1.3 Le fond dius osmologique
1.3.1 De sa d e ouverte
Dans le adre des modeles de bigbang, le s enario standard pour de rire la forma-tion etl'evolutiondes stru tures osmiques observees (galaxies,amas de galaxies, ...) est fonde sur deux hypotheses fondamentales : (1) la presen e de perturbations de densite primordiales a toutes lese helles qui representent des `graines de stru tures, et (2) leur evolution etampli ation sous l'eet de lagravite.
Le fond dius osmologique (FDC) est une emission isotrope a 2.73 K qu'a predite Alpher et al. (1948) puis Gamowet qui aete de ouverte en 1965 par Penzias et Wilson (Penzias et Wilson, 1965). Arno Penzias et Robert Wilson, ingenieurs de la ompagnie de telephone ameri aineBell,etudientave soin tous lesbruits parasitesde leur antenne. Dans le meme temps que la parution de leur arti le A measurement of ex ess antena temperature at 4080 M /s, l'equipe de Bob Di ke etJim Peebles, non loin a Prin eton, publieunarti lesur lefonda3K,intituleCosmi bla kbody radiation.Ce rayonnement estattendu danslesmodelesde Big-Bangd'unUnivers haud,domineinitialementparle
Le FDC represente une photographie de la distribution des photons au moment o u l'Univers est devenu transparentgra e asonrefroidissement,entranantlare ombinaison etlaneutralisationdelamatiereionisee,al'epoquedez=1100.L'hypotheselaplussimple de u tuationsadiabatiquesdansl'univers primordialsetraduitparlagenerationde u -tuationsde temperature, dites primaires, proportionnelles aux u tuations de densite de matiere. De plus, les mouvements de la matiere baryonique induisent par eet Comp-ton d'autres anisotropies du FDC. Le FDC est un outil observationnel tres important pour la osmologie ar la mesure de ses u tuations de temperature est theoriquement une maniere dire te d'observer les u tuations de densite qui ont donne naissan e aux stru tures osmiques que sont les galaxies. Ces u tuations sont aussi appelees les u -tuationsintrinseques. Ellesrepresententlesperturbationsdansladistributionde l'energie etproviennent de u tuationsquantiques de l'energiedu vide.Dansle adredes modeles d'in ation leur distribution suit une loi gaussienne. Mais les u tuations intrinseques peuventaussietreduesalapresen ede defautstopologiques( ordes osmiques,textures, ...). Dans e as, leur distributionest non gaussienne.
Apres la re ombinaison,lesphotons du FDC sedepla ent dans l'Univers globalement neutre. Cependant,lorsqu'ilstraversentdes regionsioniseeset haudestellesquelesamas de galaxies ou des stru tures en formation, ils interagissent ave la matiere. Ces inter-a tions produisent des u tuations de temperature, dites se ondaires, qui viennent se superposer aux u tuations primaires et qui de e fait ompliquent l'interpretation des observations du fond osmologique. Parmi les sour esde u tuationsse ondaires, laplus importante est elle qu'on appellel'eet Sunyaev-Zel'dovi h.
1.3.2 ...a ses avant-plans...
Dans le domaine millimetrique, les u tuations de temperature sont dites primaires ou se ondaires, selon qu'elles sont generees avant ouapres lare ombinaisonqui a donne lieu au de ouplage entre matiere et rayonnement (Aghanim, 1997). En avant-plan des u tuations intrinseques, on observe don plusieurs eets de rits i-apres:
1.3.2.1 anisotropies primaires Les u tuations intrinseques :
Ce sont les premieres u tuations generees, a l'origine des futures stru tures (galaxies, amas,...). Dans le adre des modeles in ationnaires,les u tuations, nees de u tuations quantiquesdel'energieduvide,sontadiabatiqueset haque u tuationdetemperatureest enphaseave une u tuationdedensite(
δT /T = 1
3δρ/ρ
).Leurstatistiqueestgaussienne. Les u tuations intrinseques peuvent egalementetre de type iso ourbure, generees par des defauts topologiques, de statistique non gaussienne. Dans e as, les u tuationsonstante.
L'eet Sa hs-Wolfe :
La matiere et le rayonnement, avant le de ouplage, sont etroitement lies et forment, au niveau des surdensites, des puits de potentiel
δφ
. Lorsque la lumiere devient libre de se propager, apres le de ouplage, elle doit s'e happer du puits gravitationnel et pour ela perdre de l'energie. Des u tuations de temperature sont produitesδT /T ≃ δφ/c2
(pour unUniversa ourburenulle).Ces u tuationsdominentauxgrandese helles(
δT /T ∝ L2
, o u
L
est l'e helle de la u tuation).L'eet Doppler :
Les puits de potentiel rees par les surdensites de matiere mettent la matiere en mouve-ment et reent des u tuations de temperature d'amplitude proportionnelle a la vitesse du mouvement par intera tion Compton.Ces u tuations sontde signes opposes et s'an-nulent au premier ordre; mais pour des perturbations de taille superieure a l'epaisseur de la surfa e de derniere diusion, lesphotons quivoient ledeuxieme bord du puits sont deja de ouples de la matiere, et seul subsiste l'eet Doppler induit par le premier bord du puits (Pebbles, 1993; La hieze-Rey etGunzig, 1995).
1.3.2.2 anisotropies se ondaires
Cesanisotropiespeuventetrede naturegravitationnelle(e.g.Rees-S iama)ouresulter des onsequen es de la reionisation. La reionisation a eu lieu entre la re ombinaison (z=1100) et les quasars lointains (z=5) dont l'observation revele un univers ionise. Le test de Gunn-Peterson (Gunn et Peterson, 1965) met en eet en eviden e une absen e d'absorptionLymann-alpha et don d'hydrogene neutre sur es quasars.
L'eet Rees-S iama :
Ceteetestdualavariationtemporelledupotentielgravitationnelduauxsurdensiteslors del'evolutionde essurdensitespourformer lesstru tures,pendantletempsdetraversee desphotons,notammentpendantlaphased'evolutionnon-lineaire(ReesetS iama,1968). Cet eetgeneredes u tuationsde temperaturede l'ordre de
δT /T ≃ 10−7
. L'eet Rees-S iamaapporteune ontributionmaximalepourdese hellesentre 10et40minutesd'ar .
L'eet Sa hs-Wolfe integre :
Il s'agit de l'eet Sa hs-Wolfe integre sur la ligne de visee. Il prend ainsi en ompte les variationstemporellesdu potentiel,notammentpendantsaphased'evolutionlineaire(Hu etSugiyama, 1995a; Huet Sugiyama, 1995b).
nel)ause ondordreinduisentdes u tuationsde temperaturede l'ordrede
δT /T ≃ 10−6
a l'e helle du degre (Sanzet al.,1996).
L'eet de lentille gravitationnelle :
L'eet de lentille gravitationnelle o asionne une variation de la traje toire du photon dansla dire tiontransverse alalignede visee. L'imagede lasurfa e de dernierediusion est ainsi distordue. Cet eet redistribue la puissan e entre les dierentes e helles angu-laires.L'eetestimportantauxpetitese helleso uilpeutea erdes u tuations.Quandla lentilleestendepla ementelleinduitaussiuneetproprede u tuationsdetemperature.
L'eet Vishnia :
Les u tuations de densiteet lavitesse ne sont pas independantes sur une ligne de visee. Ainsi, elles produisent une perturbation du se ond ordre en
v(δρ/ρ)
, qu'on appelle eet Vishnia (Vishnia , 1987). Cet eet s'etend sur des e helles de quelques se ondes a la minute d'ar , al'epoqueo ula reionisation est totale.L'eet Sunyaev-Zel'dovi h :
Ceteet, quiest leplus important,est detailledans lase tion5.Ilresultede laren ontre des photons primaires du FDC ave les ele trons libres des gaz des amas de galaxies, sur lesquels ils diusent. Siles amas de galaxies sont en mouvement, un eet doppler se rajoute.
L'eet de la reionisation inhomogene :
Une autre sour e d'anisotropies se ondaires importante est la reionisation inhomogene. Aghanimetal.(1996)ontdeveloppeunmodeledanslequellareionisationdel'Universest due a laphotoionisationpar un seul type de sour e de rayonnement, lesquasars az<10. Lapresen ede essour esionisantes,dansunmilieuinitialementneutre,generedesbulles de gaz ionises dont les ara teristiques (taille, epaisseur optique) sont tres omparables a elle du gaz intra-amas des amas de galaxies. Cette reionisation inhomogenese traduit par une augmentation de la puissan e qui varie en fon tion de l'e helle onsideree. Elle est de quelques pour mille pour le multipole l=200, d'environ 9% pour l=500 et atteint plus de 50% pour l=2000.
Les eets des mole ules primordiales :
Les mole ules primordiales (HeH, HD, LiH ...) peuvent ae ter le fond dius osmolo-gique par leur presen e sous formede nuages mole ulaires. Desanisotropies al'e helle de quelques se ondes a la minute d'ar sont generees par ladiusion Thomson des photons du FDC sur les nuages en mouvement.Ces eets sont reliesa l'abondan e des mole ules primordiales,en parti ulier du LiH.Les in ertitudessur les abondan es etlessensibilites des experien es d'observationdu fond amenent Maolietal.(1994)a penserque es eets
D'autre part, des ontaminations plus 'lo ales' ont lieu:
L'emissionsyn hrotron de notregalaxieetdesgalaxiesexterieures.C'estle rayon-nement emis entre 400 MHz et 100 GHz, par des ele trons a des vitesses relativistes, a eleresparun hampmagnetique.Lafrequen ed'emissionest fon tionde l'intensitedu hamp magnetique. Puisque le hamp magnetique du milieu interstellaire est en general faible(quelques mi ro-gauss),l'emissionsyn hrotron diuse gala tiqueest observee dans la bande radio. L'intensite de ette emission est proportionnelle a la densite d'ele trons relativistes.
Le rayonnement de freinage (ou Bremsstrahlung ou free-free) : C'est le rayonne-mentthermiquedesele tronsd'ungaz haudfreinesparlesionsde egaz;latemperature du gaz peut monter jusqu'a
108
K. Il n'existe pas de arte (on parle de 'Template') de ette emission, ar il n'y a pas de longueur d'onde a laquelle elle domine le iel; epen-dant,des artesagrandee helleethauteresolutiondel'emissionH-alpha,quitra ent les re ombinaisonsd'atomes, sont un outil de base pour la soustra tion de et avant-plan.
L'emissiondes poussieres :L'emissiondes poussieres dumilieuinterstellaire inter-vientegalementdansledomainemillimetrique.Lespoussieres froides de notreGalaxieet des autresgalaxies rayonnent thermiquementa des temperatures
≥
8K.Par ailleurs,des grains ultra petits de poussiere en rotationtres rapide pourraientegalementemettre un rayonnement radio (Draine et Lazarian,1998).La lumiere zodia ale : Cette emission thermiquedes poussieres du systeme solaire possede une distribution spatiale ara teristique qui permet sasoustra tion; ses u tua-tions apetitee helle sontd'amplitude tres faible.
En on lusionde es dierentes ontaminations d'avant-plan, onpeut estimer que les anisotropiesprimaires du FDC dominent dans le domainespe tral de
∼
30a∼
150 GHz. 1.3.3 ...en passant par les instruments dedies a son observationCertainsinstrumentsd'unegrande ouverturespe traleontdejaetede ritsdansla se -tionpre edente, ommedeuxde COBE. Nousdevonsi imentionner,durantlesdernieres annees, les experien es suivantes dediees a lamesure des anisotropies du FDC :
1.3.3.1 COBE / DMR
ani-ladieren ede temperatured'antenneentre des regionsdu ielseparees de 60
◦
et 30
◦
se-lon les deux axes du satellite. Les hamps de vue font 7
◦
de ote. Ces dete teurs sont sensibles aux frequen es de 31.5, 53 et 90 GHz (soit des longueurs d'onde de 9.5, 5.7 et 3.3 mm). Il a permis de mettre en eviden e les u tuations du FDC a
10−5
K.
1.3.3.2 BOOMERANG
BOOMERANG, 'Balloon Observations Of Millimetri Extragala ti Radiation ANd Geophysi s', est un ballon qui a vole autour de l'Antar tique du 29 De embre 1998 au 9 Janvier 1999. Il transportait un teles ope de 1.2 m de diametre, a 37 km d'altitude. Ses dete teurs,des bolometres refroidisa0.28 K,etaient sensiblesdans quatrebandes de frequen es entrees autour de 90, 150, 240 et 400 GHz,ave une resolution(FWHM) de 0.30, 0.17,0.23 et0.22degre respe tivement.La ouverture totaledu ielde e vol est de 1800 degres arres, soit 3% du iel. La ouverture en multipole, l, vade 30a 600.
BOOMERANGamontrepourlapremierefois(defa onquasisimultaneeave MAXIMA) la presen e du premier pi a oustique dans le spe tre de puissan e du FDC, predi tion essentielle de tous lesmodeleso ules u tuationsde densitedonnentnaissan e aux stru -tures primordialeset adiabatiques. BOOMERANGa de plus montre :
-que lespe tre de puissan e angulairedu FDC est oherent ave une osmologie de Big-Bang haud adiabatique etin ationnaire.
- quela geometrie de l'Univers est tres pro he d'etre eu lidienne. - quele ontenu en baryons de l'Univers est tres faible.
-en ombinaisonave lesmesures desstru tures agrandee helle,que ladensited'energie de l'Univers est dominee par un terme d'energie 'noire', en a ord ave les mesures de supernovaede type 1a.
1.3.3.3 MAXIMA
L'experien e MAXIMA ('Millimetri Anisotropies eXperiment IMaging Array') fut porteeparunballonetavoleen1998et1999.Ellefut on uepourmesurerlesanisotropies du fond dius osmologique dans un grand domained'e helles angulaires (multipole: 80 < l < 800). L'experien e est omposee d'un teles ope gregorien de 1.3 m de diametre, de entre,et de 16bolometres refroidisa 100 mK. Lesbandes de frequen es sont entrees autourde 150, 240,et 410 GHz.Le lobea une largeurami-hauteur de 10 minutesd'ar , bien ajuste pour dete ter lespi s a oustiques du spe tre de puissan e angulairedu FDC. Levold'Aout1998,qui adure7heures, apermisde ouvrir 0.3%du iel, soit122degres arres, pres de la onstellation du Dragon. Les resultats de ette experien e ont mis en eviden e un univers plat, en in ation, ave une onstante osmologique et dont 95% de la masse est non baryonique. MAXIMA on rme les resultatsde BOOMERANG, en les etendant a de plus petites e helles angulaires. Le se ond vol a eu lieu en juin 1999 et le
1.3.3.4 DASI
DASI, 'Degree Angular S ale Interferometer', est un interferometre de 13 elements base en Antartique, dans la station d'Amundsen-S ott, depuis 1999-2000. Il a ete on u pour mesurer la temperature et la polarisation des anisotropies du FDC. Les antennes ont un diametre de 20 m. L'interferometre est sensible entre 26 et36 GHz,auxe helles angulaires omprises entre 25' et 2.6
◦
(multipoleentre 140 et 920). Sa sensibilite est de 10
µ
K rms a 20' de resolution sur un hamp de vue de 3.4◦
de ote en 24 heures. DASI arealisela premiere mesuredes anisotropiespolarisees.
1.3.3.5 WMAP
WMAP, ou 'Wilkinson Mi rowave Anisotropies Probe' est une experien e nommee d'apres le do teur David Wilkinson, pionnier dans l'etude du fond dius osmologique. Ce satellite fut lan e en juin 2001 et pla e en orbite autour du point de Lagrange L2 (a l'oppose du Soleil par rapport a la Terre, a 1.5 millions de kilometres de elle- i). L'obje tif etait de mesurer le FDC ave une bonne resolution, d'au moins 0.3
◦
, et une bonnesensibilite(35
µ
Kparpixelde0.3◦
de ote;onpeutatteindre20
µ
Ken ombinant lestrois anauxdeplus hautefrequen e).Lesartefa tssystematiquesetaientlimitesa5µ
Kpar pixel.Lesbandes de frequen es utilisees sontau nombrede inq,de 22a 90GHz: 22,30, 40, 60, 90GHz( orespondanta 13.6,10.0,7.5, 5.0, 3.3mmrespe tivement).Pour ha une de es bandes respe tives, lalargeura mi-hauteurdu lobegaussienest de :0.93, 0.68, 0.53, 0.35, <0.23 degres. Le hamp de vue de l'instrument est de 3.5 x 3.5 degres arres. WMAP observe 30% du iel tous les jours et le iel entier tous les six mois. Il est en oreen operation.Lesmesures faitespar WMAP on rment lesdeux premierspi s a oustiques etmesurent nement lesbas l (multipoles).WMAP a mesurela polarisation du FDC et il a ete observe une inter- orrelation entre la polarisationet l'intensite de la temperature. Lesresultats preliminairesindiquent que la reionisation aurait eu lieu plus totque e que l'on pensait.
1.3.3.6 ARCHEOPS
LeballonAr heopsamesurelesphotonsprovenantde lasurfa ede dernierediusion. Ilapour elavolea34kmd'altitudedunorddelaSuedejusqu'enRussiependant19h.Ses volsont eu lieuen de embre 2001,puis le17janvier etle 7fevrier 2002.L'experien e Ar- heopsfut on ue ommeun prototypede l'instrumentahautefrequen equiserainstalle aborddu futursatellitePlan k.A e titre,ilaquali eave su es lesinstrumentstestes. Plan k devraitobtenirunepre ision100foismeileure.Ar heopspossedeunebonne sensi-biliteauxgrandes e hellesangulaires.Leteles ope,suspenduaun ballonstratospherique, possedeun miroirde 1.5 mde diametreetest pointevers lehaut a49
◦
de laverti ale.La portiondu iel ouverte est de 30%. Laprin ipale ontrainteren ontree etaitl'obligation
Les bolometres sont les dete teurs les plus sensibles dans le domaine de 400 mi rons a 2 mm : on mesure l'elevation de temperature d'un ristal refroidi a un dixieme de degre au-dessus du zero absolu (0.1 Kelvin). Les mesures ouvrent les multipoles entre l=10 et l=300. Dans l'estimation du spe tre de puissan e, ARCHEOPS fait le pont entre les mesures de COBEa bas l et elles de BOOMERANG ahaut l.
1.3.3.7 'Plan k'
Plan k etait onnu sous le nom de COBRAS/SAMBA ('COsmi Ba kground Ra-diation Anisotropy Satellite for Measurement of Ba kground Anisotropies') lors de sa sele tion par l'ESA ('European Spa e Agen y') et fut renomme en l'honneur du s ien-ti que allemand Max Plan k. Cette mission de l'ESA est prevue pour un lan ement en fevrier 2007, a ompagne d'un deuxieme satellite, Hershel. Plan k possede un teles ope de 1.5 m de diametre et deux instruments, l'un pour les hautes frequen es (HFI, 'High Frequen yInstrument')etl'autrepourlesbassesfrequen es(LFI, 'LowFrequen y Instru-ment').L'instrumentLFIa22re epteursradiosensiblesdansquatrebandesdefrequen es entre 30 et 100 GHz. Ils travailleront a 20 K. Ils sont bases sur des appareils appeles 'HEMT' ('High Ele tron Mobility Transistors'), qui fon tionnent omme des transistors radios. L'instrument HFI est un ensemble de bolometres qui transforment le rayonne-ment en haleur. La quantite de haleur est ensuite mesuree par un petit thermometre ele trique. Ces bolometres seront utilises dans six bandes de frequen es, de 100 a 850 GHz.Ils operenta0.1 K.L'orbitedePlan ksetrouveautourdupointde LagrangeL2, e quiluipermetd'etre loindu rayonnement thermiquede laTerre, de laLune etdu Soleil, etdesinterferen es que ela auserait.Pourlamesuredesanisotropiesde temperaturedu FDC, Plan k sera limitepar les omposantes d'avant-plan.