The Cosmic Microwave Background (CMB)

Le Fond diffus cosmologique (CMB)

Le rayonnement résiduel de l'époque où l'univers est devenu transparent ~380 000 ans après le Big Bang

Le Fond diffus cosmologique (CMB) est souvent décrit comme la plus ancienne lumière que nous pouvons observer dans l'univers — une lueur faible et presque uniforme qui imprègne tout l'espace. Il est apparu lors d'une époque charnière, environ 380 000 ans après le Big Bang, lorsque le plasma primordial d'électrons et de protons s'est combiné pour former des atomes neutres. Avant ce moment, les photons étaient fréquemment diffusés par les électrons libres, rendant l'univers opaque. Une fois que les atomes neutres se sont formés en nombre suffisant, la diffusion est devenue moins fréquente, et les photons ont pu voyager librement — ce moment est appelé recombinaison. Les photons libérés à cette époque voyagent dans l'espace depuis lors, se refroidissant progressivement et s'étirant en longueur d'onde à mesure que l'univers s'étend.

Aujourd'hui, nous détectons ces photons comme un rayonnement micro-ondes avec un spectre de corps noir presque parfait à une température d'environ 2,725 K. L'étude du CMB a révolutionné la cosmologie, offrant des aperçus sur la composition, la géométrie et l'évolution de l'univers — depuis les premières fluctuations de densité qui ont semé les galaxies jusqu'aux valeurs précises des paramètres cosmologiques fondamentaux.

Dans cet article, nous couvrirons :

  1. Découverte historique
  2. L'univers avant et pendant la recombinaison
  3. Propriétés clés du CMB
  4. Anisotropies et spectre de puissance
  5. Principales expériences sur le CMB
  6. Contraintes cosmologiques issues du CMB
  7. Missions actuelles et futures
  8. Conclusion

2. Découverte historique

2.1 Prédictions théoriques

L'idée que l'univers primitif était chaud et dense remonte aux travaux de George Gamow, Ralph Alpher et Robert Herman dans les années 1940. Ils ont compris que si l'univers avait commencé par un « Big Bang chaud », le rayonnement initialement émis à cette époque devrait encore être présent, mais refroidi et décalé vers le rouge dans la région des micro-ondes. Ils ont prédit un spectre de corps noir à une température de quelques kelvins, mais ces prédictions n'ont initialement pas reçu une large attention expérimentale.

2.2 Découverte observationnelle

En 1964–1965, Arno Penzias et Robert Wilson aux Bell Labs étudiaient les sources de bruit dans une antenne radio très sensible en forme de cornet. Ils sont tombés sur un bruit de fond persistant qui était isotrope (le même dans toutes les directions) et ne diminuait pas malgré les efforts de calibration. Simultanément, un groupe à l'Université de Princeton (dirigé par Robert Dicke et Jim Peebles) se préparait à rechercher la « radiation résiduelle » prédite de l'univers primitif. Une fois que les deux groupes ont été mis en relation, il est devenu clair que Penzias et Wilson avaient découvert le CMB (Penzias & Wilson, 1965 [1]). Cette découverte leur a valu le prix Nobel de physique en 1978 et a cimenté le modèle du Big Bang comme la théorie principale des origines cosmiques.

3. L'univers avant et pendant la recombinaison

3.1 Le plasma primordial

Pendant les premières centaines de milliers d'années après le Big Bang, l'univers était rempli d'un plasma chaud de protons, d'électrons, de photons et (dans une moindre mesure) de noyaux d'hélium. Les photons étaient continuellement diffusés par les électrons libres (un processus connu sous le nom de diffusion Thomson), rendant l'univers effectivement opaque — semblable à la façon dont la lumière ne peut pas facilement traverser le plasma du Soleil.

3.2 Recombinaison

À mesure que l'univers s'est étendu, il s'est refroidi. Environ 380 000 ans après le Big Bang, la température était tombée à environ 3 000 K. À ces énergies, les électrons pouvaient se combiner avec les protons pour former des atomes d'hydrogène neutres — un processus appelé recombinaison. Une fois que les électrons libres étaient liés dans des atomes neutres, la diffusion des photons a chuté de manière spectaculaire, et l'univers est devenu transparent à la radiation. Les photons du CMB que nous mesurons aujourd'hui sont les mêmes photons libérés à ce moment-là, bien qu'ils aient voyagé et subi un décalage vers le rouge pendant plus de 13 milliards d'années.

3.3 Surface de dernière diffusion

L'époque à laquelle les photons ont été diffusés pour la dernière fois de manière significative est appelée la surface de dernière diffusion. En pratique, la recombinaison n'a pas été un événement instantané ; il a fallu un certain temps fini (et un intervalle de décalage vers le rouge) pour que la plupart des électrons se lient aux protons. Même ainsi, nous pouvons approximer ce processus comme une « couche » relativement mince dans le temps — le point d'origine du CMB que nous détectons.

4. Propriétés clés du CMB

4.1 Spectre du corps noir

L'une des observations les plus frappantes concernant le CMB est qu'il suit une distribution presque parfaite de corps noir avec une température d'environ 2.72548 K (mesurée précisément par l'instrument COBE-FIRAS [2]). Il s'agit du spectre de corps noir le plus précis jamais mesuré. La nature presque parfaite du corps noir soutient fortement le modèle du Big Bang : un univers primitif hautement thermalise qui s'est étendu et refroidi adiabatiquement.

4.2 Isotropie et homogénéité

Les premières observations ont montré que le CMB était presque isotrope (la même intensité dans toutes les directions) à environ une partie sur 105. Cette quasi-uniformité impliquait que l'univers était très homogène et en équilibre thermique lors de la recombinaison. Cependant, de minuscules déviations de l'isotropie — connues sous le nom d'anisotropies — sont cruciales. Elles représentent les toutes premières graines de la formation des structures.

5. Anisotropies et spectre de puissance

5.1 Fluctuations de température

En 1992, l'expérience COBE-DMR (Radiomètre Micro-ondes Différentiel) a détecté de petites fluctuations de température dans le CMB au niveau de 10−5. Ces fluctuations sont cartographiées dans une « carte de température » du ciel, montrant de minuscules taches « chaudes » et « froides » correspondant à des régions légèrement plus denses ou moins denses dans l'univers primitif.

5.2 Oscillations acoustiques

Avant la recombinaison, les photons et les baryons (protons et neutrons) étaient étroitement couplés, formant un fluide photon-baryon. Des ondes de densité (oscillations acoustiques) se propageaient dans ce fluide, entraînées par la gravité attirant la matière vers l'intérieur et la pression de radiation poussant vers l'extérieur. Lorsque l'univers est devenu transparent, ces oscillations ont été « figées », laissant des pics caractéristiques dans le spectrum de puissance du CMB — une mesure de la variation des fluctuations de température selon l'échelle angulaire. Les caractéristiques clés incluent :

  • Premier pic acoustique : Lié au plus grand mode ayant eu le temps de compléter une demi-oscillation avant la recombinaison ; fournit une mesure de la géométrie de l'univers.
  • Pics suivants : Fournissent des informations sur la densité baryonique, la densité de la matière noire et d'autres paramètres cosmologiques.
  • Queue d'amortissement : À des échelles angulaires très petites, les fluctuations sont atténuées par la diffusion des photons (amortissement de Silk).

5.3 Polarisation

En plus des fluctuations de température, le CMB est partiellement polarisé en raison de la diffusion Thomson dans un champ de rayonnement anisotrope. Il existe deux modes principaux de polarisation :

  • Polarisation en mode E : Générée par des perturbations scalaires de densité ; détectée pour la première fois par l'expérience DASI en 2002 et mesurée précisément par WMAP et Planck.
  • Polarisation en mode B : Pourrait provenir d'ondes gravitationnelles primordiales (par exemple, de l'inflation) ou du lentillage des modes E. La détection des modes B primordiaux pourrait être une « preuve irréfutable » de l'inflation. Bien que les modes B de lentillage aient été détectés (par exemple, collaborations POLARBEAR, SPT et Planck), la recherche des modes B primordiaux continue.

6. Principales expériences sur le CMB

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Lancé en 1989 par la NASA.
  • Instrument FIRAS a confirmé la nature de corps noir du CMB avec une précision extraordinaire.
  • Instrument DMR a détecté pour la première fois des anisotropies de température à grande échelle.
  • Avancée majeure dans l'établissement de la théorie du Big Bang au-delà de tout doute.
  • Les investigateurs principaux John Mather et George Smoot ont reçu le prix Nobel de physique (2006) pour leur travail sur COBE.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Lancé en 2001 par la NASA.
  • A fourni des cartes détaillées du ciel entier de la température du CMB (et plus tard de la polarisation), atteignant une résolution angulaire d'environ 13 minutes d'arc.
  • A affiné les paramètres cosmologiques clés avec une précision sans précédent, par exemple, l'âge de l'univers, la constante de Hubble, la densité de matière noire et la fraction d'énergie noire.

6.3 Planck (Mission ESA)

  • A fonctionné de 2009 à 2013.
  • A amélioré la résolution angulaire (jusqu'à ~5 minutes d'arc) et la sensibilité en température par rapport à WMAP.
  • A cartographié les anisotropies de température et de polarisation sur l'ensemble du ciel à plusieurs fréquences (30–857 GHz).
  • A produit les cartes du CMB les plus détaillées à ce jour, affinant davantage les paramètres cosmologiques et fournissant une confirmation robuste du modèle ΛCDM.

7. Contraintes cosmologiques issues du CMB

Grâce à ces missions (et d'autres), le CMB est désormais une pierre angulaire pour contraindre les paramètres cosmologiques :

  1. La géométrie de l'univers : La position du premier pic acoustique suggère que l'univers est très proche d'être spatialement plat (Ωtotal ≈ 1).
  2. Matière noire : Les hauteurs relatives des pics acoustiques contraignent la densité de la matière noire (Ωc) par rapport à la matière baryonique (Ωb).
  3. Énergie noire : La combinaison des données du CMB avec d'autres observations (comme les distances des supernovae et les oscillations acoustiques des baryons) permet de déterminer la fraction d'énergie noire (ΩΛ) dans l'univers.
  4. Constante de Hubble (H0) : Les mesures de l'échelle angulaire des pics acoustiques fournissent une détermination indirecte de H0. Les résultats actuels basés sur le CMB (provenant de Planck) suggèrent H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, bien que cela soit en tension avec certaines mesures locales par échelle de distance qui trouvent H0 ≈ 73. Résoudre cette divergence — connue sous le nom de tension de Hubble — est un axe majeur de la recherche cosmologique actuelle.
  5. Paramètres d'inflation : L'amplitude et l'indice spectral des fluctuations primordiales (As, ns) sont contraints par les anisotropies du CMB, imposant des limites aux modèles d'inflation.

8. Missions actuelles et futures

8.1 Observations terrestres et embarquées sur ballon

Suite à WMAP et Planck, un certain nombre de télescopes terrestres et embarqués sur ballon à haute sensibilité continuent d'affiner notre compréhension de la température et de la polarisation du CMB :

  • Atacama Cosmology Telescope (ACT) et South Pole Telescope (SPT) : Télescopes à grande ouverture conçus pour mesurer les anisotropies et la polarisation du CMB à petite échelle.
  • Expériences ballon : telles que BOOMERanG, Archeops et SPIDER, qui fournissent des mesures à haute résolution depuis des altitudes proches de l'espace.

8.2 Recherche des modes B

Des efforts tels que BICEP, POLARBEAR et CLASS se concentrent sur la détection ou la limitation de la polarisation en modes B. Si les modes B primordiaux sont confirmés à un certain niveau, ils offriraient une preuve directe des ondes gravitationnelles de l'époque inflationnaire. Bien que des affirmations initiales (par exemple, BICEP2 en 2014) aient été ultérieurement attribuées à une contamination par la poussière galactique, la quête d'une détection claire des modes B inflationnaires continue.

8.3 Missions de nouvelle génération

  • CMB-S4 : Un projet terrestre prévu qui déploiera un grand réseau de télescopes, visant à mesurer la polarisation du CMB avec une sensibilité sans précédent, notamment à petites échelles angulaires.
  • LiteBIRD (mission JAXA prévue) : Un satellite dédié à la mesure de la polarisation à grande échelle du CMB, recherchant spécifiquement la signature des modes B primordiaux.
  • CORE (mission ESA proposée, non sélectionnée actuellement) : Améliorerait la sensibilité en polarisation de Planck.

9. Conclusion

Le fond diffus cosmologique offre une fenêtre unique sur l'univers primordial — jusqu'à l'époque où il n'avait que quelques centaines de milliers d'années. Les mesures de sa température, de sa polarisation et de ses minuscules anisotropies ont confirmé le modèle du Big Bang, établi l'existence de la matière noire et de l'énergie noire, et nous ont donné un cadre cosmologique précis connu sous le nom de ΛCDM. De plus, le CMB continue de repousser les frontières de la physique : de la recherche d'ondes gravitationnelles primordiales et des tests des modèles inflationnaires à l'investigation de possibles nouvelles physiques liées à la tension de Hubble et au-delà.

À mesure que les futures expériences augmenteront la sensibilité et la résolution angulaire, nous anticipons une récolte encore plus riche de données cosmologiques. Qu'il s'agisse d'affiner notre connaissance de l'inflation, de préciser la nature de l'énergie noire, ou de révéler des signatures subtiles de nouvelle physique, le CMB reste l'un des outils les plus puissants et éclairants en astrophysique et cosmologie modernes.

Références et lectures complémentaires

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). « Une mesure de l'excès de température d'antenne à 4080 Mc/s. » The Astrophysical Journal, 142, 419–421. [Link]
  2. Mather, J. C., et al. (1994). « Mesure du spectre du fond diffus cosmologique par l'instrument COBE FIRAS. » The Astrophysical Journal, 420, 439. [Link]
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “Structure in the COBE DMR First-Year Maps.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5. [Link]
  4. Bennett, C. L., et al. (2013). “Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20. [Link]
  5. Planck Collaboration. (2018). “Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6. [arXiv:1807.06209]
  6. Peebles, P. J. E., Page, L. A., & Partridge, R. B. (eds.). (2009). Finding the Big Bang. Cambridge University Press. – Perspectives historiques et scientifiques sur la découverte et l'importance du CMB.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley. – Traitement complet de la physique de l'univers primordial et du rôle du CMB.
  8. Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. – Discussion approfondie sur l'inflation cosmique, les anisotropies du CMB et les fondements théoriques de la cosmologie moderne.

 

← Article précédent                    Article suivant →

 

 

Retour en haut

Retour au blog