Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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64 L’astrophysique et l’exploration de l’Univers T = 2,728 K T = 3,353 mK a b T = 18 K c d Figure 2. Cartes du ciel montrant les structures du fond diffus cosmologique à différents niveaux de détails. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 Modéliser l’Univers primordial Personne ne peut témoigner de l'histoire de l'Univers aux époques primordiales. Aussi, les cosmologues ont-ils recours à des modèles. Ils imaginent un scénario qui, obéissant aux lois de la physique constatées sur Terre, reproduit autant que possible toutes les observations disponibles de l'Univers primordial et de l'Univers récent. La nucléosynthèse primordiale apprend par exemple que l'Univers a connu une température supérieure à 10 10 K, et depuis est en expansion. Or les cosmologues savent mesurer précisément les variations de densité et de pression du plasma au moment du découplage. Ils supposent alors que dans l'Univers très primordial, des mécanismes de physique quantique ont produit spontanément des fluctuations de densité aléatoires mais minimes dans le plasma primordial. En utilisant les lois de la mécanique des fluides, ils ont calculé l'évolution de ces fluctuations de densité sous l'action des principales forces en présence : la gravité et les forces de pression, essentiellement dues à cette époque au gaz de photons. La photo du FDCM permet enfin de confronter ces modèles à la réalité de l'époque. La naissance des premiers objets Après le découplage, les photons du FDCM n'inter agissent plus avec les atomes, ce qui supprime les forces de pression engendrées par le gaz de photons. La gravité travaille seule à creuser les surdensités, seulement modérée par la dilution générale du fluide de matière due à l'expansion de l'Univers. Des calculs montrent que, quand un grumeau de matière atteint une densité de 4,6 fois celle du fluide, il ne se dilue plus dans l'expansion de l'Univers mais s'effondre sur lui-même pour former un objet astrophysique : un halo de matière. Ce halo, dont la masse est dominée par sa composante de matière noire, sera le berceau des futurs objets astrophysiques brillants : étoiles, puis galaxies naines, qui en fusionnant les unes avec les autres NASA (ainsi que leurs halos) vont former les galaxies, puis les amas de galaxies. Finalement, le FDCM permet donc d'observer les germes des grandes structures de l'Univers. Mais il y a plus ! Aux longueurs d'onde millimétriques, le monopôle du FDCM forme un écran brillant illuminant tous les objets astrophysiques. Si un photon du FDCM traverse un amas de galaxies, il rencontre un plasma chaud d'une température de quelques dizaines de millions de degrés sur des distances d'un million d'années-lumière. Il a alors une probabilité d'environ 1/10 000 de diffuser sur un électron du gaz chaud par effet Compton, et de voir ainsi son énergie augmenter. C'est l'effet Sunyaev-Zel'dovich (3). Pour le détecter, il faut observer le ciel avec une résolution angulaire améliorée, et à plusieurs fréquences. Dans la direction d'un amas, aux fréquences inférieures à 220 GHz, la carte du ciel montre une tache froide, correspondant à l'absorption des photons du FDCM. En revanche, aux fréquences supérieures, elle présente une tache chaude due à l'effet Sunyaev- Zel'dovich. Cela permet de distinguer un amas de galaxies des inhomogénéités primordiales du FDCM. La grande traque Le Service de physique des particules du CEA/Irfu s'est donc engagé dans les expériences en ballon stratosphérique Olimpo (figure 3) et, avec le Service d'astrophysique de l'Irfu, dans le satellite Planck (4) (voir Voyage dans les lumières de l'Univers, p.90). Ces expériences fourniront deux catalogues complémentaires d'amas de galaxies. Le satellite Planck, lancé en mai 2009, détectera les amas massifs ou proches, et couvrira tout le ciel. L'instrument Olimpo, qui devrait prendre ses premières données en 2010, ne couvrira que 300 degrés carrés du ciel, mais avec une meilleure profondeur. Or en cosmologie, du fait de la vitesse finie de la lumière, voir loin signifie voir vieux. Ces catalogues (3) Effet prédit en 1970 par les physiciens soviétiques Rashid A. Sunyaev et Yakov B. Zel'dovich. (4) Pour en savoir plus sur ce satellite, voir http://public.planck.fr. Figure 3. Lancement, depuis l'Antarctique, du ballon stratosphérique Boomerang, précurseur de l’expérience Olimpo. La détection du fond diffus cosmologique par Olimpo sera réalisée à l'aide de quatre plans de bolomètres placés au foyer d'un télescope de 2,6 m de diamètre. Boomerang Team
d'amas de galaxies retraceront donc la distribution en masse des amas au cours des âges, et permettront aux cosmologues de vérifier si leurs modèles de formation de structures, construits et sélectionnés pour reproduire les mesures des inhomogénéités du FDCM, prédisent bien la bonne abondance d'amas de galaxies dans l’Univers contemporain et au cours du temps… Le croisement de ces données avec celles des autres observations cosmologiques, telles que la distribution de brillance des supernovae de type Ia au cours des âges, contribuera à la sélection de modèles cosmologiques valides, et finalement à l'élaboration d'une histoire fiable de la genèse de notre Univers. Vers un scénario détaillé L'avenir des expériences d'observation du FDCM prend deux orientations. À court terme, de nombreuses expériences au sol (South Pole Telescope, Atacama Cosmology Telescope…) doivent cartographier le FDCM à très haute résolution angulaire, c'est-à-dire mieux que la minute d'arc. Ces expériences nécessitent des miroirs de grande taille (environ 10 mètres) et des technologies de La toile d’araignée cosmique Univers tel que nous l’observons est rien moins L’qu’homogène. Il présente même une forte organisation hiérarchique : les étoiles sont regroupées dans des galaxies, qui elles-mêmes s'assemblent pour dessiner une véritable « toile d’araignée » tridimensionnelle. Elles se répartissent en effet sur des nappes délimitant de grandes alvéoles quasiment vides. L'intersection de ces surfaces définit des filaments où se concentrent la plupart des galaxies. Au croisement des filaments eux-mêmes se trouvent les amas, vastes concentrations pouvant contenir jusqu’à plusieurs milliers de galaxies. Comment l’Univers s’est-il ainsi structuré ? C'est une des grandes questions de la cosmologie. L'observation du fond diffus cosmologique (voir La grande histoire thermique de l’Univers, p.62) montre que l’Univers est constitué à 85% de matière noire, initialement distribuée de façon presque homogène. Les petits écarts à l’homo - généité sont certainement à l’origine des structures observées aujourd’hui, formées essentiellement par la gravitation (voir À la recherche des grands ancêtres, p.52). Les zones les plus denses attirent la matière environnante tandis que les zones les moins denses se vident progressivement. L’Univers devient ainsi de plus en plus hétérogène au fil du temps. Cependant son expansion, qui tend à diluer la matière, limite ce processus. pointe pour les détecteurs (les bolomètres). Elles devraient aboutir à la détection de l'essentiel des amas de galaxies dans leur champ d'observation. À plus long terme, les équipes européennes et amé ri - cai nes proposent un satellite pour succéder à Planck – projets BPOL, CMBPOL – et des expériences au sol telles que BRAIN, EBEX et bien d'autres. Tous ces projets ont pour but de mesurer les composantes polarisées du fond diffus cosmologique, qui révèleront les mouvements de matière à l'époque de son émission. Ainsi, 17 ans après la publication des premiers résultats de COBE, qui marqua l'acte de naissance de la cosmologie observationnelle, une nouvelle communauté scientifique veut se donner les moyens d'écrire dans tous ses détails le scénario de la formation des grandes structures de l'Univers. > Dominique Yvon Service de physique des particules (SPP) Institut de recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (Irfu) Direction des sciences de la matière (DSM) CEA Centre de Saclay L’Univers, à l’origine pratiquement homogène, est aujourd’hui une structure discontinue (des objets et du « vide ») et hautement hiérarchisée. Les plus gros objets actuels sont les amas de galaxies. Ils constituent l’aboutissement de l’évolution de l’Univers sous l’effet de la gravité. Distribution actuelle de la matière noire dans une région de 100 x 100 x 10 millions de parsecs d’un modèle d'Univers simulé dans le cadre du projet Horizon. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 65C. Pichon, R. Teyssier 2007



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