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Le temps passant, et même si l'on imaginait que l'univers ne soit plus en expansion, le rayon de la sphère de l'univers observable avec le rayonnement fossile 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.
Nébuleuse du crabe. © Optical NASA/HST/ASU/J. Hester et al. X-Ray: NASA/CXC/ASU/J. Hester et al. CCO
Nous sommes au centre d'une sphère dont la surface correspond aux régions dont les photons émis à la fin de la recombinaison nous parviennent aujourd'hui. Comme cette dernière ne s'est pas faite instantanément, il y a en réalité une zone de transition formant une coquille peu épaisse, ici en rouge. La surface interne elle-même est donc la surface de dernière diffusion. Comme on mesure les distances cosmologiques par la valeur du décalage spectral sous forme d'un nombre noté Z, cette surface se trouve à une valeur d'environ Z=1.100. Les galaxies les plus lointaines connues possèdent un Z inférieur à 10. © Martin Lemoine-Polytechnique
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 analogieanalogie consiste à comparer la situation à celle d'un physicienphysicien solaire cherchant à regarder à l'intérieur du SoleilSoleil.
L'atmosphèreatmosphère permet d'observer la surface de notre étoileétoile 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'astérosismologie 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 cosmoscosmos observable.
Une comparaison entre la surface de dernière diffusion, à la recombinaison, et celle du Soleil. Alors qu'un photon est diffusé de nombreuses fois au-delà de ces surfaces, une fois qu'il la quitte il est libre de se déplacer pratiquement sans collision. © Martin Lemoine-Polytechnique
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.
Une carte des fluctuations de températures du CMB fournie par WMap. © Nasa-WMap Science Team
Les cosmologistes dressent donc des cartes précises des fluctuations de températures du rayonnement de fond diffusdiffus, 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 spectrespectre 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 noirematière noire et énergie noireénergie noire bien particulier.
Une représentation de la fameuse courbe du 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 encore. © Nasa-WMap Science Team
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 solidesolide 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 galaxiesgalaxies.
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 T 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 recombinaisonrecombinaison et même de la fin des Âges sombresÂges 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 qui 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 galaxiesamas 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.
