Reflets de la Physique n°64 jan/fév/mar 2020
Reflets de la Physique n°64 jan/fév/mar 2020
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°64 de jan/fév/mar 2020

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Société Française de Physique

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 48

  • Taille du fichier PDF : 5,6 Mo

  • Dans ce numéro : au sein et autour de la SFP, le concours Beautiful Science de la SFP.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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 » > Conclusion Grâce à sa cartographie complète du ciel à neuf longueurs d’onde et avec une résolution angulaire de 4,5 minutes d’arc, Planck, le satellite européen dédié à l’étude du fond diffus cosmologique, a ouvert une fenêtre d’observation complètement nouvelle entre 100 et 900 GHz (de 3 millimètres à 350 microns de longueur d’onde). Planck a permis de faire des avancées significatives dans de nombreux domaines de l’astrophysique et de la cosmologie. Il a révisé la détermination des paramètres cosmologiques, comme la composition ou l’âge de l’Univers. Il a découvert des centaines de nouveaux amas, superamas et proto-amas de galaxies, et des pouponnières d’étoiles. Finalement, Planck a permis d’établir solidement le paradigme de l’inflation, de sonder la re ionisation et de vérifier la validité du scénario hiérarchique de formation des structures cosmiques. Références 7 Articles scientifiques de la collaboration Planck  : www.cosmos.esa.int/web/planck/publications Site grand public en français, avec images et vidéos  : www.planck.fr Productions scientifiques de la collaboration Planck  : www.cosmos.esa.int/web/planck 10 Reflets de la Physique n°64 L’effet Sunyaev-Zel’dovich L’effet Sunyaev-Zel’dovich (SZ) provient de l’interaction (Compton inverse) entre les photons issus du fond cosmologique avec le gaz chaud présent à l’intérieur des amas de galaxies, provoquant de légers changements de fréquence des photons. L’effet SZ est très caractéristique car, observé aux fréquences inférieures à 217 GHz (soit 1,3 mm de longueur d’onde), l’amas de galaxies apparait comme une zone donnée du ciel plus sombre que la moyenne (signal négatif), alors qu’il est plus brillant (signal positif) aux plus hautes fréquences (fig. E1). L’effet est nul à la fréquence 217 GHz, il n’y a alors pas de variation de brillance. o a o b 44 GHz 70 GHz 100 GHz 143 GHz 217 GHz 353 GHz 545 GHz 1,0 IIIA Fréquence (GHz) 0,5 SZ 0,0 -0,5 -1,0 20 44 70 100 143 217 353 545 900 E1. (a) La frise d’images illustre l’effet SZ dans le cas d’un amas de galaxies connu et proche, Abell 2319. La variation de couleur due à cet effet est observée avec les deux instruments de Planck, LFI et HFI, de 44 à 545 GHz. Le signal négatif (zone sombre centrale) à basse fréquence est indiqué en bleu, alors que le signal positif (zone brillante centrale) à haute fréquence est indiqué en rouge. (b) Le schéma en bas de la figure montre la perte ou le gain en énergie, d’un point de vue théorique, dus à l’effet SZ (bandes de sensibilité de LFI à 44 et 70 GHz en bleu clair, bandes de sensibilité de HFI de 100 à 545 GHz en bleu foncé). L’accord entre prédiction et observation est remarquable. (a) Conséquence directe de la dilatation de l’espace (l’expansion de l’Univers), les raies caractéristiques des éléments chimiques qui composent étoiles et galaxies apparaissent à des longueurs d’onde décalées vers le rouge par rapport à celles qu’on leur connait en laboratoire  : c’est le décalage spectral (redshift, en anglais), qui est d’autant plus grand que l’objet est plus éloigné de nous et que la lumière qui nous en parvient a été émise tôt dans l’histoire de l’Univers. Le décalage spectral est défini comme z = (λ reçu - λ émis)/λ émis entre les longueurs d’onde λ reçue et émise. Le décalage vers le rouge appliqué aux galaxies proches (z < 0,02) permet d’en estimer la distance, en utilisant la relation de Hubble-Lemaître entre la distance et la vitesse radiale apparente des objets observés. (b) Le fond diffus cosmologique est un rayonnement légèrement polarisé. L’origine est la diffusion Thomson  : quand un photon diffuse sur un électron, le premier ressort polarisé dans la direction orthogonale au plan de diffusion. La polarisation nette du CMB, qui résulte des gradients de vitesse dans le plasma, fournit un signal beaucoup plus faible que celui de sa température. Ce signal comprend deux termes, le mode E et le mode B, qui se distinguent par leur comportement vis-à-vis d’une réflexion  : E est invariant (c’est un scalaire) et B change de signe. Les fluctuations de densité ne produisent que le mode E, alors que les modes B ne peuvent être produits que par des sources tensorielles, telles que les ondes gravitationnelles. La polarisation B, considérablement plus faible que la polarisation E, n’a pas encore pu être mise en évidence expérimentalement (voir la section sur « L’inflation cosmique », p.7). (c) Pour quantifier les inhomogénéités de température du CMB, on le décompose dans la base des harmoniques sphériques à l’aide des coefficients a T lm. Le CMB étant a priori isotrope, il n’y a statistiquement aucune information dans l’indicem, et toute l’information se trouve dans les coefficients C TT l = Σa T lm 2/(2l+1). Le spectre de puissance angulaire des anisotropies de température du CMB est la distribution des valeurs des coefficients C TT l en fonction de l (moment multipolaire, inverse d’un angle), qui correspondent à des images ayant des résolutions spatiales de plus en plus grandes. Un pic dans la courbe du spectre de puissance angulaire indique qu’un grand nombre de structures ont la taille correspondante  : le premier pic, situé vers 1 degré (l = 200), correspond à la taille des petites taches visibles sur la figure 1a. La même méthode appliquée à la carte du champ de polarisation du CMB donne accès au spectre de puissance C EE l en polarisation E (fig. 3a). Enfin, le spectre de puissance en corrélation croisée C TE l (fig. 3b) est obtenu à partir de la somme des produits a T lm a E lm . (d) Les six paramètres du modèle de concordance (ou modèle ΛCDM, pour Lambda dominated Cold Dark Matter) sont  : la densité baryonique, la densité de matière sombre, l’âge de l’Univers, l’indice spectral n s des perturbations primordiales scalaires de densité, l’amplitude des fluctuations de courbure de l’Univers et l’épaisseur optique de reionisation. (e) L’inflation est un modèle cosmologique selon lequel l’Univers a connu une expansion très brutale à ses tous premiers âges (avant 10 -32 seconde). Le concept d’inflation offre une solution aux problèmes de l’horizon (homogénéité de l’Univers à très grande échelle) et de la platitude de l’Univers. (f) L’indice spectral scalaire n s est la pente, en terme de loi de puissance dans l’espace de Fourier, du spectre des fluctuations primordiales de densité engendrées par l’inflation  : P s (k) ∝ k (ns-1). Un indice n s égal à 1 signifie que les fluctuations ont un spectre identique à toute échelle. ESA, Planck HFI & LFI consortia.
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