Interpr´etation des r´esultats

Nous observons donc que la partie Sud du nuage des G´emeaux est significativement polaris´ee (8.5%), ainsi que plusieurs r´egions de quelques degr´es carr´es autour de Cassiop´ee (environ 10%). Nous parvenons aux mˆemes conclusions en travaillant `a partir de profils Galactiques pour ´etudier l’´emission diffuse `a grande ´echelle, en masquant ou non les nuages pr´ec´edents. La polarisation mesur´ee est coh´erente `a l’´echelle de plusieurs dizaines de degr´es, globalement plutˆot orthogonale au plan Galactique.

Comme nous l’avons mentionn´e au cours de la section 4, la polarisation du rayonnement Galactique observ´ee dans l’optique (qui doit donc ˆetre orthogonale `a celle mesur´ee dans l’infra-rouge) est principalement parall`ele au plan (cf. Figs. 4.1, 7.31). L’orientation moyenne de nos r´esultats est donc compatible avec ces observations `a 20–30<sup>◦</sup> pr`es. D’autre part, ces derni`eres laissaient pr´evoir un degr´e de polarisation d’au moins 3% dans le submillim´etrique (cf. 4) : nous observons des valeurs entre 2 et 5%, qui sont donc elles aussi compatibles avec ces pr´edictions.

Les taux de polarisation significatifs que nous mesurons, `a la fois dans les nuages denses et dans l’´emission diffuse `a grande ´echelle, indiquent donc l’existence d’un m´ecanisme efficace d’alignement des grains. Un tel m´ecanisme est pr´esent `a grande ´echelle et au sein de nuages denses. D’autre part, `a l’exception du nuage G113.2-2.7, l’orientation locale de la polarisation est coh´erente avec celle mesur´ee dans la partie diffuse, indiquant que le champ magn´etique responsable de l’alignement `a grande ´echelle agit ´egalement dans le nuage dense et n’est pas effac´e par la turbulence locale. La variation du degr´e de polarisation d’un nuage `a l’autre au sein d’un mˆeme complexe est probablement attribuable `a la variabilit´e locale de la coh´erence

Fig. 7.40 –Gauche : Position du syst`eme solaire et du complexe du Cygne par rapport aux bras spiraux de la Voie Lact´ee [94]. Droite : Observation du champ magn´etique de M51 [11].

du champ magn´etique.

Un autre aspect marquant de nos r´esultats est la faible polarisation (compatible avec 0) de la partie voisine du Cygne. Si l’on fait l’hypoth`ese que la poussi`ere poss`ede les mˆemes ca-ract´eristiques dans cette r´egion que dans les autres observ´ees, alors nous devons interp´eter cette faible polarisation comme un effet de projection du champ magn´etique le long de la ligne de vis´ee. Cette conclusion est compatible avec la localisation du syst`eme solaire et du Cygne dans la Voie Lact´ee [94] et les observations sur les galaxies externes qui indiquent que le champ magn´etique Galactique suit les bras spiraux (Fig. 7.40) [11]. Ainsi, en observant le Cygne, le champ magn´etique est le long de la ligne de vis´ee, les grains tournent donc principalement dans un plan orthogonal `a la ligne de vis´ee et la polarisation observ´ee est donc faible.

Enfin, bien que la sensibilit´e de l’instrument ne nous permette pas de mesurer directement la polarisation `a haute latitude, nous pouvons extrapoler nos r´esultats. En effet, comme nous pouvons l’observer sur la figure 4.1, le champ magn´etique reste globalement coh´erent mˆeme `a haute latitude, on peut donc attendre pour ces r´egions ´egalement un bon alignement des grains, et donc une ´emission significativement polaris´ee. En outre, en observant le plan magn´etique Galactique, il est possible que nous int´egrions sur la ligne de vis´ee l’´emission de plusieurs nuages dont la polarisation est orient´ee diff´eremment. La polarisation se moyenne et est donc att´enu´ee par rapport aux polarisations des nuages individuels. En revanche, en observant `a haute latitude, il est probable que nous n’observions qu’un seul nuage par ligne de vis´ee. La polarisation `a haute latitude serait donc au moins aussi grande que dans le plan et pourrait donc d´epasser les 10% observ´es sur quelques nuages denses du plan Galactique. En cons´equence, l’´emission thermique de la poussi`ere Galactique, sera probablement un avant–plan important pour PLANCK–HFI, tant pour la mesure des anisotropies de temp´erature du CMB que pour la mesure de sa polarisation, comme le sugg´eraient les simulations de Prunet et al [115] pr´esent´ees au chapitre 4.

Chapitre 8

PLANCK

Comme nous l’avons vu au chapitre 2.4, il est n´ecessaire de mesurer le spectre des aniso-tropies de temp´erature et de polarisation sur la plus vaste gamme angulaire possible afin de tirer le maximum d’informations cosmologiques `a partir du CMB. Deux limites fondamentales s’imposent `a la mesure : la variance cosmique et le bruit de photons. La premi`ere est inh´erente `a la nature du CMB, et ne peut ˆetre d´epass´ee. La seconde provient des fluctuations statistiques du rayonnement re¸cu par le d´etecteur, et sa contribution diminue avec le temps d’int´egration.

L’objectif principal du satellite PLANCK, qui sera lanc´e par Ariane V le 15 f´evrier 2007 et observera l’Univers depuis le point L2 de Lagrange, est de d´eterminer le spectre de puissance des anisotropies de temp´erature en ´etant domin´e par la variance cosmique de l = 2 `a l' 2000.

Parall`element `a la d´etermination des param`etres cosmologiques avec une pr´ecision relative meilleure que 1% grˆace `a la mesure des anisotropies du CMB, PLANCK apportera ´egalement des informations pr´ecieuses et in´edites dans de nombreux domaines de l’astrophysique autres que le CMB. Citons par exemple la mesure de l’effet Sunyaev–Zel’dovitch sur des milliers d’amas qui permettra d’´etudier leur structure et leur ´evolution, ainsi que la cartographie `a une r´esolution de quelques minutes d’arc sur tout le ciel des ´emissions galactiques qui permettra d’approfondir notre connaissance du milieu interstellaire.

Afin d’observer le CMB sur une vaste gamme de fr´equences, PLANCK est consitu´e de deux instruments : LFI (Low Frequency Instrument) et HFI (High Frequency Instrument) [109]. Bien que dot´es de d´etecteurs de nature diff´erente, chacun de ces instruments est sensible `a la polarisation. La communaut´e fran¸caise est tr`es fortement impliqu´ee dans HFI, pour lequel Archeops a servi de banc de test, tant au niveau instrumental qu’au niveau du traitement des donn´ees. A ce titre, je suis ´egalement impliqu´e dans le “niveau 2” de PLANCK–HFI au sein duquel j’ai impl´ement´e les algorithmes de projection des param`etres de Stokes d´evelopp´es et utilis´es pour Archeops.

Apr`es une br`eve pr´esentation des instruments, de leurs caract´eristiques et performances, nous nous concentrerons sur la mesure de la polarisation du CMB, en montrant avec quelle pr´ecision les C_l des spectres de polarisation devraient ˆetre d´etermin´es, quelle est la sensibilit´e de PLANCK aux perturbations tensorielles issues de la phase d’inflation, et quelle contrainte ce satellite pourra apporter sur l’´energie `a laquelle a eu lieu cette p´eriode particuli`ere de l’Univers primordial.

8.1 Pr´esentation

Une vue sch´ematique de PLANCK est repr´esent´ee sur la figure 8.1. On distingue en parti-culier le miroir primaire de 1.5 m de diam`etre. Le t´elescope est de type gr´egorien hors–axe en configuration de Dragone similaire `a celui d’Archeops.

Fig. 8.1 – Gauche : Vue d’artiste de PLANCK. Droite : Sch´ema des cinq points de Lagrange. L3 et L4 sont stables. L1, L2, sont instables d’une p´eriode de 23 jours, L3 sur une p´eriode de 150 jours.

Fig. 8.2 –Gauche : Configuration optique de PLANCK. Les miroirs sont en configuration de Dragone. Droite : Sch´ema pr´eliminaire du plan focal de PLANCK. HFI est au centre (couleurs).