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Caractéristique du rayonnement fossile : un spectre de corps noir presque parfait

Dossier - Le rayonnement fossile : clé pour la cosmologie
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Le rayonnement fossile, aussi appelé Cosmic Microwave Background ou CMB, est la lumière la plus vieille du monde et les cosmologistes l’analysent aujourd'hui à partir de sa carte sur la sphère céleste dressée par le satellite Planck.

  
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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 noir presque parfait. C'est cette caractéristique qui en fait une preuve solide du Big Bang (BB) et a permis de réfuter le modèle de l'univers stationnaire de Hoyle, Bondi et Gold en 1965.

Caractéristique du rayonnement fossile. © DP
Fred Hoyle expliquant la théorie de la nucléosynthèse stellaire. S'il avait raison contre Gamow pour expliquer à partir des étoiles la production des noyaux comme le carbone et l'azote, il avait tort au sujet de la théorie du Big Bang de ce même Gamow et de Lemaître. © Clemson University and Donald D. Clayton

La prédiction du rayonnement d'un corps noir

Rappelons que dans la théorie du Big Bang sous la forme donnée par Gamow, il existait, au début de l'univers, une phase chaude et très dense, constituée de neutrons. 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 désintégrait par radioactivité bêta en donnant des électrons, des protons et des antineutrinos. Des réactions nucléaires se produisaient entre neutrons et protons pour donner les éléments 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 « diffusions » dans le langage des physiciens), tandis que les atomes neutres apparaissaient.

De gauche à droite sur ce schéma le temps s'écoule et la température baisse dans l'univers peu avant la recombinaison. Les grandes sphères rouges sont des protons et les vertes des neutrons. On distingue ainsi des noyaux d'hydrogène avec un proton et des noyaux d'hélium avec deux protons et deux neutrons. Les électrons sont les petites sphères bleues et lorsque la température chute en dessous de 3.000 K environ des atomes neutres se forment et laissent les photons jaunes se déplacer librement dans l'espace. Cela s'est produit environ 380.000 ans après le Big Bang mais pas de façon instantanée. © William Kinney

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 quarks et de leptons, et que seuls des éléments légers, comme le deutérium, l'hélium et le lithium, 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 cosmologie 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 isotropie, 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 la 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-lumière ?

Une sphère de 90 milliards 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'analogie d'un ruban de caoutchouc sur lequel se déplacent deux fourmis. Si la vitesse des fourmis est limitée, on peut les faire s'éloigner l'une de l'autre plus rapidement en étirant le ruban.

Ce schéma montre la vraie distance actuelle des régions ayant émis les photons du rayonnement fossile que nous observons aujourd'hui . L'univers observable avec le rayonnement fossile est donc une sphère d'un rayon de 45,6 milliards d'années-lumière. Le rayon de la sphère verte correspondant aux plus lointaines galaxies observées par Hubble est plus petit. En bleu, c'est la sphère dont le rayon indique la formation des premières étoiles peu de temps après le début des Âges sombres. © Nasa

Trois cent quatre-vingt mille 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 !