Rayonnement Relict

Pendant les 400 000 premières années qui ont suivi le Big Bang, l’Univers était rempli d’un plasma chaud et dense, opaque au rayonnement. Au fur et à mesure de l’expansion de l’Univers, le plasma s’est refroidi et est devenu transparent, c’est-à-dire visible. Aujourd’hui, cette lumière échappée est visible sous la forme du fond diffus cosmologique (en raison de l’augmentation de la longueur d’onde). Le satellite Planck a mesuré les variations de luminosité du rayonnement relique à travers le ciel, avec une précision inégalée à ce jour.

Les ingrédients de l’univers

La matière ordinaire — tout ce que nous voyons autour de nous : tables, bâtiments, planètes, étoiles, etc. en est constitué et ne représente que 4 % de la masse de l’univers tout entier.

La matière noire est une matière qui n’est pas visible, qui n’interagit pas (ou faiblement) et qui n’a pas encore été détectée en laboratoire. L’influence gravitationnelle de la matière noire est visible dans les amas de galaxies, car elle représente 26 % de la masse de l’univers tout entier. Elle est dite «sombre» parce qu’elle ne rayonne pas.

L’énergie noire est à l’origine de l’expansion de notre univers et l’accélère constamment. Elle est appelée «sombre» parce que nous ne savons pas ce qu’elle est. Elle représente les 70 % restants.

Qu’est-ce que le spectre de puissance ?

Un spectre de puissance est une fonction mathématique qui peut être utilisée pour décrire la distribution d’une quantité (n’importe quelle quantité) dans l’espace. Ce concept peut être illustré à l’aide de l’exemple d’une ville comportant de nombreux bâtiments et d’une estimation des différents types de personnes qui vivent dans chaque type de bâtiment.

Pour donner un exemple, nous pourrions commencer par compter : le nombre de bâtiments de différentes tailles, le nombre de maisons par famille, le nombre de maisons à deux étages, le nombre de gratte-ciel, etc.

Peu importe qu’il y ait une toute petite maison dans une rue et un immense lotissement à proximité, ce qui compte, c’est la manière dont la taille de chaque bâtiment dans l’architecture globale de la ville influe sur le comportement de la population. Le nombre de bâtiments construits, en fonction de leur taille, est un exemple de ce que signifie «mesurer le spectre de puissance» dans le contexte de la planification urbaine

Comment le spectre de puissance joue-t-il un rôle dans la distribution de la matière dans l’univers ?

Lorsque les cosmologistes étudient la formation et l’évolution de la structure cosmique de l’Univers, ils font quelque chose de très similaire à l’analyse de la structure d’une ville : ils représentent graphiquement le nombre relatif de structures cosmiques, de différentes tailles, le long d’un spectre de puissance. La forme de ce graphique indique la «force» des structures situées dans l’univers à chaque échelle. Par exemple, il peut y avoir très peu de structures à de très grandes échelles.

Les structures cosmiques — étoiles, galaxies, amas de galaxies — sont compactées par la gravité. Cependant, d’autres forces peuvent agir en opposition à la gravité, par exemple l’expansion de l’univers ou la pression de radiation — la force de pression exercée par les photons.

Toute structure que nous observons dans l’Univers est le résultat d’un équilibre entre toutes ces forces qui s’est établi dans l’Univers primitif.

La distribution des fluctuations primaires

Le modèle d’inflation le plus simple prédit qu’à la fin de la phase d’expansion accélérée (inflation) de l’Univers, les fluctuations présentes dans la matière sont telles que leur contribution est presque indépendante de leur échelle. Cela signifie que l’énergie totale de toutes les fluctuations, à une échelle donnée, est la même.

Si les fluctuations de la distribution de la matière, dans l’Univers primitif, ont la même puissance à toutes les échelles spatiales, les cosmologistes disent que leurs spectres de puissance sont «invariants d’échelle». Cette invariance est caractérisée par un paramètre connu sous le nom d’indice spectral — ns.

Indice spectral

Pour un spectre idéal invariant d’échelle, ns = 1. Si ns est inférieur à 1, cela signifie que les oscillations à grande échelle sont dominantes parce qu’elles sont plus fortes (en termes de puissance cumulée) que celles à petite échelle et, inversement, si ns est supérieur à 1, les oscillations à petite échelle sont dominantes.

Quel est le lien avec les fluctuations du fond diffus cosmologique ?

Les fluctuations de la température du fond diffus cosmologique (CMB) sont une empreinte de la distribution de la matière à une époque cosmique bien plus tardive que l’inflation, puisqu’elles commencent 380 000 ans après la fin de l’inflation.

Si la distribution de la matière (spectre de puissance) a changé aux petites échelles, l’empreinte du spectre de puissance original dérivé de l’inflation est toujours présente aux très grandes échelles. En particulier, les fluctuations du CMB à très grande échelle portent des informations sur l’indice spectral primaire ns. En outre, en mesurant l’indice spectral et son écart par rapport à l’unité, les cosmologistes peuvent savoir combien de temps a duré la phase d’expansion inflationniste et comment elle s’est terminée avant que le taux d’expansion ne chute.

La fin de l’inflation est une époque particulièrement intéressante dans l’histoire du cosmos, car c’est à ce moment-là que les particules de matière se sont formées.

À propos du satellite Planck

Le satellite Planck de l’Agence spatiale européenne (ESA) a commencé sa mission en mai 2009. Il a exploré l’ensemble du ciel pour trouver la réponse à la question de l’origine de l’Univers. Planck est l’un des satellites les plus avancés technologiquement jamais lancés. Les premiers résultats cosmologiques, basés sur l’analyse de ses données, ont été publiés en mars 2013.

Date de publication: 12-26-2023

Mettre à jour la date: 12-26-2023