Les fluctuations du fond diffus extragalactique et ses avant-plans, de l'infrarouge au domaine millimétrique

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Les fluctuations du fond diffus extragalactique et ses

avant-plans, de l’infrarouge au domaine millimétrique

Maud Sorel

To cite this version:

Maud Sorel. Les fluctuations du fond diffus extragalactique et ses avant-plans, de l’infrarouge au

domaine millimétrique. Astrophysique [astro-ph]. Université Paris Sud - Paris XI, 2005. Français.

�tel-00009750�

UNIVERSITE DE PARIS XI U.F.R. SCIENTIFIQUE D'ORSAY

THESE

pr
esent
ee pour obtenirle grade de

DOCTEUR EN SCIENCES DE L'UNIVERSIT

E PARIS XI Sp
e ialit
e: Astrophysique etinstrumentation asso i
ee

par

Maud SOREL

Sujet :

Les u tuations du fond dius

extragala tique et ses avant-plans, de

l'infrarouge au domaine

millim
etrique.

Soutenue le8 juillet2005 devant la ommission d'examen

M. GuillaumePineau-des-Forets Pr
esident

M. Martin Giard Rapporteur

M. BrunoGuiderdoni Rapporteur

M. Mi hel Perault Examinateur

M. AlainAbergel Invit
e

M. Jean-Loup Puget Dire teur de these

qui doivent un jour onduire au but; haque pas doit etreun but en lui-meme, en memetemps qu'il nous porte en avant. G

œ

the

Souvenez-vous toujours,me dit unjour lesage,qu'au-dela du plafondnuageux devos sou is, se trouvel'immensit
e de l'Univers tout entier!

Je remer ie vivement madire tri e de these, GuilaineLaga he, pour lapatien e dont ellea sufaire preuve a mon
egard;

Et mon dire teur, Jean-Loup Puget, pour l'
energie enthousiaste qu'il manifeste lors des dis ussions.

Jesuis tresre onnaissanteenvers PierreEn renazpourm'avoiradmisedansla forma-tion do torale d'Astrophysique.

Mer i a Nabila Aghanim, pour l'impulsion donn
ee lorsdu stage de DEA, et a Herv
e Dole,pour ses onseils de tout jeune her heur.

Mer i
egalementaGhislaineRenouxpoursonaidelorsdesre her hesbibliographiques.

Nous fumes nombreux de ma promotion a ee tuer une these a l'IAS : Eri , Aline, Alexandre, Mi hel, Laurent et J
er
emie; mer i a eux et aux autres, Sujit, Fran ine (un hommage!), Rym, Mathieu, Thierry, Anne, S
ebastien, Mathieu, Fran k, Guillaumeet a tous eux queje peuxoublier etqui ont ontribu
e a nous hanger lesid
ees.

Il est de outume, a l'IAS, de remer ier haleureusement les membres de l'adminis-tration,et je dois dire qu'elles et ilsle m
eritent bien! Mer i pour labonne ambian equi regne dans e ouloir.

Mes sin eres remer iements vont enn vers tous eux qui m'ont en ourag
e tout au long de ettep
eriode,eta eux quim'ontaid
elorsde lanalisation de e manus ript.Je iteraiparmis eux :Herv
e R.,Jean-Claude M.,Fran oise E.,Marie-ChristineN., Patri k B., GuillaumeP.D.F., ettant d'autres...!

Remer iements 7

A ronymes 15

Introdu tion 17

1 Introdu tion au fond dius extragala tique et a ses avant-plans 19

1.1 Lanature des fonds dius . . . 19

1.1.1 Le spe tre
ele tromagn
etique . . . 19

1.1.2 Le fondoptique . . . 22

1.1.3 Le fondUV . . . 23

1.1.4 Le fondinfrarougeet submillim
etrique . . . 24

1.1.5 Le fondmillim
etrique. . . 25

1.1.6 Le fondradio . . . 25

1.1.7 Le fondX . . . 26

1.1.8 Le fondgamma . . . 27

1.2 Lefond diusinfrarougeextragala tique . . . 28

1.2.1 Historique de sa d
e ouverte . . . 28

1.2.2 Lesinstruments d'observation du fondIR. . . 31

1.2.2.1 COBE, 'Cosmi ba kground explorer'. . . 31

1.2.2.2 ISO,'Infrared spa e observatory' . . . 31

1.2.2.3 IRTS, 'Infrared teles ope inspa e' . . . 32

1.2.2.4 Lesondage '2MASS' . . . 32

1.2.2.5 'Spitzer' . . . 32

1.2.3 Le FDIEet ses avant-plans. . . 33

1.2.3.1 Las
eparation des omposantes . . . 33

1.2.3.2 Led
e des mesures du FDIE . . . 33

1.2.3.3 Les omposantes d'avant-plan . . . 34

1.2.4 L'importan ede l'
etude du FDIE . . . 36

1.3 Lefond dius osmologique . . . 38

1.3.2 ...a ses avant-plans... . . 39

1.3.2.1 anisotropiesprimaires . . . 39

1.3.2.2 anisotropiesse ondaires . . . 40

1.3.3 ...en passant par lesinstruments d
edi
esa son observation . . . 42

1.3.3.1 COBE/ DMR . . . 42 1.3.3.2 BOOMERANG . . . 43 1.3.3.3 MAXIMA . . . 43 1.3.3.4 DASI . . . 44 1.3.3.5 WMAP . . . 44 1.3.3.6 ARCHEOPS . . . 44 1.3.3.7 'Plan k' . . . 45 1.3.4 L'eet Sunyaev-Zel'dovi h . . . 45 1.3.4.1 L'eet SZthermique . . . 46

1.3.4.2 L'eet SZ in
etique . . . 46

1.3.4.3 Observations . . . 47

1.3.4.4 Utilisationde l'eet SZ. . . 48

1.4 L'apport de mon travailde these . . . 49

1.4.1 Couleurs des irrus . . . 49

1.4.2 Re her he des u tuations du FDIE et de ses orr
elations. . . 49

1.4.3 EetSZ in
etique et FDC . . . 49

2 Les irrus 51 2.1 Introdu tionsur les irrus . . . 51

2.1.1 Gaz etgrains de poussiere . . . 51

2.1.1.1 Lesphases du gaz dans leMIS . . . 51

2.1.1.2 Lesdi
erentes omposantes de grains . . . 52

2.1.1.3 La orr
elation IR/HI . . . 53

2.1.2 Les ouleurs des irrus . . . 54

2.1.2.1 D
enitiond'une ouleur . . . 54

2.1.2.2 Lespe tre d'
emissiondes irrus . . . 55

2.1.2.3 Quelquesr
ef
eren es de ouleurs . . . 55

2.1.3 Ladistribution spatialedes irrus . . . 57

2.1.4 Butde mon
etude. . . 59

2.2 Variationsdes ouleurs des irrus en IR lointain . . . 59

2.2.1 Lesgraphes de ouleuret leur orientation. . . 59

2.2.1.1 Le al ul de ouleur . . . 59

2.2.1.2 Choix d'orientation du graphe . . . 60

2.2.2 Lesdonn
ees utilis
ees . . . 63

2.2.3 Variation de ouleur afaiblebrillan e . . . 64

2.2.4.2 Simulations . . . 68

2.2.5 Inuen e de latailledes sous- artes . . . 71

2.2.6 Autres variations de ouleurde irrus etinterpr
etation . . . 71

2.3 D
ependan e du spe tre de puissan e ave la brillan e . . . 72

2.4 La omposantedominante . . . 74

2.5 Perspe tives . . . 77

3 Les u tuations du fond dius infrarouge 79 3.1 Introdu tion . . . 79

3.1.1 Lad
e ouverte des u tuationsdu FDIE . . . 79

3.1.1.1 D
e ouverte du FDIE . . . 79

3.1.1.2 D
ete tion des u tuations . . . 81

3.1.2 Le niveau des u tuations . . . 83

3.2 Miseen
eviden edes u tuations . . . 85

3.2.1 Lesdonn
ees . . . 85

3.2.1.1 ISO . . . 85

3.2.1.2 IRAS . . . 86

3.2.1.3 HI . . . 86

3.2.2 S
eparation de omposantes viala ouleur . . . 86

3.2.2.1 Les ouleurs de irrus . . . 86

3.2.2.2 Les ouleurs des u tuations du FDIE . . . 87

3.2.2.3 Les ouleurs dans les hamps FIRBACK . . . 88

3.2.2.4 Les ouleurs d'un lament . . . 92

3.2.2.5 Legaz ionis
e . . . 99

3.3 Con lusion etperspe tives . . . 101

4 Corr
elation des u tuations du FDIE 105 4.1 Introdu tion . . . 105

4.2 Unete hnique de al uldu spe tre de puissan e . . . 105

4.3 Lesdi
erentes omposantes . . . 109

4.3.1 Lessour es brillantes . . . 109

4.3.2 Le bruitinstrumental . . . 110

4.3.3 Lafon tion de transfertinstrumentale . . . 112

4.3.4 Les irrus . . . 112

4.3.5 Lesu tuations du FDIE . . . 114

4.3.6 Lessour es potentielles d'erreur . . . 115

4.4 Comparaisonave GalICS . . . 118

5 S
eparation des u tuations dues a l'eet SZ in
etique et du FDC 125

5.1 Introdu tion . . . 125

5.2 Les donn
ees : simulation des artes. . . 126

5.3 Les outils . . . 130

5.3.1 LaTransformation en ondelette . . . 130

5.3.2 Lesoutils statistiques. . . 133

5.4 Analyse . . . 136

5.4.1 Cara t
erisation des signatures non gaussiennes. . . 136

5.4.1.1 Dansl'espa e r
eel . . . 136

5.4.1.2 Dansl'espa e des oe ients d'ondelette . . . 138

5.4.2 Lo alisationdu ara tere non gaussien. . . 146

5.4.2.1 S
ele tion des oe ients d'ondelette. . . 146

5.4.2.2 Corr
elation arte - amas. . . 147

5.4.3 Criteres statistiquesde s
eparation de l'eet SZ in
etique du FDC. . 150

5.4.3.1 Covarian eave l'eet SZthermique . . . 150

5.4.3.2 Conditionsinstrumentales . . . 155

5.4.3.3 Distributionde la ovarian e . . . 158

5.5 Con lusion . . . 161

5.6 Publi ation . . . 164

Con lusion 171 A La transformation de Fourier : de l'espa e ontinu a l'espa e dis ret 177 A.1 Choix de lad
enition de latransform
ee . . . 177

A.1.1 Espa e ontinu . . . 177

A.1.1.1 D
enition . . . 177

A.1.1.2 Ladistribution de Dira . . . 178

A.1.1.3 Inversion de la TF . . . 178

A.1.2 Espa e dis ret . . . 179

A.1.2.1 D
enition . . . 179

A.1.2.2 Lesymbolede Krone ker . . . 180

A.1.2.3 Inversion de la TFD . . . 180

A.2 Propri
et
e de translation . . . 182

A.2.1 Espa e ontinu . . . 182

A.2.2 Espa e dis ret . . . 182

A.3 Th
eoremede onvolution . . . 182

A.3.1 Espa e ontinu . . . 182

A.3.2 Espa e dis ret . . . 183

A.3.2.1 Appli ationaux artes Firba k . . . 184

A.4.2 Espa e dis ret . . . 186

A.5 Th
eoreme de orr
elation . . . 186

A.5.1 Espa e ontinu . . . 186

A.5.2 Espa e dis ret . . . 187

A.6 Transformation de Hankel . . . 188

A.6.1 D
enition . . . 188

A.6.2 Lafon tion de Bessel . . . 189

A.6.3 Expressionde latransform
ee de Hankel . . . 189

A.6.3.1 D=2 . . . 190

A.6.3.2 D=3 . . . 190

A.6.4 Quelquespropri
et
es sur latransform
ee de Hankel . . . 191

A.7 Unerelation souvent utilis
ee . . . 191

A.7.1 Espa e ontinu,2D . . . 192

A.7.2 Espa e dis ret,2D . . . 192

A.8 R
e apitulatifdes r
esultats . . . 193

A.8.1 Espa e ontinu . . . 193

A.8.2 Espa e dis ret . . . 194

A.9 Comparaisonsa lalitt
erature . . . 195

A.9.1 The Fast Fourier Transform . . . 195

A.9.2 The FourierTransformand Its Appli ations . . . 195

Table des gures 200

Liste des tableaux 201

2MASS : Two Mi rons All Sky Survey ALMA : Ata amaLarge MillimeterArray

BG : Big Grains

COBE : COsmi Ba kground Explorer

CMB : Cosmi Mi rowave Ba kground

DMR : DierentialMi rowave Radiometer, a bord de COBE DIRBE : Diuse InfraRed Ba kgroundExplorer, a bord de COBE DSE : DistributionSpe trale d'Energie

ELAIS : European Large AreaISO Survey FDC : Fond Dius Cosmologique mi ro-onde FDIE : Fond Dius Infrarouge Extragala tique

FIRAS : FarInfraRed AbsoluteSpe trometer, a bord de COBE FIRBACK : FarInfraRed BACKground

FWHM : FullWidth at Half Maximum

GalICS : Galaxies In Cosmologi alSimulations HAP : Hydro arbure AromatiquePoly y lique IDL : Intera tive DataLanguage

IR : InfraRouge

IRAS : InfraRed Astronomi al Satellite IRTS : InfraRed Teles opein Spa e ISO : Infrared Spa e Observatory ISOCAM : Cam
era d'ISO

ISOPHOT : Photometre d'ISO

ISSA : IRAS Sky Survey Atlas

MIPS : MultibandImaging Photometer for Spitzer MIS : MilieuInterStellaire

NAG : Noyau A tif de Galaxie

PAH : Poly y li Aromati Hydro arbon

PSF : Point Spread Fun tion(lar
eponse impultionnelled'un instrument) SCUBA : Sub-millimeterCommon User BolometerArray

VLA : VeryLarge Array

VSG : VerySmall Grains

L'astronomie, probablement la plus an ienne s ien e du monde, a pour but d'obser-ver et de omprendre l'
evolution g
en
erale de l'univers. Les observations b
en
e ient des avan
ees te hnologiques au l du temps. Le rayonnement olle t
e nous renseigne sur le ontenu de notre systeme solaire ( omme la lumierezodia ale, lumiere du soleilr
e
e hie surlespoussieresinterplan
etaires),le ontenudelagalaxie( ommeles
etoilesoul'
emission diusedesnuagesdegazetdepoussieres)etle ontenuextragala tique:lesautresgalaxies et amas de galaxies. Le signal
ele tromagn
etique le plus lointain auquel nous puissions th
eoriquement a
eder, est le rayonnement
emis lors du d
e ouplage entre la lumiere et lamatiere,300000ansapresleBigBang,etquel'onobservedansledomainemi ro-onde.

Lorsque l'on integre la lumiere
emise par l'ensemble de l'univers, depuis sa r
eation jusqu'anos jours,onobtient equ'on appelleun rayonnement de fond, observ
edepuis le voisinage de la Terre. Celui- i omprend une partie gala tique et une autre extraga-la tique, voire osmologique. Le fond dius extragala tique peut etre d
eni par e qu'il reste de labrillan edu ielquand onaretir
ed'unepart les ontributions lo ales,qu'elles soient d'origineatmosph
erique, de l'environnement solaire ou gala tique, etd'autre part lessour esextragala tiquesr
esolues.Dans ertainsdomainesdelongueursd'onde,la om-posantediusedu rayonnement defondextragala tiqueprend sonorigineades distan es susamment
eloign
ees pour que nous regardions en arrierea une
epoque o u iln'existait pas en ore d'objets dis rets. C'est le as du rayonnement du fond dius osmologique, dans la gamme des fr
equen es mi ro-ondes. Il existe
egalementdes omposantes diuses issues de l'
emission du gaz intergala tique, haud et ionis
e. Cependant, a d'autres lon-gueursd'onde, lefonddius extragala tiquepeut onsister en la ontributiond'ungrand nombre de sour es dis retes, qui sont trop faibles pour etre d
ete t
ees individuellement. On parle de fra tion non r
esolue du fond.

L'
etude de e type de fond nous donne des informations sur les propri
et
es int
egr
ees des populations de galaxies.Eninfrarougelointain, onpeut ainsi ontraindrelesmodeles d'
evolution des galaxies et l'histoire du taux de formation d'
etoiles. En infrarouge, l'ab-sorption du rayonnement par l'atmosphere terrestre impose de lan er des satellites. Le plus r
e ent, lan
e en aout2003, futle satelliteSpitzer,dont une grandepartie des obje -tifs s ientiques s'int
eresse a la osmologie.

J'aborde, dans e manus rit de these, le fond dius extragala tique dans deux do-mainesde longueurs d'onde, l'infrarougeet lemillim
etrique,ou mi ro-onde.

Lepremier hapitre introduiralefond danstoute lagammedes longueurs d'onde. On d
etaillera ensuite le fond extragala tique dans les domaines infrarouge et millim
etrique, d'unepart ave l'historiquede leur d
e ouverte, puis ave lesinstrumentsayant ontribu
e a son observation et enn ave une des ription des avant-plans onnus qui doivent etre soustraits soigneusement pour permettre l'
etudedu fondlui-meme.

Dans le deuxieme hapitre, je traiterai des irrus, nuages interstellaires observ
es a haute latitudegala tique. Ils onstituent un avant-plan tres genant pour l'
etude du fond extragala tiqueIR.Eneet,ilspossedentunestru turespatiale omplexequirenddi ile toutesoustra tionde ette omposante.J'
etudierailavariationdeleur ouleur(ourapport d'intensit
e)entre 60 et100

µm

,en fon tionde leur brillan emoyenne.

Les troisieme et quatrieme hapitresseront onsa r
es aux u tuations du fond dius extragala tiqueinfrarouge,d'une partdu pointde vuede las
eparationdes omposantes, aux longueurs d'onde a essibles ave les satellites ISO et IRAS ( hapitre 3), et d'autre parten e qui on ernelare her he de orr
elationsdans es u tuations( hapitre4).Ces dernieresnousrenseignentsurladistributionspatialedesgalaxieslointaineset
etendraient notre onnaissan ede l'
evolutiondes stru tures dansl'univers, notammentdans laphase des fusions de galaxies.

Le inquieme hapitre abordera les u tuations du fond dius osmologique et en parti ulier d'un de ses avant-plans, l'eet Sunyaev-Zel'dovi h. J'y d
e rirai une appro he statistiquepour tenter de s
eparer ette omposanted'avant-plan.

Enn, dansla on lusion, jer
esumerai letravail ee tu
eetje donneraiquelques pers-pe tives on ernant lesinstruments futurs tels que Plan k (2007).

Introdu tion au fond dius

extragala tique et a ses avant-plans

1.1 La nature des fonds dius

1.1.1 Le spe tre
ele tromagn
etique

La d
e ouverte que lalumiere est asso i
ee aun ph
enomene physique plus vaste que e quel'oeilhumainpeut d
ete ter onstitue unedes
etapeslesplusimportantesde l'histoire de l'astronomie. La lumiere visible n'est en eet qu'une toute petite partie du spe tre
ele tromagn
etique (voir lagure 1.1).

Al'
epoquedeNewton,onpensaitquelalumiere
etait onstitu
eedeparti ules.Thomas Young d
emontra, par de multiples exp
erien es au d
ebut du XIX sie le, quela lumiere se omporte omme une onde et lui asso ia une longueur d'onde (d'environ 500 nm). La m
e anique quantique on ilie aujourd'hui es deux aspe ts orpus ulaire et ondulatoire des ph
enomenes lumineux. C'est William Hers hel qui, en 1800, d
e ouvrit le premier rayonnement invisible. Il voulut mesurer la temp
erature asso i
ee a haque ' ouleur' du spe trevisible(400-800nm)etd
e omposapour elalalumieresolaireal'aided'unprisme. Il pla a ensuite un thermometre au niveau de ha une des ouleurs et observa que la temp
erature augmente du violet vers le rouge. Il eut l'id
ee de pla er son thermometre apr es le rouge et remarqua que la temp
erature ontinuait d'augmenter. Le rayonnement infrarouge
etait n
e! L'ann
ee d'apres, Johann Ritter voulut savoir e qu'il en
etait du ot
e de lafrontiere violette du spe tre visible. Il mesura le taux de r
ea tion du hlorure d'argentexpos
e a ha une des ouleurs dispers
ees par un prisme. Ce tauxaugmentaitdu rouge vers le violet et
etait en ore plus fort apres le violet. On nomma par la suite es rayons'ultra-violets'.JamesClerkMaxwelld
emontra,en 1865,quelalumierer
esulted'un hamp
ele tro-magn
etique et qu'il n'y a au une raison de limiter l'intervalle possible de longueurs d'onde au spe tre visible. En 1888, Heinri h Hertz r
eussit a l'aide d'un ir uit
ele tromagn
etique a produire des ondes
ele tromagn
etiques dont la longueur
etait un

Fig. 1.1: Spe tre
ele tromagn
etique de la lumiere en fon tion de la longueur d'onde, de la fr
equen e etde l'
energie.

millionde fois plus grande que elle de la lumiere visible, lesondes radios. Sept ans plus tard, Wilhelm Rontgen d
ete te les rayons X, nom donn
e a l'in onnue en math
ematique. Il
etudie alors la p
en
etration des rayons athodiques dans le verre. Apres avoir entour
e son tube athodique de arton noir pour se prot
eger de sa lumiere, il se rend ompte qu'un
e ran de arton re ouvert de platino yanure de baryum devient uores ent. Cette uores en e diminue en fon tion du num
ero atomique de la matiere interpos
ee. Il fait des photographies de l'absorptionde es rayons, l'une d'ellesrepr
esentant lamain de son
epouse.

On a aujourd'hui pu observer des ondes
ele tromagn
etiques dont la longueur varie entre 10

−16

met plusieurs milliers de kilometres.

Les objets
elestes, dans l'univers, rayonnent dans un intervalle de longueurs d'onde qui ouvre en g
en
eral plusieurs domaines, bien que la frontiere entre eux- i ne soit pas d
etermin
eedefa onpr
e iseetd
ependesouventde equel'on
etudie.Lespe tred'
emission de l'Univers lointain et dius est re onstitu
e a la gure 1.2 et indique le ontenu en
energie
ele tromagn
etique de elui- i, asso i
e a haque domaine de longueur d'onde. La repr
esentation (

ν, νI

ν

) donne le meme poids a la ontribution en
energie de haque bandelogarithmique de longueur d'ondeet permet de visualiser,ave l'aire de la surfa e sous la ourbe, l'
energie orrespondante au rayonnement
emis. On observe que la plus grandepartie (94%)de l'
energie
ele tromagn
etiquede l'
emissionde l'Univers orrespond aufonddius osmologiquemi ro-onde(FDC,CMBen anglais,pour'Cosmi Mi rowave Ba kground'), 'est-a-direauxphotons r
e
esdanslaphasedenseet haudede l'Universet lib
er
eslorsdud
e ouplageentrelamatiereetlerayonnement.Apres emaximumd'
energie dans ledomainemillim
etrique(ou mi ro-onde),on observe deux autres omposantes im-portantes dans les domaines infrarouge et visible, qui sont les plus
energ
etiques apres

rayonsXetrayonsgamma.Jed
esigneraiparlasuitelesdomainesde longueursd'ondede l'infrarougepro he ommeallantde0.7 a5

µm

,l'infrarougemoyen allantde5a50

µm

et l'infrarougelointain allantde 50a 500

µm

;500

µm

a1 mm orrespond audomaine sub-millim
etrique.

Danslasuitede ettese tion,j'exposerailesobjetsastrophysiquesdontl'
emission do-minelefondauxdi
erenteslongueursd'onde,danssapartiegala tiqueetextragala tique, en indiquantlafra tionr
esolue.Jene m'int
eressequ'au rayonnement
ele tromagn
etique; ilexiste
egalementdespr
edi tionsdefondsfermioniques,teluno
eandeneutrinos,relique du Big-Bang.

Fig. 1.2: Rayonnement du fond dius extragala tique; ourbe ompil
ee a partir de plusieurs donn
ees(Halpern &S ott, 1999).

Fig. 1.3: Zoom sur les parties infrarouge et optique du spe tre du fond dius extragala tique. Compilationde mesures dedivers instruments(Gispertet al., 2000).

1.1.2 Le fond optique

Lefondoptiquefutlepremieraetreremarqu
e,aumoinsparsafaibleintensit
e.Olbers, bienqu'il ne soitpas lepremier,est onnu pour avoirdis ut
elefaitque le ielne devrait pas etre noir (en 1826). On pourra voir deux appro hes de la r
esolutionde e paradoxe dans Pea o k (1999), p.353.

Le satellite 'Hubble', lan
e en 1990, a permis une avan
ee majeure dans le domaine optique. Le fond extragala tique dans le domaine visible est quasiment r
esolu ave les donn
ees des relev
es HDF ('Hubble Deep Field'). Les omptages de sour es int
egr
es au-dessus d'un seuil en ux,

S

ν

, onvergent a partir d'une ertaine valeur de ux (Pozzetti etal., 1998). C'est lapreuve qu'on a r
esolu le fonddu auxgalaxies. En l'absen e de me-sure dire tedu fond,il est toujours possible qu'ilexiste une omposante intrinsequement diuse, intergala tique, en optique.

Les sondages optiques profonds permettent de voirles luminosit
esultra-violettes des galaxies a tres grand d
e alage vers le rouge. Ces luminosit
es peuvent etre onverties en tauxdeformationd'
etoilesen faisantdes hypothesessurlespopulationsstellairesjeunes. Ce taux de formation possede un maximum vers un redshift de 1 (Guiderdoni et al., 1997a).

des galaxiesades redshiftsmod
er
esagrands.Lessondagesr
e ents utilisantdesCCDont puatteindre lasensibilit
en
e essaire pour apterlamajorit
ede lalumiereextragala tique du iel. L'une des questions intriguantes on erne la naturedes galaxies bleuesfaibles.

L'imagerieoptique ultra-profonde utilisantdes CCD ('Charge Coupled Devi e') dans le domaine de longueurs d'onde de 0.3 a 1

µm

a r
ev
el
e une grande densit
e de surfa e de galaxies bleues faibles. A un niveau de ux orrespondant a 1 photon /pixel/minute olle t
e dans un t
eles ope de 4 m, il y a environ 300 000 galaxies par degr
e arr
e sur le iel. Ces galaxies ont des magnitudes apparentes entre 25 et 28 dans la bande B (bleu, vers436nm).Lesredshiftsestim
esde es galaxiess'
etendententre0.7et3.Lespe treUV brillantde es galaxies redshift
ees pourrait produirela formespe trale bleue observ
ee.

Yoshii&Takahara(1988)ont al ul
eleuxde fondextragala tiquesans
evolutionen nombre ouen luminosit
edes galaxies :

νI

ν

= 1.1 × 10

−9

_{W m}

−2

_sr

−1

a

0.36 µm.

Pour des galaxiesen
evolution,ave des redshifts de formations'
etalantentre 3 et5,ilsontestim
e un fond extragala tique environ deux fois plus important, pro he de la valeur observ
ee, mais de forme spe traledi
erente.

Lefondoptiqueestdomin
eparl'
emissiond'avant-plan(atmosphere,lumierezodia ale, irrusgala tiques, aurores) quirendtoutemesureabsoluedu fonddi ile(e.g.Bernstein etal., 2002).

1.1.3 Le fond UV

Les premiers satellites d'observation dans l'ultraviolet furent lan
es dans les ann
ees 1960et1970.Leplusimportantd'entreeuxfutlesatelliteIUE ('InternationalUltraviolet Explorer') qui, lan
e en 1978, fon tionna pendant 18 ans. Ave un t
eles ope de 45 en-timetres,IUEr
ealisaunemoissonex eptionnellededonn
ees, se on entrantenparti ulier surles
etoileslesplus haudesetleurs
eje tionsdegaz,ainsiquesurlemilieuinterstellaire etlesquasars.Pourexplorerl'ultravioletlointain,presdelafrontiereave lesrayonsX,les Am
eri ainslan erentEUVE('ExtremeUltravioletExplorer')quiobservale ielde 1992a 2001.Cesatelliteput
etablirune artedu iel,d
ete ter lapremiere sour eextragala tique dans e domaine et
etudier ertaines
etoiles parti ulieres omme lesnaines blan hes.

Le fond ultra-violet est produit par une ri he ombinaison de pro essus, d'origine a la fois gala tique et extragala tique. Le rayonnement dius gala tique est produit par les di
erentes omposantes du milieu interstellaire, de la phase neutre froide a la phase haude ionis
ee. Une importante signature spe trale est l'
emission uores ente de l'hy-drogene mol
e ulaire,H

2

.La pr
esen ede raies d'absorptionattribuablesades espe es for-tement ionis
ees dansle spe tre des
etoiles haudes a
et
e interpr
et
ee ommeune
eviden e de la pr
esen e d'un gaz t
enu a des temp
eratures pro hes de elle de la ouronne solaire. Un fond dius en X mous et UV extreme serait la ons
equen e des ex itations ollision-nelles etdes d
esex itations radiativesde e plasma ades temp
eratures oronales (Henry, 1999).Une omposanteextragala tiquedu fonddiusUVvientde lalumiereint
egr
ee des

mentdumilieuintergala tiquepeud
e al
everslerouge.Enplusduplasmaintergala tique ionis
e, le fond UV lointain pourrait ontenir des signes d'un milieu intergala tique non baryonique (par ex. des neutrinos massifs) en d
esint
egration(Henry, 1999).

1.1.4 Le fond infrarouge et submillim
etrique

La fenetre infrarouge, dans ses parties moyenne et lointaine, s'est ouverte gra e a l'avenement des satellites. En eet, la pr
esen e de l'atmosphere terrestre ne permet le passagedesondes eninfrarougepro he etdansledomainesubmillim
etriquequedansdes fenetres
etroites.

Lepremiersatellited'observationdans l'infrarouge,IRAS('Infrared Astronomi al Sa-tellite'), fut lan
e en 1983 gra e a une ollaboration entre am
eri ains, britanniques et n
eerlandais. Muni d'un t
eles ope de 57 entimetres, il r
evolutionna en 10 mois d'obser-vations, tous les domaines de l'astronomie. Il r
ealisa en parti ulier une arte omplete du iel dans l'infrarouge, d
e ouvrit plusieurs ometes, observa des nuages de poussieres interstellaires baptis
es les irrus infrarouges, d
ete ta des disques de poussiere autour de plusieurs
etoileset miten
eviden eun nouveau type de galaxies, lesgalaxies infrarouges. En 1995, l'Agen e Spatiale Europ
eenne (ESA) lan a son premier observatoire infra-rouge, ISO, pour une p
eriode d'observation de deux ans et demi. ISO ('Infrared Spa e Observatory')
etait apable de d
ete ter le rayonnement infrarouge dans des longueurs d'onde omprises entre 2,5 et240 mi rometres,ave une sensibilit
eet une r
esolution an-gulairebien sup
erieuresa elled'IRAS.Surtout,ISOposs
edaitdesmatri esded
ete teurs quipermettaientdefairedelavraieimagerieetdelaspe tros opie.Parmisesd
e ouvertes, onpeut iter l'observation de nombreuses r
egionsde formationstellaire dans des r
egions pro hes oudans desgalaxies lointaines,ainsi quelad
e ouverte devapeurd'eau surTitan et plus g
en
eralement la d
ete tion d'eau un peu partout dans l'Univers. ISO a
egalement d
ete t
e les mol
e ules d'hydro arbures aromatiques poly y liques (HAP ou PAH en an-glais, pour 'Poly y li Aromati Hydro arbon') depuis le milieu interstellaire dius de notre galaxie jusqu'aux galaxies ext
erieures.

Ledomainede longueursd'ondeinfrarouge ontient toutel'informationsur lap
eriode de la formation des galaxies et de l'histoire de la formation d'
etoiles. Le fond infrarouge lointain extragala tique a une intensit
e de 34 nW

m

−2

_sr

−1

. Le fond optique extragala -tique ombin
e au fond en infrarouge pro he fait un peu moins de 60 nW

m

−2

_sr

−1

. Les fonds osmologiques infrarouge et optique r
eunis forment environ6% du fond dius os-mologique.Le niveau de brillan e d
ete t
e en infrarouge par COBE puis 2MASS indique un fond deux a trois plus
elev
e que l'extrapolation des galaxies optiques. Il y a don eu une
epoque de formation d'
etoiles plus importante que e que l'on onnait de maniere

1.1.5 Le fond millim
etrique

Ledomainede longueursd'ondemillim
etriques,quel'onnommeaussimi ro-ondes,est ledomaine d'
emission du fond dius osmologique. Il est
emis al'
epoquede l'histoire de l'Univers lapluslointainequel'on puisseobserverpar lerayonnement
ele tromagn
etique, quand eut lieu le d
e ouplage de la lumiere ave la matiere, permettant au rayonnement de voyager sur de grandes distan es (pluspetitesquel'univers observable). Lefonddius osmologiqueaun maximum d'
emissionvers 1mm, orrespondantal'
emissiond'un orp noir a tuellement a une temp
erature de 2.73 K. Int
egr
e sur tout le iel, 'est le signal le plus
energ
etique qui existe : 996 nW

m

−

2

_sr

−

1

. Apres avoir
et
e pr
edit th
eoriquement, il fut d
e ouvert en 1965 par Arno Penzias et Robert Wilson (Penzias et Wilson, 1965), employ
es par la ompagnie de t
el
e ommuni ations Bell. Observ
e ensuite par le satellite COBE

1

etWMAP

2

,ona toutd'abord v
eri
e le ara tere Plan kien pr
edit par lemodele deBig-Bang haud puisd
ete t
edes u tuationsdel'ordrede

10

−

5

Kdanslatemp
erature du fond. Ces u tuations seraient les tra es des u tuations de densit
e a l'origine des stru tures qui formeront ensuiteles galaxies ettout notre univers observable.

1.1.6 Le fond radio

Le domaine radio fut le premier domaine de longueurs d'onde non visible a etre ex-ploit
e. Quelques observations furent a omplies par des pionniers omme Jansky dans les ann
ees 1930, mais e n'est qu'apres la se onde guerre mondiale que la radioastro-nomie se d
eveloppa v
eritablement. Elle a permis de d
e ouvrir ertains des objets les plus int
eressants de l'Univers, omme les pulsars, les radiogalaxiesou lesquasars. Elle a
egalementouvert lavoieal'
etudedesdi
erentstypesdenuagesd'hydrogeneinterstellaire qui parsement le milieuinterstellairegra e a laraie a 21 m de l'hydrogene neutre.

Le fond radio, dans sa partie extragala tique, est tres ertainement domin
e par la ontributionint
egr
eedesour essyn hrotron

3

dis retes,prin ipalementdesgalaxiesa tives et des quasars. Cependant, puisque la Voie La t
ee est elle-meme une puissante sour e de rayonnement syn hrotron, la soustra tion de l'
emission d'avant-plan pour r
ev
eler le fond extragala tique isotrope est di ile. La omposante extragala tique du fond vaut approximativement:

I

ν

= 6000 (ν/GHz)

−0.8

Jy/sr.

Le total de l'
emissiondiuse observ
ee est environ trois fois plus grand. L'exa te propor-tion entre les deux n'est pas fa ile a estimer ar les
emissions syn hrotron gala tique et extragala tique onta peu pres le meme indi e spe tral.

1

COBE='COsmi Ba kgoundExplorer' 2

WMAP='WilkinsonMi ro-waveAnisotropyProbe' 3

spira-Une autre ontribution aufond radio extragala tique vient du gaz neutre intergala -tique(HI). Celui- i
emet la raie hyperne a 21 m ave une
emissivit
ede :

j

tot

=

g

2

g

1

+ g

2

A

21

n

HI

hν

o u

n

HI

est la densit
e volumique d'atomes d'hydrogene,

ν

la fr
equen e et

h

la onstante de Plan k. Le taux de transition spontan
ee est de

A

21

= 2.85 × 10

−

15

_s

−

1

, et les poids statistiques des niveaux sup
erieur et inf
erieur sont

g

2

= 3

,

g

1

= 1

. Cette
emissivit
e est tres on entr
ee vers 1420.4 MHz. La puissan e moyenne
emise par un seul atome est

P

0

= 10

−38.7

W.

1.1.7 Le fond X

Dans le domaine des rayons X, le premier satellite a faire le relev
e omplet du iel fut UHURU. Lan
e en 1970, elui- i
etablit une arte du iel et d
ete ta de nombreuses sour esbrillantes.Alandesann
ees 1970,troissatellitesdelas
erieHEAO('HighEnergy Astrophysi s Observatory') reprirent e travailplus en profondeur et d
ete terent pres de 10000sour esde rayons X.L'
etudede es dernieres adepuismontr
equ'ils'agissait prin- ipalement de ouples d'
etoiles ontenant un objet eondr
e, soumis a des ph
enomenes tres violents, de r
esidus de supernovae ou bien d'amas de galaxies. Depuis, d'autres sa-tellitesont ontinu
e e typed'observation,enparti ulier l'europ
een EXOSAT('European spa e agen y's X-ray Observatory'), et l'allemand ROSAT ('ROentgen SATellite'), res-pe tivement en 1983 et en 1990, et plus r
e emment l'am
eri ain Chandra et l'europ
een XMM-Newton tous deux lan
esen 1999.

Lespe tre en X ouvre un domained'
energie de1 a1000keV. Lefondtotal peutetre ajust
e par une loi de puissan e et une oupure :

νI

ν

= 2.7 × 10

−11



E

3 keV



0.71

exp



−

_kT

E



W m

−2

sr

−1

,

ave kT = 40keV; E est l'
energiedu rayonnement,

k

, la onstante de Boltzmann, et T, latemp
erature.

Les rayons X de faible
energie(

∼

0.25 keV) proviennent du gaz haud interstellaire(a

10

6

K), hau
e par les supernovae et les vents stellaires d'
etoiles jeunes massives. Au-dela de 1 keV, l'origine du fond dius est extragala tique. Le fond X extragala tique est r
esolu a environ 80% a 1 keV (1 nm), gra e aux observations profondes de ROSAT (Hasinger et al., 1998), ainsi que dans le domaine des X durs (2 - 10 keV) gra e aux observationsdeChandra(Mushotzkyetal.,2000)etd'XMM.Cefondestdutypiquement aux noyaux a tifs de galaxies (NAG), 'est-a-dire a la matiere tombant dans les trous noirs,au entre des galaxies lointaines.Ladistributiond'
energiespe tralede es sour es,

faut
egalement her herune omposanteauthentiquementdiuse, ommedugazuniforme haud, fortement ionis
e.

De par lapr
esen ed'un tore de poussiereet de gaz mol
e ulaire,lesNAG ontribuent a la fois au fond X et au fond infrarouge/submillim
etrique. En infrarouge et submil-lim
etrique,ilsformentmoinsde20%dufondet,inversement,lessour essubmillim
etriques ontribuent pour moins de 10% au fond X (voir les d
ete tions ave SCUBA ('Submilli-meter Common User Bolometer Array') et Chandra, et les inter- orr
elations faites par Severgnini etal. (2000),et lesr
ef
eren es in luses).

L'expli ation la plus probable pour le fond X est qu'il est g
en
er
e par une population nombreusede galaxies a tivesde faibleluminosit
e.

1.1.8 Le fond gamma

L'astronomiegammas'int
eresseaurayonnementleplus
energ
etique onnu(voirAtti
e, 2005).Lerayonnementgammaest li
eades pro essusmettant enjeu des transformations nu l
eairesoudes ph
enomenes tres
energ
etiquesli
esaux parti ules relativistes.On le ren- ontre dans les pulsars,le entre des galaxies oudans les quasars. Lespremiers satellites dans e domaine furent lan
es a la n des ann
ees 1960. Depuis, les prin ipaux satellites furentl'europ
eenCOS-B

4

,lan
een 1975,lefran o-russeGRANATen 1989etl'am
eri ain Compton GRO en 1991. La mission la plus importante a l'heure a tuelle est elle du satellite Integral de l'agen e spatiale europ
eenne lan
e en 2002. La omposante isotrope du fond gamma fut d
e ouverte par le satellite SAS 2

5

, lan
e en 1972, et onrm
ee par EGRET

6

en 1992.

Lefonddiusgammaestdomin
eparlesnoyauxa tifsdegalaxies(NAG),qui
emettent jusqu'aux plus hautes
energies. Selon les pr
edi tions, ils seraient responsables de 25% a 100% du fond (Strong et al., 2004). Les autres sour es possibles sont les amas de ga-laxies,lesparti ules
energ
etiques a
el
er
ees par lesondes de ho intergala tiques,ou les
ev
enementsde sursaut gamma.Tout lefonddiusgamman'est pas d'origine extragala -tique; unepartievientde l'intera tiondes rayons osmiques ave legaz de notregalaxie; une autre partie vient de la d
e roissan e radioa tivede l'aluminium(

Al

26

) pr
esent dans les novae ou les
etoiles massives. Le fond dius gamma peut donner des informations sur laphased'annihilationbaryon-antibaryon,l'
evaporationdes trous noirsprimordiaux, l'annihilationde la matierenon-baryonique th
eorique (les WIMPs

7

). Lesrayons gamma, dans le domained'
energie des TeV, permettent
egalement d'
etablirune limite sup
erieure sur le fond en infrarougemoyen (Renault et al.,2001). L'hypothese est que l'absorption dans le spe tre gamma est due a l'intera tion des photons du fond IR ave les photons gamma,produisant des paires
ele tron-positon.

4

COS-B='CelestialObservationSatelliteB' 5

SAS2='SmallAstronomySatellite2' 6

EGRET='Energeti GammaRayExperimentTeles ope' 7

1.2 Le fond dius infrarouge extragala tique

1.2.1 Historique de sa d
e ouverte

L'importan ede la brillan edu ielnoir remonteau moins a Olbers (1826, voir Har-rison, 1990, pour une revue historique). Les premiers al uls du rayonnement de fond optique du aux galaxies dans le ontexte de la relativit
e g
en
erale furent ee tu
es par Shakeshaft (1954);M VittieetWyatt (1959);Sandage et Tammann(1964);Whitrowet Yallop(1964);WhitrowetYallop(1965).HauseretDwek(2001)nousapprennentque es auteurs se sont pr
eo up
es de la lumiere int
egr
ee des
etoiles. Whitrow et Yallop (1965), ont
egalement pris en ompte l'absorption de la lumiere des
etoiles par des galaxies in-term
ediaires et de la poussiere intergala tique. La r
e
emission de l'
energie aux longueurs d'ondeinfrarouge n'
etait pas en ore onsid
er
ee.

La d
e ouverte du fond dius osmologique dans les longueurs d'onde millim
etriques par Penzias et Wilson (1965),a onrm
e le modele d'un Univers primordial haud et en
evolution. On pouvaits'attendre a l'existen e d'un fonden infrarouge,qui seraitdistin t du fond osmologique;il orrespondraita laformation destru tures etala ondensation d'objets lumineux a partir de la matiere primordiale neutre suivant le d
e ouplage de la matiereetdurayonnementaun redshiftde z=1100.En1965,Peebles onsid
erait e fond diusinfrarougeextragala tique(FDIE),etremarquaitlemanquede onnaissan edire te sur la brillan e du iel dans les trois d
e ades de longueurs d'onde, de 1 a 1000

µm

. La seule limiteobservationnellesur leFDIE pouvant sugg
erer qu'iln'
etait pas susamment grand pour fermer l'Univers

8

,
etait la pr
esen e de rayonnement osmique de protons de

10

19

eV,qui auraient
et
eatt
enu
espar laprodu tiondephoto-pionpar un fondinfrarouge (IR)intense (Peebles, 1969).

PartridgeetPeebles(1967a);PartridgeetPeebles(1967b),re onnurentquepour pro-duire les abondan es des m
etaux a tuels, les premieres galaxies devaient avoir
et
e plus lumineusesquelessystemes plus
evolu
es, etils
etudierentlapossibilit
ede lesd
ete ter in-dividuellementadi
erentes
epoquesdeformation.Ilsont al ul
elefondinfrarougeint
egr
e quia
et
eproduitparlespremieresgalaxiesdeleurmodeledansdi
erentss
enarios osmo-logiques.L'eetdelapoussiere
etaitignor
e,et, par ons
equent,lefond
etaitg
en
eralement plusbrillantdans ledomainede1 a10

µm

.Ils ont ompar
e es pr
edi tions ades estima-tions du rayonnement d'avant-plan du systeme solaire et des sour es gala tiques et ont on luave justessequeleFDIEestbeau oup plusfaibleque esavant-plans.Leurtravail fut important pour la stimulationdes programmes d'observation et de mesure du FDIE (voir aussi Setti etWoltjer(1971)).

8

L'Universestditferm
esisadensit
ed
epasselavaleur ritiquede

ρ

c

= 2 × 10

−29

_{g cm}

−3

(soitenviron 3atomesd'hydrog enepar

m

3

;l'atmosph ereterresteen ontient

10

25

par

m

3

Harwit (1970), a revu les premieres tentatives de mesure de la brillan edu iel infra-rouge. Il a not
e l'importan e des mesures de fond pour omprendre les lasses d'objets dis rets omme les quasars, qui s'
etaient r
ev
el
es tres lumineux dans l'infrarouge (Klein-mann et Low, 1970; Low, 1970). Des mesures du fond en infrarouge lointain auraient permis de mettre des limites sur le nombre etla dur
ee de telles p
eriodes lumineuses. La forte luminosit
e en IR lointain des galaxies de l'Univers lo al a amen
e Low et Tu ker (1968), apr
edire un fondinfrarouge qui piqueraita une longueur d'onde plus
elev
ee que 50

µm

,ave une
energietotale repr
esentant 1a 10% de elle du CMB.

Les premieres estimations th
eoriques du fond infrarouge ignoraient l'eet de la ther-malisationpartiellede lalumieredes
etoilespar la poussiere. Depuis lemilieudes ann
ees 1970, plusieurs re her hes ont pris et eet en ompte, dans des modeles a divers degr
es de sophisti ationet de omplexit
e(e.g. Kaufman,1976;Ste keretal., 1977,Negroponte, 1986; Bond et al., 1986; Bond et al., 1991; Ha king et Soifer, 1991; Bei hman et Helou, 1991;Fran es hinietal.,1991,Fran es hinietal.,1994).Leseorts demod
elisationlist
es i i furent tous misen oeuvre avant que le FDIE ne fut d
ete t
e. La onnaissan e a tuelle du FDIEdonne de nouvelles ontraintes importantes sur lesmodelesquant ason origine.

Nous allons maintenant nous interroger sur les sour es qui forment les fonds optique et infrarouge de l'Univers. Les spe tres des galaxies pro hes et standard (Fig. 1.4, en pointill
es et en tirets) indiquent une plus forte
emission en optique qu'en infrarouge; l'
emissionIR repr
esenteen moyenne un tiersde l'
emissionoptique (SoiferetNeugebauer, 1991), dans l'univers lo al. Pourtant, en regardant le ontenu global de l'Univers, on re-marque que la partie infrarouge est plus importanteque l'optique (voirla gure 1.3); le rapportd'
emissionIR/optiquevaut alors1-2.6(Gispert etal.,2000).Il existe don ,ades distan es plus lointaines,une populationdi
erenteetplus lumineuse en IR, que elle des galaxies dites lo ales. On parle souvent en terme de 'redshift' pour indiquerles distan es osmologiques; le'redshift' oud
e alagevers lerouge est un d
e alage des fr
equen es de la lumiere ave l'expansion de l'Univers. De maniere
equivalente, on peut exprimer e 'redshift' en un intervallede temps etdon en fon tionde l'age de l'Univers.

Les poussieres r
e
emettent en infrarouge la lumiere optique et UV qu'elles re oivent des
etoiles. Ainsi, les sour es qui vont pouvoir onstituer le fond de rayonnement infra-rougesont desgalaxies dontle ontenuen poussieres est plus on entr
e.De sortequ'elles forment quantit
es d'
etoiles (par on entration de la poussiere et du gaz); elles sont ap-pel
ees 'starburst galaxies' en anglais ou galaxies a amb
ee de formation d'
etoiles en fran ais (voir la gure 1.4, en trait plein). Ces galaxies peuvent etre en intera tion gra-vitationnelle. L'un des grands axes de re her he a tuels est de omprendre l'
epoque de

Fig.1.4:Distributionsd'
energiespe tralededi
erentstypesdegalaxies.Les roixrepr
esentent lespointsdedonn
eesetles ourbessontdesmod
elisationsr
ealis
eesparChanial,2003.Lesobjets sont : la galaxie elliptique NGC 5018, le disque de la spirale M 101, la galaxie a amb
ee de formationd'
etoiles M82, et lagalaxie infrarougeultralumineuse (ULIRG) CFRS 14.1139,dont leuxa
et
emultipli
epar 10

6

pouretre ompar
e auxautreset dontled
e alagespe tral(z=0.66) a
et
e orrig
e an de ne omparer que des spe tres intrinseques. Cette gure est extraite de Galliano,2004.

1.2.2 Les instruments d'observation du fond IR

Je pr
esente dans ette partie les di
erents instrumentsqui ont permis d'apporter des ontraintes signi ativessur lamesure du fond dius.

1.2.2.1 COBE, 'Cosmi ba kground explorer'

COBE, 'COsmi Ba kground Explorer', fut lan
e le 18novembre 1989 de la base de Vandenberg (Etats-Unis). Il fut missur une orbite ir ulairea 900 km d'altitude.

COBE / FIRAS :

FIRAS, 'FarInfraRed Absolute Spe trometer', est un interf
erometre de Mi helson pola-risant(Mather etal., 1990; Fixsen et al.,1994). Il est refroidi a la temp
eraturede 1.5 K par un liquide ryog
enique, l'h
elium liquide. Il opere sur un domainede fr
equen e allant de 1 a 100 m

−1

. Sar
esolutionspatiale est de 7

◦

.

COBE / DIRBE :

Lapremiere missionde DIRBE, 'DiuseInfraRed Ba kgroundExperiment',
etait de me-surer ou de mettre de fortes limites sur le FDIE, de l'IR pro he a l'IR lointain. DIRBE (Boggess et al., 1992) est un photometre a dix bandes, ouvrant leslongueurs d'onde de 1.25a240

µm

.LeFDIEfutd
ete t
edansleslongueursd'ondelesplusgrandesdeDIRBE, 100, 140 et 240

µm

.

1.2.2.2 ISO, 'Infrared spa e observatory'

Le satellite ISO, 'Infrared Spa e Observatory', a vu le jour gra e a l'agen e spatiale europ
eenne (ESA) et a fon tionn
e entre novembre 1995 et avril 1998. A son bord se trouvaient des spe trometres pour ourtes etgrandes longueurs d'onde (SWS, 'short wa-velengthsspe trometer',etLWS,'longwavelengthsspe trometer',DeGraauwetal.,1996; Cleggetal.,1996),une am
era,ISOCAM,etunphotometre,ISOPHOT.Lespe trometre pour ourtes longueurs d'onde observe entre 2.4 et 45

µm

ave une r
esolution spe trale de 2000 a 20000. Le spe trometre pour grandes longueurs d'onde observe de 43 a 197

µm

ave une r
esolutionspe trale de 200 a 15000.

ISOCAM :

La am
era infrarouge, ISOCAM, possede un d
ete teur en Si :Gade 32 x 32 pixels, ave deux anaux, l'un pour les petites longueurs d'onde entre 2.5 et 5.2

µm

, et l'autre aux grandeslongueursd'ondeentre5et17

µm

.CAMdonnelapossibilit
edefairedel'imagerie etde laspe tro-imagerie,ave uner
esolutionspe tralede40. Cessondages osmologiques profondsa15

µm

jusqu'a100

µ

Jypermettentde al ulerunelimiteinf
erieureauFDIEqui n'estqu'und'unfa teur2inf
erieurealalimitesup
erieuredonn
eeparl'
etudedel'
emission TeV des sour es gamma(Renaultet al.,2001).

ISOPHOT :

PHOT est le photometre d'ISO (Lemke et al., 1996). Il est ompos
e de quatre sous-ensembles :deux am
eras,un polarimetreetunspe trometre. Ilpeut ainsiee tuer dela spe trom
etriebasse r
esolutionentre 2.5 et12

µm

,de lapolarim
etriemulti-bandeentre 3 et120

µm

etde l'imagerieentre 50 et240

µm

. La lumiereparasitemesur
ee pendant une
e lipse solaire par la Terre s'est r
ev
el
ee etre dans le bruit. Le fond absolu mesur
e a 170

µm

est le memequ'ave COBE.

1.2.2.3 IRTS, 'Infrared teles ope in spa e'

La mission japonaise IRTS (pour 'InfraRed Teles ope in Spa e'), fut lan
ee en mars 1995. Elle omporte un t
eles ope de 15 m de diametre. Le spe trometre infrarouge a son bord (NIRS, 'Near InfraRed Spe trometer') fut on u pour obtenir un spe tre des
emissions de fond dius. Il explore les longueurs d'onde de 1.4 a 4

µm

dans 24 bandes ind
ependantes ave une r
esolution spe trale de 0.12

µm

(Noda et al., 1994; Murakami etal.,1996).Lesobservationsde esatelliteont ouvert 7%du ielen 30jours. Le hamp devuefait8'de ot
e, equiestmieuxqueCOBEetpermetdemieuxsoustraireles
etoiles faibles.

Les r
esultats d'observation du FDIE par IRTS sont pr
esent
es par Matsumoto (2000); Matsumoto et al.(2003).Matsumoto retrouve lesmeme r
esultatsque COBE.

1.2.2.4 Le sondage '2MASS'

Lesondage 2MASS ('2-Mi ronAllSky Survey')est r
ealis
eave deux t
eles opesausol de type assegrain. L'un, de 1.3 m de diametre, se trouve au Mont Hopkins en Arizona, dansl'h
emisphereNord;l'autreestauCTIO('CerroTololoInter-ameri anObservatory'), au Chili dans l'h
emisphere Sud. Cha un des t
eles opes est
equip
e d'une am
era et peut observer dans les bandes J (1.25

µm

), H (1.65

µm

) et K

s

(2.17

µm

). Les pixelsfont 2 de ot
e. Le sondage 2MASS a surtout am
elior
e la mesure des
etoiles (Cambr
esy et al., 2001). La mesure du fond d
eduite (somme des
etoiles) est oh
erente ave la mesure de COBE/DIRBE.

1.2.2.5 'Spitzer'

Spitzer('SpitzerSpa eTeles ope') estlenomdonn
ealamissiona tuelledelaNASA. Ce satellitefutlan
ele25aout2003de Cap Canaveral, en Floride.Let
eles ope fait0.85 mde diametre etest a o mpagn
ede trois instruments, refroidisde maniere ryog
enique. Pour les relev
es osmologiques lesdeux instruments IRAC('Infrared Array Camera', 3.6 -8

µm

)et MIPS('Multiband ImagingPhotometerfor Spitzer',24, 70, 160

µm

)donnent des r
esultats remarquables. Les premiers r
esultats sont d
etaill
esdans un num
ero sp
e ial

1.2.3 Le FDIE et ses avant-plans

Il existe diverses sour es de rayonnement en infrarouge : ertaines sont gala tiques, d'autres extragala tiques, ertaines sontpon tuelles,d'autres diuses. On peut re enser: les nuages de gaz et de poussiere qui se trouvent dans notre propre galaxie, la Voie La t
ee;les rayonnements syn hrotron etfree-free quiproviennent des
ele trons libres du gazgala tiqueetdesamasdegalaxies,lesgalaxiesr
esoluesetlefonddiusextragala tique ompos
e de sour es que la r
esolution des instruments a tuels ne permet pas de s
eparer (on ditque les sour essont noy
ees dans lebruit de onfusion).

1.2.3.1 La s
eparation des omposantes

Pour extraire le fond dius extragala tique et ses u tuations, il faut onnatre les omposantesd'avant-planetpouvoirlessoustraire.Unem
ethode tresemploy
ee onsistea
etablirun'Template', 'est-a-direune artedeladistributionspatialede ette omposante. Cette arte est
etablie a une longueur d'onde o u l'
emission
etudi
ee domine le iel. Il est possibleensuited'extrapoler ette artealalongueurd'ondealaquelleonveut soustraire la omposante, en mod
elisantaupr
ealableson spe tre d'
emission. Lerapport d'
emission entre deux longueurs d'ondeest appel
e ' ouleur'.

Une autrem
ethode de s
eparation de omposantes onsiste aformer des ombinaisons lin
eaires des observations a plusieurs fr
equen es de maniere a
eliminer une omposante de spe tre donn
e.Cettem
ethode n
e essiteune bonne onnaissan eaprioridu spe tre de la omposante d'avant-plan, mais elle ne fait au une hypothese sur l'intensit
e du signal et sa distribution spatiale. Cette m
ethode de ombinaison multi-fr
equen es peut aussi etre asso i
ee aux spe tres de puissan e angulaire etainsi etre g
en
eralis
ee a un espa e de fr
equen es adeux dimensions, spatialeset temporelles.

Ces deux typesde te hniques ont
et
eappliqu
eesave su essur lesdonn
ees de COBE (Kogut etal., 1996).Nous utiliserons dans ette these lapremiere m
ethode.

1.2.3.2 Le d
e des mesures du FDIE

LeFDIE possedequelques ara t
eristiquesobservablessur lesquellespeutreposer une d
ete tion. Le rayonnement est d'origine extragala tique et on s'attend don a e qu'il soit isotrope a grande
e helle. Il n'a pas de signature spe trale parti uliere. Le spe tre d
ependra d'une maniere omplexe des ara t
eristiques des galaxies, de leur histoire os-mique,de l'histoirede laformationde lapoussiere etdesadistribution danslesgalaxies. Par e que des sour es dis retes ontribuent - au moins en partie - aufond IR extragala-tique,lefond,s'iln'estpas ompletementr
esoluensour esdis retes,aurades u tuations superpos
ees ausignal isotrope.

veau de z
ero bien d
eni. L'
emissiondu t
eles ope, des omposantes instrumentales, ainsi que de l'atmosphere de la Terre doivent etre
elimin
ees. La lumiere dius
ee et dira t
ee des sour es tres brillantes lo ales (Soleil, Terre et Lune) doit
egalement etre rejet
ee. En pratique, ela requiert la onduite des observations ave des instruments refroidis pla
es au-dessus de l'atmosphereterrestre, etun tempsd'observation susant pour identieret
eliminerlessour es potentielles d'erreurs syst
ematiques.

Le d
e astrophysique pour une mesure dire te du FDIE est essentiellement de pou-voir dis riminer entre le FDIE et les innombrables fortes ontributions a la brillan e du iel. Celain lut lessour es dis retes,telles que les
etoiles etlesautressour es ompa tes de la galaxie, ainsi que les sour es diuses, telles que la lumiere dius
ee et
emise par la poussiere interplan
etaire et elle
emise et dius
ee par la poussiere interstellaire. A des longueurs d'onde plus grandes que 400

µm

, le fond dius osmologique (FDC) devient omparableauFDIE etdoitetres
epar
e de lui.Meme auxhauteslatitudesgala tiqueset
e liptiques, la plus grande ontribution a la brillan e du iel entre 1.25 et 140

µm

vient de lapoussiereinterplan
etaire (voir lagure 1.5). La lumiere des
etoiles est signi ative entre 1.25 et3.5

µm

, etlapoussiereinterstellaire
emetfortement ades longueursd'onde plus grandes que 60

µm

. Il y a deux fenetres spe trales plus favorables pour trouver un fond extragala tique faible : (1) le pro he infrarouge, autour de 3.5

µm

, qui est le mini-mum entre leslumieresdius
ee et
emise par lapoussiereinterplan
etaire,et (2) lafenetre submillim
etrique entre

∼

100

µm

(le pi de l'
emission de la poussiere interstellaire) et le FDC.

Apres avoiridentif
e et soustraitles di
erentes omposantes d'avant-plan, le andidat potentielpour une d
ete tion du FDIEdevra pr
esenter un signal r
esiduelpositif,en ex es susant par rapport aux in ertitudes al
eatoires et syst
ematiques asso i
ees aux mesures et a la s
eparation des avant-plans. Ce signal r
esiduel doit etre isotrope et ne doit pas pouvoir etre asso i
e a une quel onque ontribution quasi isotrope du systeme solaire ou de lagalaxie.Lestrois imp
eratifspour uned
ete tion du FDIEsontdon :un signal posi-tifsigni atif,isotropeetd'origineextragala tiqueplausibleauvu des autres ontraintes (par ex. lapropagation des rayons gamma de haute
energie).

1.2.3.3 Les omposantes d'avant-plan

Quelques d
etails sur les
emissions d'avant-plan sont donn
es par Giard et Laga he (2003).Lapartieauxhautesfr
equen esduspe tre,

ν > 90

GHz,estdomin
eeparl'
emission thermiquedes grainsde poussieresquiontdes temp
eraturesentre 10et100 K.Lesbasses fr
equen es sont domin
ees par le rayonnement thermique du gaz haud ionis
e (rayonne-ment defreinage)etlerayonnementsyn hrotrondes
ele trons
energ
etiques pi
eg
ees parle

que lesdeux autres
emissions diminuent.

Le rayonnement de freinage (ou Bremsstrahlung ou free-free) :

C'est l'une des prin ipales
emissions thermiques du plasma astrophysique. Il r
esulte des intera tions oulombiennesentre les
ele trons libres et les ions. Sa distribution d'
energie s'
etenddemaniere ontinuedupro heinfrarougeaudomaineradioduspe tre
ele tromagn
etique. Une artographie de l'
emission free-free peut etre obtenue a partir des sondages du iel de laraie d'
emission de l'hydrogene, H

α

.Ellemontre des points brillants on entr
esdans le plan gala tique, orrespondant au gaz dense ionis
e autour des
etoiles nouvellement form
ees (r
egions HII), et une
emission diuse des surfa es ionis
ees des nuages neutres remplissantune grande partie de la Voie La t
ee.

L'
emission syn hrotron :

Les
etoiles tres massives (> 8 masses solaires) meurent dans des explosions de super-novae qui sont apables d'a
el
erer des
ele trons et des ions a des vitesses relativistes. Ceux- i sontpris aupiege dans le hamp magn
etique gala tique.L'
emissionsyn hrotron est domin
ee par l'
emission des ele trons
tournant en spirale autour des lignes de hamp magn
etique gala tique. L'
emission syn hrotron vient
egalement des
ele trons osmiques r
epandus atravers lagalaxie. L'a
el
erationde es rayons osmiques prendsurtoutpla e dans les restes de supernovae de type Ib et II, bien que d'autres
ev
enements violents puissent jouerun role.

L'
emission zodia ale :

L'
emissionzodia aleprovientde la lumieredu soleilr
e
emisepar un nombre inimaginable depoussieresmi ros opiques.Leurdensit
emoyenneauvoisinagedelaTerreestd'environ 10parti ules par km

3

etla massetotale de poussierea l'int
erieurde l'orbite terrestre est omprise entre 10

19

et 10

20

g. Ces poussieres sont onstitu
ees prin ipalement de sili ate et de matiere organique. Elles sont les d
ebris de ometes et d'ast
erodes. Ces grains de poussiere sont a une temp
eratured'
equilibreinf
erieure a300 K etleur
emission en infra-rouge pique autour de 25

µm

.

La poussiere interstellaire :

Les rayonnements syn hrotron et free-free sont tres faibles dans le domaine IR par rap-port a l'
emission thermique des poussieres, tant dans notre galaxie que dans les galaxies aamb
ee de formationd'
etoiles.Sur lagure1.5,ont
et
erepr
esent
ees, en bleu,l'
emission zodia ale,en noirl'
emissiondes irrus pour une densit
e de olonnede 10

20

atomes d'hy-drogene par

cm

2

et en rouge l'estimation du spe tre du fond dius infrarouge. Le fond zodia al sera, par la suite, soigneusement soustrait en IR lointain. Clairement, le signal d'avant-plan quidomine en infrarougereste elui de lapoussieredans notre galaxie. Une partie de mon travailde these s'est don on entr
ee sur une meilleure ompr
ehension de

et en parti ulier son omportement aux di
erentes longueurs d'onde en fon tion de sa brillan e. Je me suis int
eress
ee plus parti ulierement a ette omposante interstellaire provenant des milieuxlesplus dius, onnussous lenom de irrus (nuages interstellaires dius appel
es ainsi par analogie ave les nuages observ
es dans la haute atmosphere ter-restre),une
emissiond
e ouverte par lesatellite IRAS en 1984.

Fig.1.5:Spe tresd'
emissiondelalumierezodia ale( ourbebleue),des irrus,pourunedensit
e de olonne de 10

20

_cm

−2

( ourbe noire)et du fonddius infrarouge ( ourbe rouge).

1.2.4 L'importan e de l'
etude du FDIE

L'
etudedufondnousinformesurlaquantit
ed'
energiequia
et
erayonn
eesurtoute l'hi-toirede l'Univers. L'
etudede l'intensit
eetdes u tuationsdufonddonnedes ontraintes sur la fon tion de luminosit
e, le nombre de sour es, les propri
et
es de orr
elation des sour es. Ainsi, leniveau inattendu du FDIE aimm
ediatementr
ev
el
e qu'une grande par-tiede laformationd'
etoiles
etaitobservabledansledomaineIRetprobablementinvisible dansledomaineoptique.R
e emment,de nombreux relev
esa15, 24, 170, 850et1200

µ

m

ontplus oumoins r
esolu leFDIen sour esdis retes : 80%a 15

µ

m,70%a 24

µ

m,

<

10% a 170

µ

m, 30% a 850

µ

m et 10% a 1.2 mm. Les 2 grands r
esultats de es relev
es sont (1) l'
energie
emise en IR provient de la formation d'
etoiles (ave des taux de formation d'
etoiles environ 100 fois sup
erieurs a la voie la t
ee) et (2) les omptages en nombre montrent une tres forte
evolution. Cette
evolution est probablement li
ee a l'histoire de fusion/intera tiondesgalaxies;lapopulationde galaxiesIR responsableen grandepartie du FDIE montre en eet des stru tures omplexes et des parti ularit
es morphologiques, signes d'intera tions pass
ees oupr
esentes (voir par exemple Flores et al.1999, Cohen et al.2000, Patris etal. 2003,Conseli e, Chapman and Windhorst2003).

Pour des longueurs d'onde

λ >

10

µm

, lefonddius IR extragala tiqueest form
epar l'
emission int
egr
ee des galaxies. A plus ourte longueur d'onde, il existe aussi d'autres omposantes pouvantformer unfonddiusIRisotrope.Lespopulationsd'
etoilesde type III ouune formation d'
etoiles dans les galaxies primitivesr
esulterait en un fondisotrope apeu pres uniformeen infrarougepro he. L'
emissionphotosph
erique de es
etoilesserait d
e al
ee vers le rouge dans l'infrarouge. L'abondan e a tuelle des
el
ements lourds limite la quantit
e de formation d'
etoiles tot, telle que la population d'
etoiles de type III qui ne ontribue que tres peu au ontenu en masse de l'univers; ependant, la quantit
e de formation d'
etoiles requise pour expliquer le fondextragala tique en IR pro he n'est pas en ontradi tion ave les ontraintes de m
etalli it
e(Cambr
esy etal., 2001).

A tuellement, la taille des t
eles opes ryog
eniques est limit
ee : 60 m pour ISO et IRAS, 85 m pour Spitzer, e qui donne une r
esolution d'environ une minute d'ar a 180

µm

.Lesrelev
esprofonds osmologiquessontdon limit
eesparla onfusiondessour es. Hers hel dispose d'un t
eles ope de 3.5 mde diametre. L'instrument PACS r
esoudra une grandefra tionduFDIE,maisl'instrumentSPIRE(250,350,550

µm

)seratresfortement limit
e par la onfusion. Il faudra attendre la n de la onstru tion de l'interf
erometre ALMApourr
esoudreunefra tionsigni ativedufonddansledomainesub-millim
etrique.

1.3 Le fond dius osmologique

La osmologie est un domaine en plein d
eveloppement, tant sur les plans th
eorique qu'observationneldepuisune vingtained'ann
ees. Pourlesmesures du fond osmologique, il y a notamment le satellite Plan k qui sera lan
e vers 2007, suivant de nombreuses autres exp
erien es (MAXIMA, BOOMERANG, WMAP, ARCHEOPS). Le fond dius osmologique(FDC) est, etsera par lasuite en oreplus, un outil de travailde base en osmologie :ses u tuations de temp
eraturesont la tra e des premiersinstantsde l'Uni-vers, maisellessontaussilest
emoinsdes`ren ontres devoyage de esphotons primaires, avantqu'ilsnenousparviennent.Ceseets se ondairessont,dupointde vuedel'
etudede l'Universprimordial,unepollution.Par ontre, dupointdevuede leur
etudepropreetde ellesde leurs sour esd'
emission(amasde galaxies,r
egionsionis
ees de l'univers),ilssont pollu
espar lesu tuationsprimairesdu rayonnement.Danslesdeux as, ilest n
e essaire de les onnatre etde pouvoirles d
ete ter an de s
eparerles deux types d'informations.

Undesprin ipauxeetsse ondairesmisen jeuest l'eetSunyaev-Zel'dovi h(SZ), eetde ladiusion Comptoninverse des photons primairessur legaz haud etionis
edes amas de galaxies. Cet eet possede deux omposantes : l'une, dite thermique, a une si-gnature spe trale sp
e ique, di
erente du spe tre d'un
e art de temp
erature du fond, qui permet de la s
eparer des autres omposantes; l'autre omposante, dite in
etique, a une signaturespe traleidentiquea elle des u tuationsprimairesetreste non s
eparable spe tralement des anisotropies primaires du FDC. Elle peut l'etre en s'appuyant sur les di
eren es de propri
et
esspatiales.Monobje tif sera alorsde trouverune m
ethode qui ne sebase pas sur le spe tre, pour tenter de s
eparer es deux omposantes.

1.3.1 De sa d
e ouverte...

Dans le adre des modeles de bigbang, le s
enario standard pour d
e rire la forma-tion etl'
evolutiondes stru tures osmiques observ
ees (galaxies,amas de galaxies, ...) est fond
e sur deux hypotheses fondamentales : (1) la pr
esen e de perturbations de densit
e primordiales a toutes les
e helles qui repr
esentent des `graines de stru tures, et (2) leur
evolution etampli ation sous l'eet de lagravit
e.

Le fond dius osmologique (FDC) est une
emission isotrope a 2.73 K qu'a pr
edite Alpher et al. (1948) puis Gamowet qui a
et
e d
e ouverte en 1965 par Penzias et Wilson (Penzias et Wilson, 1965). Arno Penzias et Robert Wilson, ing
enieurs de la ompagnie de t
el
ephone am
eri 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,intitul
eCosmi bla kbody radiation.Ce rayonnement estattendu danslesmodelesde Big-Bangd'unUnivers haud,domin
einitialementparle

Le FDC repr
esente une photographie de la distribution des photons au moment o u l'Univers est devenu transparentgra e asonrefroidissement,entranantlare ombinaison etlaneutralisationdelamatiereionis
ee,al'
epoquedez=1100.L'hypotheselaplussimple deu tuationsadiabatiquesdansl'univers primordialsetraduitparlag
en
erationde u -tuationsde temp
erature, dites primaires, proportionnelles aux u tuations de densit
e 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 temp
erature est th
eoriquement une maniere dire te d'observer les u tuations de densit
e qui ont donn
e naissan e aux stru tures osmiques que sont les galaxies. Ces u tuations sont aussi appel
ees les u -tuationsintrinseques. Ellesrepr
esententlesperturbationsdansladistributionde l'
energie etproviennent de u tuationsquantiques de l'
energiedu vide.Dansle adredes modeles d'ination leur distribution suit une loi gaussienne. Mais les u tuations intrinseques peuventaussietreduesalapr
esen ede d
efautstopologiques( ordes osmiques,textures, ...). Dans e as, leur distributionest non gaussienne.

Apres la re ombinaison,lesphotons du FDC sed
epla ent dans l'Univers globalement neutre. Cependant,lorsqu'ilstraversentdes r
egionsionis
eeset haudestellesquelesamas de galaxies ou des stru tures en formation, ils interagissent ave la matiere. Ces inter-a tions produisent des u tuations de temp
erature, dites se ondaires, qui viennent se superposer aux u tuations primaires et qui de e fait ompliquent l'interpr
etation 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 millim
etrique, les u tuations de temp
erature sont dites primaires ou se ondaires, selon qu'elles sont g
en
er
ees avant ouapres lare ombinaisonqui a donn
e lieu au d
e ouplage entre matiere et rayonnement (Aghanim, 1997). En avant-plan des u tuations intrinseques, on observe don plusieurs eets d
e rits i-apres:

1.3.2.1 anisotropies primaires Les u tuations intrinseques :

Ce sont les premieres u tuations g
en
er
ees, a l'origine des futures stru tures (galaxies, amas,...). Dans le adre des modeles inationnaires,lesu tuations, n
ees de u tuations quantiquesdel'
energieduvide,sontadiabatiqueset haqueu tuationdetemp
eratureest enphaseave uneu tuationdedensit
e(

δT /T =

1

3

δρ/ρ

).Leurstatistiqueestgaussienne. Les u tuations intrinseques peuvent
egalementetre de type iso ourbure, g
en
er
ees par des d
efauts topologiques, de statistique non gaussienne. Dans e as, les u tuations

onstante.

L'eet Sa hs-Wolfe :

La matiere et le rayonnement, avant le d
e ouplage, sont
etroitement li
es et forment, au niveau des surdensit
es, des puits de potentiel

δφ

. Lorsque la lumiere devient libre de se propager, apres le d
e ouplage, elle doit s'
e happer du puits gravitationnel et pour ela perdre de l'
energie. Des u tuations de temp
erature sont produites

δT /T ≃ δφ/c

2

(pour unUniversa ourburenulle).Cesu tuationsdominentauxgrandes
e helles(

δT /T ∝ L

2

, o u

L

est l'
e helle de lau tuation).

L'eet Doppler :

Les puits de potentiel r
e
es par les surdensit
es de matiere mettent la matiere en mouve-ment et r
eent des u tuations de temp
erature d'amplitude proportionnelle a la vitesse du mouvement par intera tion Compton.Ces u tuations sontde signes oppos
es et s'an-nulent au premier ordre; mais pour des perturbations de taille sup
erieure a l'
epaisseur de la surfa e de derniere diusion, lesphotons quivoient ledeuxieme bord du puits sont d
eja d
e oupl
es 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)our
esulter des ons
equen es de la r
eionisation. La r
eionisation a eu lieu entre la re ombinaison (z=1100) et les quasars lointains (z=5) dont l'observation r
evele un univers ionis
e. 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 :

Ceteetestdualavariationtemporelledupotentielgravitationnelduauxsurdensit
eslors del'
evolutionde essurdensit
espourformer lesstru tures,pendantletempsdetravers
ee desphotons,notammentpendantlaphased'
evolutionnon-lin
eaire(ReesetS iama,1968). Cet eetg
eneredes u tuationsde temp
eraturede l'ordre de

δT /T ≃ 10

−7

. L'eet Rees-S iamaapporteune ontributionmaximalepourdes
e hellesentre 10et40minutesd'ar .

L'eet Sa hs-Wolfe int
egr
e :

Il s'agit de l'eet Sa hs-Wolfe int
egr
e sur la ligne de vis
ee. Il prend ainsi en ompte les variationstemporellesdu potentiel,notammentpendantsaphased'
evolutionlin
eaire(Hu etSugiyama, 1995a; Huet Sugiyama, 1995b).

nel)ause ondordreinduisentdesu tuationsde temp
eraturede l'ordrede

δT /T ≃ 10

−

6

a l'
e helle du degr
e (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 vis
ee. L'imagede lasurfa e de dernierediusion est ainsi distordue. Cet eet redistribue la puissan e entre les di
erentes
e helles angu-laires.L'eetestimportantauxpetites
e helleso uilpeutea erdesu tuations.Quandla lentilleestend
epla ementelleinduitaussiuneetpropredeu tuationsdetemp
erature.

L'eet Vishnia :

Lesu tuations de densit
eet lavitesse ne sont pas ind
ependantes sur une ligne de vis
ee. 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 r
eionisation est totale.

L'eet Sunyaev-Zel'dovi h :

Ceteet, quiest leplus important,est d
etaill
edans lase tion5.Ilr
esultede 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 r
eionisation inhomogene :

Une autre sour e d'anisotropies se ondaires importante est la r
eionisation inhomogene. Aghanimetal.(1996)ontd
evelopp
eunmodeledanslequellar
eionisationdel'Universest due a laphotoionisationpar un seul type de sour e de rayonnement, lesquasars az<10. Lapr
esen ede essour esionisantes,dansunmilieuinitialementneutre,g
eneredesbulles de gaz ionis
es dont les ara t
eristiques (taille,
epaisseur optique) sont tres omparables a elle du gaz intra-amas des amas de galaxies. Cette r
eionisation inhomogenese traduit par une augmentation de la puissan e qui varie en fon tion de l'
e helle onsid
er
ee. 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 mol
e ules primordiales :

Les mol
e ules primordiales (HeH, HD, LiH ...) peuvent ae ter le fond dius osmolo-gique par leur pr
esen e sous formede nuages mol
e ulaires. Desanisotropies al'
e helle de quelques se ondes a la minute d'ar sont g
en
er
ees par ladiusion Thomson des photons du FDC sur les nuages en mouvement.Ces eets sont reli
esa l'abondan e des mol
e ules primordiales,en parti ulier du LiH.Les in ertitudessur les abondan es etlessensibilit
es des exp
erien es d'observationdu fond amenent Maolietal.(1994)a penserque es eets