Dark Energy Surveys

Enquêtes sur l'énergie noire

Observer les supernovae, les amas de galaxies et le lentillage gravitationnel pour sonder la nature de l'énergie noire

Un accélérateur cosmique mystérieux

En 1998, deux équipes indépendantes ont découvert une constatation inattendue : les supernovae de type Ia lointaines semblaient plus faibles que prévu dans le cadre d'une expansion décélérante ou constante, indiquant que l'expansion de l'univers était accélérée. Cette révélation a donné naissance au concept d’« énergie noire », un terme englobant l'effet « répulsif » inconnu alimentant l'accélération cosmique. Bien que l'explication la plus simple soit une constante cosmologique (Λ) avec un état d'équation w = -1, nous ne savons pas encore si l'énergie noire est vraiment constante ou en évolution dynamique. Les enjeux sont importants : élucider la nature de l'énergie noire pourrait révolutionner la physique fondamentale, en reliant les observations à l'échelle cosmique à la théorie quantique des champs ou à de nouveaux paradigmes gravitationnels.

Les enquêtes sur l'énergie noire sont des programmes d'observation dédiés utilisant plusieurs méthodes pour mesurer l'empreinte de l'énergie noire sur l'expansion cosmique et la croissance de la structure. Parmi ces méthodes, la principale est :

  1. Les supernovae de type Ia (chandelles standards) pour mesurer la distance en fonction du redshift.
  2. Les amas de galaxies pour suivre la croissance des surdensités de matière au fil du temps.
  3. La lentille gravitationnelle (forte et faible) pour sonder les distributions de masse et la géométrie cosmique.

En comparant les données observées avec des modèles théoriques (comme ΛCDM), ces enquêtes tentent de contraindre l'équation d'état de l'énergie noire (w), son évolution temporelle potentielle w(z), et d'autres paramètres cruciaux pour la dynamique cosmique.

2. Supernovae de type Ia : chandelles standards pour l'expansion

2.1 La découverte de l'accélération

Les supernovae de type Ia — explosions thermonucléaires de naines blanches — ont des luminosités de pic assez uniformes, qui peuvent être « standardisées » via la forme de la courbe de lumière et des corrections de couleur. À la fin des années 1990, le High-Z Supernova Search Team et le Supernova Cosmology Project ont trouvé que les supernovae jusqu'à z ∼ 0,8 étaient plus faibles (donc plus éloignées) que ce qu'un univers sans accélération cosmique prédirait. Ce résultat impliquait une expansion accélérée, conduisant au prix Nobel de physique 2011 décerné aux membres clés de ces collaborations [1,2].

2.2 Enquêtes modernes sur les supernovae

  • SNLS (Supernova Legacy Survey) : a utilisé le télescope Canada–France–Hawaii pour recueillir des centaines de SNe jusqu'à z ∼ 1.
  • ESSENCE : axé sur les redshifts intermédiaires.
  • Pan-STARRS, programmes de supernovae DES : imagerie grand champ en cours pour détecter des milliers de SNe Ia.

La combinaison des modules de distance des supernovae avec les données de redshift produit le « diagramme de Hubble », retraçant directement le taux d'expansion au fil du temps cosmique. Les résultats confirment que l'énergie noire est proche de w ≈ -1, mais n'excluent pas de légères variations. Les calibrations locales actuelles supernova–céphéides alimentent également le débat sur la « tension de Hubble », donnant une valeur de H0 plus élevée que les prédictions basées sur le CMB.

2.3 Perspectives futures

Les prochaines enquêtes transitoires profondes — Rubin Observatory (LSST), Roman Space Telescope — détecteront des dizaines de milliers de SNe Ia jusqu'à z > 1, renforçant les contraintes sur w et l'évolution potentielle w(z). Le principal défi reste la calibration systématique : garantir qu'il n'y ait pas d'évolution de luminosité non prise en compte, de poussière ou de dérive de population pouvant imiter des changements de l'énergie noire.

3. Amas de galaxies : halos massifs comme sondes cosmiques

3.1 Abondance et croissance des amas

Les amas de galaxies sont les plus grandes structures liées gravitationnellement, composées principalement de matière noire, de gaz chaud intracluster et de galaxies. Leur abondance au fil du temps cosmique est très sensible à la densité de matière (Ωm) et à l'effet de l'énergie noire sur la formation des structures. Si l'énergie noire ralentit la croissance des structures, moins d'amas de grande masse se forment à des redshifts plus élevés. Ainsi, compter les amas à différents redshifts et mesurer leurs masses peut fournir des contraintes sur Ωm, σ8 et w.

3.2 Méthodes de détection et calibration de masse

Les amas peuvent être identifiés via :

  • Émission X du gaz intracluster chaud (par ex., ROSAT, Chandra).
  • Effet Sunyaev–Zel’dovich (SZ) : Distorsions des photons du CMB diffusés par les électrons chauds dans l'amas (SPT, ACT, Planck).
  • Optique ou IR : Surdensité de galaxies de la séquence rouge (par ex., SDSS, DES).

Relier ces observables à la masse totale des amas nécessite des relations d'échelle masse–observable. Les mesures de lentille faible aident à calibrer ces relations, réduisant les systématiques. Des enquêtes comme SPT, ACT et DES ont utilisé les amas pour contraindre l'énergie noire, bien que prudemment en raison de biais potentiels de masse.

3.3 Enquêtes clés et résultats

Le catalogue d'amas DES, l'enquête X-ray eROSITA et le catalogue d'amas SZ Planck mesurent collectivement des milliers d'amas jusqu'à z ~1. Ils confirment un univers ΛCDM avec de légères tensions dans l'amplitude de croissance par rapport aux prédictions du CMB dans certaines analyses. Les futures expansions de la calibration de masse des amas et de la fonction de sélection affineront les contraintes sur l'énergie noire basées sur les amas.

4. Lentillage gravitationnel : sonder la masse et la géométrie

4.1 Lentillage faible (cisaillement cosmique)

Les formes des galaxies lointaines sont faiblement déformées (cisaillement) par la distribution de matière au premier plan. En analysant des millions d'images de galaxies, on peut reconstruire les fluctuations et la croissance de la densité de matière, sensibles à Ωm, σ8 et à l'effet de l'énergie noire sur l'expansion. Des projets tels que CFHTLenS, KiDS, DES et les futurs Euclid ou Roman mesurent le cisaillement cosmique avec une précision au niveau du pourcentage, révélant d'éventuelles anomalies ou confirmant le ΛCDM standard [3,4].

4.2 Lentillage fort

Les amas ou galaxies massifs peuvent produire plusieurs images ou arcs de sources en arrière-plan, les amplifiant. Bien que plus localisé, le lentillage fort peut mesurer précisément les distributions de masse et, avec les lentilles à décalage temporel (par ex., systèmes de lentilles de quasars), fournir une mesure indépendante de la constante de Hubble. Certains résultats (H0LiCOW) voient H0 ≈ 72–74 km/s/Mpc, cohérent avec les résultats locaux des supernovae, contribuant à la « tension de Hubble ».

4.3 Combinaison avec les supernovae et les amas

Les données de lentille se combinent bien avec les contraintes basées sur les amas (masse des amas à partir de la calibration par lentille) et les mesures de distance des supernovae, toutes alimentant un ajustement global des paramètres cosmiques. La synergie entre lentilles, amas et SNe est cruciale pour réduire les dégénérescences et les incertitudes systémiques, conduisant à des contraintes robustes sur l'énergie noire.

5. Principales enquêtes sur l'énergie noire en fonctionnement et en planification

5.1 L'Enquête sur l'Énergie Noire (DES)

Réalisé de 2013 à 2019 avec le télescope Blanco de 4 m (Cerro Tololo), DES a imagé ~5 000 deg2 en cinq filtres (grizY), plus un programme de supernovae dans des champs dédiés. Il utilise :

  • Échantillon de supernovae (~milliers de SNe Ia) pour le diagramme de Hubble.
  • Effet de lentille faible (cisaillement cosmique) pour mesurer la distribution de la matière.
  • Comptage des amas et BAO dans la distribution des galaxies.

Ses analyses de l'année 3 et finales ont produit des contraintes grossièrement compatibles avec ΛCDM, fournissant une valeur de w ≈ -1±0,04. La combinaison des données Planck + DES réduit significativement les erreurs, sans signe fort d'une énergie sombre évolutive.

5.2 Euclid et le Télescope spatial Nancy Grace Roman

Euclid (ESA) doit être lancé vers 2023, effectuant une imagerie et une spectroscopie proche IR sur environ 15 000 deg2. Il mesurera à la fois le lentillage faible (mesure de forme pour des milliards de galaxies) et le BAO (redshifts spectroscopiques). Cette approche peut atteindre une précision de distance d'environ 1 % jusqu'à z = 2, très sensible à tout w(z) ≠ const.

Le Télescope Roman (NASA), dont le lancement est prévu à la fin des années 2020, dispose d'un imageur IR à grand champ et réalisera une Enquête à haute latitude pour le lentillage et la détection de supernovas, cartographiant l'expansion cosmique. Ces missions visent des contraintes à moins d'un pour cent sur w et la recherche d'évolutions possibles, ou la confirmation qu'il est effectivement constant.

5.3 Autres efforts : DESI, LSST, 21 cm

Alors que DESI est principalement un projet spectroscopique BAO, il complète les enquêtes sur l'énergie sombre en mesurant l'échelle de distance à plusieurs redshifts avec 35 millions de galaxies/quasars. LSST (Observatoire Rubin) découvrira environ 10 millions de supernovas sur 10 ans, plus les formes des galaxies pour le cisaillement cosmique. Les réseaux de cartographie d'intensité 21 cm (SKA, CHIME, HIRAX) promettent également de mesurer la structure à grande échelle et les signaux BAO à des redshifts plus élevés, affinant encore l'évolution de l'énergie sombre.

6. Objectifs scientifiques et implications

6.1 Déterminer précisément w et son évolution

La plupart des enquêtes sur l'énergie sombre visent à mesurer le paramètre d'état d'équation w, à la recherche de déviations par rapport à -1. Si w ≠ -1 ou si w change au cours du temps cosmique, cela indiquerait un champ dynamique (par exemple, quintessence) ou des modifications de la gravitation. Les données actuelles montrent w = -1±0,03. Les enquêtes de prochaine génération pourraient le réduire à ±0,01 ou mieux, confirmant soit une énergie du vide quasi constante, soit dévoilant une nouvelle physique.

6.2 Tester la gravitation à grande échelle

Le taux de croissance de la structure, mesuré via les distorsions en espace de redshift ou le lentillage faible, peut révéler si la gravitation est purement GR. Si la structure cosmique croît plus rapidement ou plus lentement que prédit par ΛCDM pour une histoire d'expansion donnée, des modifications de la relativité générale ou un secteur sombre interactif pourraient être impliqués. Certaines tensions légères existent dans l'amplitude de croissance, mais des données supplémentaires sont nécessaires pour tirer des conclusions fermes.

6.3 Résoudre la tension de Hubble ?

Les enquêtes sur l''énergie sombre peuvent aider en cartographiant l'expansion à partir de redshifts intermédiaires (z ∼ 0,3–2) reliant les expansions locales de l'échelle des distances et les expansions de l'univers primitif (CMB). Si la "tension" est due à une nouvelle physique dans l'univers primitif, ces vérifications à mi-parcours pourraient la confirmer ou l'écarter. Alternativement, elles pourraient montrer que les mesures locales diffèrent systématiquement des moyennes cosmiques, clarifiant ou intensifiant la tension.

7. Défis et prochaines étapes

7.1 Erreurs systématiques

Chaque sonde fait face à des systématiques uniques : calibration des supernovae (extinction par la poussière, standardisation), relations masse-observable des amas, biais dans la mesure de la forme du lentillage, erreurs de décalage photométrique. Les enquêtes consacrent beaucoup d'efforts à contrôler et modéliser ces effets. La synergie de plusieurs sondes indépendantes est cruciale pour valider les résultats.

7.2 Gestion des grandes données

Les enquêtes à venir généreront d'énormes ensembles de données : des milliards de galaxies, des millions de spectres, des milliers de supernovae. Des pipelines automatisés, la classification par apprentissage automatique et des analyses statistiques sophistiquées sont essentiels. La collaboration entre de grandes équipes (DES, LSST, Euclid, Roman) favorise une corrélation croisée robuste et le partage des données pour un maximum d'informations cosmologiques.

7.3 Surprises potentielles

Historiquement, chaque ensemble de données cosmique majeur peut soit confirmer le modèle standard, soit révéler des anomalies. Si nous trouvons que w(z) dévie même légèrement de -1, ou si le décalage dans la croissance des structures persiste, un nouveau cadre théorique pourrait être nécessaire. Certains proposent une énergie noire précoce, des espèces relativistes supplémentaires ou des champs exotiques. Bien que le ΛCDM reste dominant, des anomalies persistantes pourraient annoncer des percées au-delà du modèle standard.

8. Conclusion

Les enquêtes sur l'énergie noire, exploitant les supernovae, les amas de galaxies et le lentillage gravitationnel, sont au cœur de la quête de la cosmologie moderne pour découvrir l'expansion accélérée de l'univers. Chaque méthode révèle des époques et aspects cosmiques distincts :

  • Les SNe Ia mesurent précisément les distances en fonction du décalage vers le rouge, capturant l'expansion tardive.
  • Le comptage des amas évalue la formation des structures sous la répulsion de l'énergie noire, informant sur la densité de matière et le taux de croissance.
  • Le lentillage faible cartographie les fluctuations de masse totale, reliant la géométrie cosmique à la croissance des structures ; le lentillage fort peut mesurer la constante de Hubble via les distances de décalage temporel.

Les grands projets — DES, Euclid, Roman, DESI, entre autres — nous rapprochent d'une précision sous le pourcentage sur les paramètres d'expansion cosmique, soit en confirmant le modèle ΛCDM avec une constante cosmologique, soit en révélant des signes subtils d'énergie noire évolutive. Ces enquêtes pourraient aussi aider à résoudre la tension de Hubble, tester des modifications gravitationnelles ou découvrir des phénomènes cosmiques cachés. En effet, à mesure que les données affluent au cours de la prochaine décennie, nous nous rapprochons de la compréhension de si l'énergie noire est vraiment une simple énergie du vide ou si une nouvelle physique se profile — un témoignage de la manière dont l'observation cosmique et les instruments avancés stimulent les découvertes fondamentales en astrophysique.

Références et lectures complémentaires

  1. Riess, A. G., et al. (1998). « Preuves observationnelles issues des supernovae pour un univers en expansion accélérée et une constante cosmologique. » The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
  2. Perlmutter, S., et al. (1999). « Mesures de Ω et Λ à partir de 42 supernovae à grand décalage vers le rouge. » The Astrophysical Journal, 517, 565–586.
  3. Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). « Lentille gravitationnelle faible. » Physics Reports, 340, 291–472.
  4. Abbott, T. M. C., et al. (DES Collaboration) (2019). « Résultats de la première année du Dark Energy Survey : Contraintes cosmologiques issues du regroupement des galaxies et du lentillage faible. » Physical Review D, 99, 123505.
  5. Laureijs, R., et al. (2011). « Rapport d'étude de définition Euclid. » arXiv:1110.3193.

 

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