies dévie les rayons lumineux et il 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. Crédit : NASM, Smithsonian Institution. dessin Keith SoaresBean Creative

Le champ de gravitation des amas de galaxies a ainsi distordu les images de la surface de dernière diffusion en affectant la trajectoire des rayons lumineux. Surtout, il a converti une partie des modes E de polarisation en modes 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 Planck, « 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 ».

Cliquer sur l'image pour l'agrandir. Sur cette image, on voit l'effet de lentille gravitationnelle fort de l'amas de galaxies Abell 2218. Même si cet effet est spectaculaire, ce n’est pas celui qu’il faut prendre en compte pour étudier le CMB et les neutrinos. C'est l'effet faible. Crédit : Nasa

Il se trouve aussi que les effets de lentilles gravitationnelles doivent être pris en compte si l'on veut poser des contraintes sur les masses des neutrinos, plus précisément leur somme. On sait qu'il existe 3 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 dédiées 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 pourcents. C'est intéressant en soi de connaître la masse des neutrinos, c'est une information encore manquante dans le modèle standard de la physique 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 (a 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 représente ce qu’on obtiendrait si depuis la surface de dernière diffusion jusqu’à nous les photons ne rencontraient que cette structure super-massive. 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. Crédit : 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'effondrement 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 ».

Interrogée sur la date de la première publication des résultats des analyses des observations de Planck, Laurence Perotto répond que « tous les papiers seront publiés en même temps, en décembre 2012 ».