De nombreuses composantes astrophysiques émettent aux mêmes longueurs d’onde que le CMB. On distingue souvent les différentes émissions par leur aspect diffus, ponctuel ou quasi-ponctuel ainsi que par leur origine galactique ou extragalactique. Le signal mesuré à une fréquence donnée, correspond donc à la superposition de l’ensemble des composantes émettant à cette fréquence. Lorsqu’on s’intéresse à l’étude du CMB ces avant-plans constituent un bruit et il est nécessaire de séparer ou soustraire leur contribution. Entre 217GHz et 857GHz, en particulier, les observations de Planck seront les premières à couvrir l’ensemble du ciel. On distingue les émissions d’avant-plan des anisotropies secondaires car ce ne sont pas des modifications du CMB lui-même mais bien des émissions distinctes.
2.5.1 Émissions diffuses
Les émissions diffuses sont principalement d’origine galactique à l’exception de l’émission du fond diffus infrarouge. Ce rayonnement a été détecté pour la première fois en 1996 (Puget et al. (1996)) et résulte de l’émission cumulée des galaxies infrarouges le long de la ligne de visée. Les autres sources diffuses sont toutes d’origine galactique. Sur la figure 2.9 on peut voir l’amplitude de l’émission des principales sources galactiques diffuses, comparée à celle du CMB, en fonction de la fréquence. On trouve :
– l’émission de la poussière galactique. Elle domine à haute fréquence. Elle est produite par le rayonnement des grains de poussière. Le milieu interstellaire est essentiellement constitué de gaz très dilué (principalement de l’hydrogène neutre) ainsi que de grains de poussière d’un diamètre inférieur au micromètre (environ 1% de la masse du gaz). Les grains apparaissent sous différentes tailles et compositions et possèdent donc des propriétés physiques différentes. Ils absorbent en général les rayonnements UV et visible, sont chauffés, puis réémettent dans une gamme de longueur d’onde allant de l’infrarouge lointain au submillimétrique. On peut distinguer trois populations de grains (Desert et al. (1990)), chacune contribuant à l’émis-sion dans un domaine spectral particulier. L’émisl’émis-sion dans des longueurs d’onde en dessous de 10µm est dominée par celle des grains de petite taille (de l’ordre du nanomètre). Ils sont principalement constitués de chaînes carbonnées sous forme de PAH (Poly Aromatic Hydro-carbons). Pour les longueurs d’onde en dessus de 100µm l’émission est engendrée par des gros
2.5. ÉMISSIONS D’AVANT-PLAN
Figure 2.9 – Émissions des composantes en fonction de la longueur d’onde. Les bandes de fréquence d’observation des instruments de Planck sont représentées en gris. On voit que l’émission du CMB domine autour de 100GHz. (Tiré de Planck Science Team (2005))
grains, ayant un diamètre de l’ordre de 0.1µm. Ce sont des grains à l’équilibre thermique avec le rayonnement provenant des étoiles environnantes. La troisième catégorie de grains, les grains intermédiaires ne sont pas à l’équilibre thermique car leur petite taille ne leur permet pas d’absorber suffisamment de photons. De plus ils possèdent une petite capacité thermique et sont alors fortement chauffés lors de l’absorption d’un photon. Ils subissent donc de grandes variations de température.
– le rayonnement synchrotron galactique. Dans la galaxie, les électrons peuvent être ac-célérés à des vitesses relativistes. Ils vont suivre des trajectoires en spirale autour des lignes de champ magnétique galactique et produisent un rayonnement par effet synchrotron. L’intensité de ce rayonnement suit une loi de puissance (I ∼ να, où ν est la fréquence et α vaut -2.5). Il domine donc l’émission à basse fréquence comme on peut le voir sur la figure 2.9.
– le rayonnement de freinage (on trouve aussi le terme anglais free-free ou allemand Bremsstrahlung). Il est émis par les électrons du milieu interstellaire, freinés par le champ électrique produit par les ions des régions fortement ionisées (essentiellement les régions riches en hydrogène ionisé (Régions H II)). Le spectre d’émission de ce rayonnement est également une loi de puissance, de plus faible pente que le rayonnement synchrotron.
– l’émission zodiacale. Elle correspond à l’émission de la poussière du système solaire. La distribution des grains est confinée principalement dans le plan de l’écliptique. Cette émission est donc maximale aux faibles latitudes écliptiques.
La longueur du trajet parcouru dans la galaxie varie en fonction de la ligne de visée. Dans la direction du plan galactique on traverse une large partie de la galaxie, en revanche, perpendiculairement à ce plan, la distance parcourue dans la galaxie est plus faible. L’intensité des émissions galactiques est donc en général plus importante à faible latitude galactique.
2.5.2 Émission des sources compactes
L’émission des sources compactes est l’émission de sources ponctuelles ou quasi-ponctuelles et correspond au rayonnement émis par des corps suffisamment éloignés pour avoir une taille angulaire
CHAPITRE 2. FOND MICRO-ONDE COSMOLOGIQUE
faible comparée à la taille du lobe de l’instrument. Aux longueurs d’onde de Planck, on distingue des sources d’origine extragalactique, galactique et du système solaire. Les sources extragalactiques sont principalement des galaxies radios (dont l’émission est dominée par l’émission synchrotron) et des galaxies infrarouges mais on trouve également d’autres sources comme les quasars, les blazars... Les sources galactiques correspondent principalement à des restes de supernovae, des étoiles de faible masse en formation ou des nuages moléculaires froids. Enfin, dans le système solaire les planètes, les astéroïdes ou les comètes sont susceptibles d’être observés comme des objets quasi-ponctuels. Un catalogue de sources compactes a été récemment publié par la collaboration Planck (voir Planck Collaboration et al. (2011)).
2.5.3 Émissions polarisées
En plus des anisotropies de température, le satellite Planck va faire la mesure de la polarisation du CMB. Les émissions polarisées d’avant-plan doivent donc être également caractérisées afin de pouvoir soustraire leur contribution. Certaines sources compactes sont polarisées, notamment des sources radios ou des restes de supernovae (comme la nébuleuse de crabe). Les émissions diffuses produisent également un signal polarisé. Certaines populations de grains de la poussière galactique ont une forme allongée et possède un moment magnétique. Les modèles prédisent qu’en présence d’un champ magnétique, ces grains vont se mettre en rotation autour de leur petit axe le long des lignes de champs magnétiques. Ils vont émettre préférentiellement dans la direction de leur grand axe. L’émission ainsi obtenue apparaît donc polarisée dans une direction perpendiculaire au champ magnétique (voir par exemple Ponthieu et al. (2005)). Le rayonnement synchrotron présente lui aussi une polarisation intrinsèque. Le degré de polarisation de l’émission synchrotron galactique peut atteindre plusieurs pourcents selon les régions du ciel considérées. Enfin, le rayonnement de freinage n’est lui pas polarisé mais il est émis dans des régions fortement ionisées. Comme pour le CMB, les photons peuvent y subir des diffusions Thomson. Ainsi en présence d’anisotropies, le rayonnement de freinage peut être partiellement polarisé.
Chapitre 3
Effet de lentille gravitationnelle sur
le CMB
L’effet de lentille gravitationnelle correspond à la déviation des trajectoires des rayons lumineux, causée par la présence de masse. Dans ce chapitre nous nous intéressons plus particulièrement à l’effet sur les photons du CMB. Dans la première section nous introduisons les équations de base qui régissent cet effet. Dans la section suivante nous présentons le potentiel de lentille qui intègre les effets de lentille gravitationnelle sur la ligne de visée. Les conséquences sur les observables du CMB sont finalement données dans la troisième section.