Le fond diffus cosmologique

Qu'est-ce que c'est ?

Chaque année, je parcours les énoncés de physique du bac et des concours d'entrée des grandes écoles d'ingénieurs. Ce sont des sources inépuisables d'idées et de réflexions. Je recommande vivement à mes lecteurs d'en faira autant, tant la matière est riche. C'est ainsi qu'au détour d'un sujet du bac S (Polynésie 2017), j'ai découvert qu'il était question du "rayonnement fossile". En cherchant encore, j'ai retrouvé dans mes archives un problème de concours (ENSTA, Mines, ENPC filière PC et X filière TSI en 2009) qui traite aussi du sujet. Il ne m'en fallait pas plus pour avoir envie d'y consacrer une page dans TangenteX !

Commençons par nommer ce que nous allons examiner, une bonne habitude... Dans le titre de cette page, j'ai utilisé le terme "Fond Diffus Cosmologique" ou FDC. Il indique plusieurs choses :

Vous trouverez dans la littérature d'autres termes pour nommer cet objet, qui apportent eux aussi des informations intéressantes :

Un rayonnement, qui révèlerait une trace fossile d'un évènement dans l'histoire de notre univers, qui aurait une température de 3K et une longueur d'onde dans le domaine des micro-ondes.

Un peu d'histoire

La découverte du CMB est un cas typique dans la recherche en physique, nous y trouvons :

Examinons d'un peu plus près cette démarche qui recouvre une partie du XXième siècle des cosmologistes.

La théorie du Big Bang

L'histoire de la cosmologie est vieille comme le monde. Il n'est pas douteux que les premiers homo sapiens voire leurs prédécesseurs, levèrent les yeux vers le ciel et se demandèrent comment tout cela était venu. Ainsi naquirent le fait religieux et la cosmologie ! Pour en rester à la cosmologie moderne, elle connut deux tournants majeurs : la théorie de la gravitation de Newton publiée en 1697 (Les "Principia") et Albert Einstein. Ce dernier, avec la relativité restreinte (1905) et la relativité générale (1915),  a révolutionné notre vision de l'espace-temps et de la gravitation. Les équations de champ d'Einstein et la physique quantique sont la base de la cosmologie moderne.

Sur la base des travaux d'Einstein sur la relativité générale, Willem de Sitter, mathématicien et astronome néerlandais, introduisit en 1917 la notion d'univers en expansion, alors qu'à l'époque l'idée prédominante était l'univers statique, idée qu'Einstein défendait en 1917. 

Alexandre Friedmann, en 1922, proposa une famille de solutions aux équations de champ d'Einstein qui décrivent un univers en expansion, confirmant ainsi les idées de de Sitter. Il décrivit un univers homogène et isotrope, présentant une singularité initiale. Première introduction de la notion de ce qui deviendra le Big Bang.

En 1927, Georges Lemaitre émet la théorie de "l'atome primitif", commencement de l'univers et début de son expansion. Cette expansion sera démontrée et mesurée par Edwin Hubble en 1929. L'explosion de cet "atome primitif" sera nommée par dérision "Big Bang" par Fred Hoyle, partisan d'un univers stationnaire, en 1949.

La théorie du Big Bang devint la théorie socle de la cosmologie et a fait l'objet, comme nous allons le voir, de multiples confirmations expérimentales. Comme toute théorie scientifique, pour gagner ce status de théorie, elle devait être prédictive afin d'être réfutable. Cela fut rapide : en 1948, George Gamow prédit l'existence d'un rayonnement résiduel qui serait une relique du Big Bang. Il semble d'ailleurs que Lemaitre en ait lui aussi émis l'idée.

Restait donc à découvrir ce rayonnement...

La détection d'un rayonnement inconnu

Comme souvent en physique, la sérendipité a frappé ! Elle frappa deux astrophysiciens des Bell Laboratories en 1965, heureux hasard qui leur vaudra le Nobel de physique en 1978. Ces deux physiciens, Arno Penzias et Robert Wilson travaillaient à l'adaptation d'une antenne "cornet" destinée initialement à la réception des signaux des satellites de télécommunication pour scruter les émissions radioélectriques des sources astronomiques. Lors des essais, et malgré tous leurs efforts pour éliminer toutes sortes de signaux parasites, ils constatèrent la présence d'un bruit de fond constant, d'intensité identique sur toute l'étendue du ciel. Il ne pouvait donc s'agir d'une source artificielle ou d'un signal provenant d'une source stellaire ponctuelle. Ils en mesurèrent la longueur d'onde, 7,35 cm dans le domaine des micro-ondes (4,08 GHz) donc, et convertirent la longueur d'onde en température de bruit (nous verrons cela plus loin) pour déterminer celle-ci à environ 3 K. Voici une photo de leur installation (origine Bell Labs) :

L'antenne radio des Bell Labs

Ils transmirent cette information à des collègues de Princeton qui travaillaient sur le sujet. Les cosmologistes de Princeton, Dicke, Roll et Wilkinson, eurent vite fait d'interpréter ce rayonnement "parasite" comme le résidu du Big Bang postulé par Lemaitre et Gamow. L'existence du CMB était avérée ! Et avec elle, une première confirmation de la théorie du Big Bang.

Le CMB, un élément de vérification de la théorie du Big Bang

Depuis, les cosmologistes ne cessent de scruter le CMB pour en analyser les moindres détails. D'abord avec des ballons puis des avions, les U2 de la guerre froide furent reconvertis comme le raconte George Smoot dans son bouquin (voir les références). L'atmosphère terrestre n'étant pas très propice à ces observations, sous l'impulsion de Smoot, Nobel de physique 2006, on passa aux satellites : COBE en 1992, WMAP en 2003 et Planck en 2009. Et les résultats furent révolutionnaires : le CMB n'est pas aussi isotrope qu'on le croyait. Il comporte une multitude de très faibles fluctuations qui ont alimenté tous les modèles de genèse de l'univers.

Son origine

Pour comprendre l'origine du CMB il faut revenir aux premiers instants de l'univers, tels que nous les décrit la théorie du Big Bang. Voyons cela de manière très syntéthique. En fin de page, je donne quelques références qui vous permettront d'aller plus loin si vous le souhaitez.

Un détour par le Big-Bang

La chronologie du Big Bang

A vrai dire, je n'aime pas trop cette expression "Big Bang" utilisée ironiquement par Fred Hoyle en 1949, je préfère le terme de Lemaitre "un atome primitif". En effet, le Big Bang fait penser à une explosion ; d'ailleurs la plupart des personnes pensent qu'il s'agit d'une explosion ! En fait cela n'a rien à voir... En général, pour lever l'ambiguïté, on utilise le terme "singularité initiale", bien plus parlant, plus juste pour décrire des conditions...singulières.

A l'origine des choses et du temps était l'univers, concentré dans un volume "infiniment" petit et à une température que l'on ne peut pas imaginer, gouverné par des lois d'une physique que l'on ne connait pas. D'où vient cette singularité initiale, qu'y avait-il avant, si ce terme "avant" a un sens ? Nul ne le sait et je considère que ces questions relèvent davantage de la métaphysique que de la physique. Bien sur, certains physiciens et philosophes spéculent doctement, mais cela reste et restera sans doute longtemps des spéculations. D'autres "physiciens" écrivent n'importe quoi et parcourent les plateaux de télévision pour nous raconter de la science-fiction. Bref, à t = 0, origine du temps, il n'y a rien à dire, pour l'instant.

Et cela dure jusqu'à t = 10-43 secondes ! Ce temps particulier s'appelle le "mur de Planck" et la durée entre 0 et 10-43 s "l'ère de Planck". Avant ce temps, nous ne savons rien. A partir de cet instant, nous pouvons essayer de construire une théorie avec nos lois actuelles de la physique, encore qu'elles soient incomplètes pour bien comprendre les premiers instants après le mur de Planck. Elle restera théorie longtemps, car il s'écoulera du temps avant que nous puissions expérimenter à un tel niveau d'énergie. A la limite du mur de Planck, on estime que la taille de l'univers était de 10-35 m et sa température de l'ordre de 1032 K. Pour vous donner un ordre de grandeur, on peut calculer la densité de la matière à partir des différentes grandeurs de Planck et l'on obtient environ 1096 kg.m-3. Carrément inimaginable !

Les théories cosmologiques actuelles s'appuient sur le modèle standard des particules, la relativité générale et la mécanique quantique. Ces trois théories de la physique sont séparément largement confirmées expérimentalement, mais malheureusement leur application conjointe à un phénomène comme le Big Bang reste encore du domaine de l'inconnu. Néanmoins, il est possible de tracer une histoire plausible de notre univers à partir du mur de Planck jusqu'à nos jours. Dans cette histoire, il est intéressant de noter la différentiation des quatre forces que vous connaissez : la gravitation, l'interaction forte, l'interaction faible et l'interaction électromagnétique.

Une remarque sur cette chronologie : vous trouverez dans la littérature et les sites traitant du sujet des chronologies un peu différentes. La seule donnée vraiment commune est le temps de Planck. La date de recombinaison, évènement qui dépend du niveau d'énergie de l'univers, varie selon les sources entre 300 000 ans et 380 000 ans ! Aussi, ne prenez pas cette chronologie trop au pied de la lettre, du moins dans les dates. Les évènements et leur enchainement sont plus importants.

Dilatation et diminution de la température

L'expansion de l'univers la plus spectaculaire eut lieu pendant la phase du Big Bang nommée "Inflation". La théorie de l'inflation, du moins dans sa version initiale est due à Alan Guth en 1979. Même si la physique de cette phase n'est pas encore bien établie, il reste que durant celle-ci, le volume de l'univers a grossi d'un facteur de 1078 entre 10-35 et 10-32 seconde.

Il est démontré aujourd'hui que depuis cette phase, l'expansion de l'univers continue et qu'aujourd'hui l'univers se dilate encore, et sa température diminue.

Je suis sur que ce fait vous évoque quelque chose, une chose dont la température diminue lorsqu'il se dilate ... Un gaz évidement ! Il est tentant d'établir une équation d'état de l'univers comme on l'a fait pour les gaz parfaits. Et bien sur cela a été fait !

Les prédictions de la théorie

Les physiciens théoriciens qui ont étudié le sujet ont émis plusieurs prédictions, qui devaient confirmer la théorie du Big Bang :

Ne restait plus qu'aux astrophysiciens la charge de la vérification de ces diverses prédictions...

Ses caractéristiques

Sa fréquence

C'est le premier paramètre du CMB qui fut mesuré. Penzia et Wilson ont détecté un signal radio d'une longuer d'onde égale à 7,35 cm, soit une fréquence de  4,08 Ghz, selon la formule \( f = \dfrac{c}{\lambda}\). Ils eurent beaucoup de chance ! Ils sont tombés sur une partie, très faible, du spectre de fréquences du CMB qui n'est pas trop absorbé par l'atmosphère...

Il est important de souligner qu'ils détectèrent ce signal depuis une antenne terrestre et que notre atmosphère est plutôt opaque dans ce domaine de fréquences (voir le schéma ci-dessous qui indique l'opacité de l'atmosphère en fonction de la longueur d'onde). Dans le spectre qui nous intéresse, c'est à dire les longueurs d'onde entre 0,4 mm et 1 cm, l'atmosphère est pratiquement opaque. Il fallut donc trouver d'autres moyens que les antennes terrestres. Les récepteurs radio furent d'abord embarqués dans des ballons, des avions puis finalement, le plus efficace, les satellites.

Prenons l'exemple de COBE. Il embarquait trois radiomètres différentiels qui travaillaient sur des longueurs d'onde de 3,7 mm, 5,7 mm et 9,6 mm, soit respectivement 81, 52 et 31 GHz.

Pourquoi 3 récepteurs radio, sur trois gammes de fréquences différentes ? Parce que le but était de mesurer le spectre de fréquence du CMB. La théorie prédit que le CMB doit présenter un spectre de type "corps noir" puisque le rayonnement du CMB serait de type thermique. Or le spectre d'un corps noir ne dépend que de sa température, et cette dépendance est très précisément fixée par la loi de Planck.

Il reste donc à obtenir le spectre de fréquence du CMB, puis à le superposer avec le spectre d'un coprs noir à une température T donnée puis de vérifier statistiquement la concordance.

Sa température

Retour sur le corps noir et la loi de Planck

Nous avons déjà rencontré cette loi dans la page consacrée à la catastrophe ultraviolette. Cette loi s'exprime de diverses manières, toutes équivalentes bien sur, selon les grandeurs qui nous intéressent. Nous nous intéressons au spectre de densité d'énergie émise selon la fréquence, d'un corps noir à une température T, plus exactement à sa luminance spectrale énergétique, notée \( L(\nu, T) \). La loi de Planck s'exprime alors par :

\( L(\nu, T) = \dfrac{2h\nu^3}{c^2} \dfrac{1}{e^{(\dfrac{h\nu}{kT})} - 1} \)

avec les constantes h la constante de Planck, k la constante de Boltzmann et c la vitesse de la lumière.

A titre d'exercice, traçons ce spectre à l'aide d'un petit script Python CalculsPlanck.py, pour un corps noir en équilibre thermique à une température de 2,7 K. Nous obtenons :

Spectre corps noir 3K

Le maximum de la courbe est situé à environ 150 GHz, soit 0,150 THz ou encore une longueur d'onde de 2 mm.

La température de rayonnement du CMB

Ainsi donc, au moment de la recombinaison, c'est à dire de la première diffusion des photons, la température de l'univers était de 3 000 K. La longueur d'onde du pic du spectre d'un corps noir de température 3 000 K est d'environ 10-6 m. Or aujourd'hui, nous voyons le même rayonnement, les mêmes photons mais avec une longueur d'onde d'environ 2*10-3 m. La fréquence du rayonnement est passée de 300 THz à 0,15 THz, une diminution d'un facteur de 1 000 pratiquement. Or vous savez que la diminution de fréquence d'un photon correspond à une perte d'énergie. Que s'est-il passé ?

Nous avons vu que l'univers est en expansion continue depuis la phase d'inflation. Une précision quand on parle d'expansion de l'univers : il ne faut pas voir ça comme un ballon de baudruche qui se gonfle dans l'air ! C'est la structure même de notre espace-temps qui grandit, qui se déforme, et ceci à une vitesse considérable. Lorsqu'on analyse le mouvement des galaxies, on le décompose en deux : le mouvement d'une galaxie relativement aux autres et son mouvement par rapport à la structure de l'espace-temps, du à l'expansion de celui-ci.

Ce dernier mouvement a une conséquence pratique bien visible : c'est le décalage vers le rouge, le "red shift" de tous les longueurs d'onde de rayonnement, décalage du à l'effet Doppler cosmologique. Vous avez étudié en classe l'effet Doppler sur des ondes sonores. Le décalage dont nous parlons est très similaire, même si les mécanismes en cause ne sont pas les mêmes.

Le rapport avec le CMB ? Il est immédiat ! Par plusieurs sources, les physiciens ont mesuré le "red shift" de l'univers entre 300 000 ans et aujourd'hui (environ 13,8 milliards d'années). La valeur trouvée, notée z, est d'environ z = 1 000. La longueur d'onde du CMB est passée de 300 THz à 0,15 THz, soit un facteur 1 000 de diminution... 

La température du CMB est remarquablement uniforme : COBE a mesuré des fluctuations de température \( \dfrac{\Delta T}{T}\) inférieures à 10-4 K. Cela signifie que la mesure de la température de rayonnement doit être très précise pour mettre en évidence ces fluctuations, dont la présence est un des fondements théoriques des modèles cosmologiques actuels.

Aujourd'hui, les dernières mesures donnent une température moyenne du CMB égale à 2,72548 ± 0,00057 K, isotrope à 10-5 K près (données du satellite Planck). La valeur de z est de 1 090,9 ± 0,7.

Son isotropie

La théorie du Big Bang prévoit l'isotropie du CMB, une température identique quelle que soit la direction dans laquelle on regarde. OK, mai cela s'entend une fois que l'on a éliminé toutes les perturbations dues aux évènements locaux ! Les sources d'anisotropie parasite sont multiples, bruits des étoiles et des galaxies plus ou moins lointaines, des grandes structures de l'univers... Mais deux sources de "bruit" prédominent : le dipole galactique et le rayonnement de notre galaxie, la Voie Lactée.

Le dipôle galactique

La Terre tourne autour d'elle-même (sa rotation), elle tourne aussi autour du Soleil, notre étoile locale (sa révolution). Notre galaxie, la Voie Lactée, est en rotation autour du centre galactique, entrainant notre système solaire avec elle. Et surtout, elle est attirée par une grande structure de l'univers (le Grand attracteur), qui provoque son déplacement linéaire très rapide vers celui-ci.

La théorie prévoit un décalage spectral vers le bleu dans le direction de ce mouvement et un décalage vers le rouge dans la direction opposée au mouvement. C'est conforme à l'effet Doppler : souvenez-vous le la fréquence de la sirène de l'ambulance qui arrive, vous dépasse et s'éloigne... C'est cette distorsion de fréquence dans la direction du mouvement que l'on nomme "dipôle galactique".

Voici l'image du dipôle galactique obtenu par COBE :

Dipole galactique

En analysant cette image, les astrophysiciens ont pu établir la vitesse relative de notre galaxie par rapport au CMB : 630 km.s-1. Environ 2 millions de km/h : surprenant non ?

Le rayonnement du plan galactique

Sur cette autre image de COBE, nous distinguons très clairement le rayonnement infra-rouge émis par la Voie Lactée, dans le plan équatorial de l'image :

Plan galactique

La résolution de cette image est plutôt faible et d'énormes progrés ont été fait depuis (voir par exemple le projet 2MASS). Mais son étude a permis d'initier de nouvelles recherches sur la formation des galaxies et de leur bulbe central.

Ce rayonnement très intense doit être soustrait des images, comme d'ailleurs celui du dipôle galactique si l'on veut analyser les fluctuations du CMB.

De légères fluctuations, primordiales !

G.Smoot les appelle les "rides du temps", magnifique expression ! Son équipe et lui-même les ont détecté en passant des mois à mettre au point les logiciels d'analyse de données, qui ont permis de filtrer tous les parasites instrumentaux et physiques, dont le dipôle galactique et le rayonnement infrarouge de la Voie Lactée.

J'en profite pour faire une parenthèse : en physique, les mesures doivent être d'une excellente qualité, pour que les logiciels d'analyse puissent en tirer la quintessence. Petit clin d'oeil à un expérimentateur qui se reconnaitra : soigne tes données, cultive tes tests statistiques et construit des codes de traitement qui soient le plus clair possible. Sans physique numérique et outils informatiques, aucune chance, aujourd'hui, de faire de la physique !

Cette parenthèse fermée, voici l'image des fluctuations du CMB que Smoot et son équipe ont obtenue  :

FLuctuations du CMB

Même si la résolution n'est pas terrible, l'exploit est colossal ! Imaginez : détecter et mesurer des fluctuations de température de l'ordre de 10-4 ou 10-5 K ! Cette image a fait le tour du monde, car elle constitue une preuve difficilement réfutable de l'existence du Big Bang.

Comment le mesurer ?

La détection depuis la Terre

L'opacité de l'atmosphère aux ondes électromagnétiques en fonction de leur longueur d'onde (on parle de transmittance) est figurée sur le diagramme ci-dessous :

Transmittance atmosphere

Cette opacité est majoritairement due à la vapeur d'eau atmosphérique. Aussi, il est possible d'améliorer grandement la réception des ondes radio millimétriques et submillimétriques en positionnant les récepteurs dans des endroits où la teneur en vapeur d'eau dans l'atmosphère est très faible, dans les déserts en somme ! C'est pour cela que vous trouverez des observatoires du CMB dans l'Antarctique ou dans le désert d'Atacama, des lieux sympas pour faire de la physique...

Les radiotéléscopes terrestres

Les premières traces expérimentales du CMB furent détectées par une antenne de télécommunication satellite reconvertie en radiotéléscope. Et pourtant, nous avons vu dans le paragraphe précédent que l'observation depuis la Terre du CMB n'était pas très appropriée. En fait, Penzia et Wilson ont eu de la chance. Ils ont détecté une partie du spectre du CMB dans une gamme de fréquences correspondant à une fenêtre transparente de l'atmosphère (environ 75 mm - voir schéma ci-dessus). Ils n'ont pas pu détecter le pic du spectre et ils n'auraient pas pu établir le caractère thermique du rayonnement, faute de pouvoir acquérir tout son spectre.

Faut-il pour autant abandonner toute idée d'observation terrestre du CMB ? Il semblerait que non ... Il existe des projets en cours de réalisation d'observatoires d'ondes sub-millimétriques multi-sites, comme par exemple le projet CMB-S4 avec une collaboration française de l'IN2P3. Ses antennes sont réparties entre le désert d'Atacama (avec entre autres l'antenne de 6 m de l'Atacama Cosmology Telescope) et l'Antarctique sur la base US d'Admunsen-Scott au pôle sud (antenne de 10 m du South Pole Telescope). Il existe aussi beaucoup d'autres radiotéléscopes, non spécialisés dans l'étude du CMB, mais qui captent les ondes sub-millimétriques (voir ici pour plus de renseignements).

Les ballons et avions

A défaut de grands radiotéléscopes dans les déserts les plus inhospitaliers de la planète, les premiers expérimentateurs du CMB ont installés leurs instruments sur des ballons et même des avions. Je ne vais pas m'étendre sur le sujet et je vous recommande vivement la lecture du livre "Les rides du temps" de George Smoot. Il y raconte ses propres expériences avec les ballons scientifiques et les avions U2 de la NASA. Cela vaut vraiment le détour ! Le Monsieur en question est particulièrement qualifié pour parler du sujet : c'est un des pères du satellite cosmologique COBE et Nobel de Physique 2006 pour sa cartographie des "rides du temps" du CMB.

Mesurer la température du CMB

Mesurer la température du CMB revient à capter et à analyser le rayonnement électromagnétique émis par ce dernier. Comme vous le savez, il existe une multitude de capteurs de rayonnement en fonction de la longueur d'onde : vos yeux pour le visible, une antenne pour les ondes radio, dont la forme dépend de la longueur d'onde, votre peau pour le rayonnement thermique, etc.

Pour les longueurs d'onde qui nous intéressent, les physiciens utilisent deux types de capteurs, de principe de fonctionnement très différent : les radiomètres et les bolomètres.

Les radiomètres

Par définition, un radiomètre est un instrument de mesure de l'intensité du flux d'un rayonnement électromagnétique dans un domaine de fréquences allant de l'ultraviolet à l'infrarouge. Vous avez peut-être vu au laboratoire de votre lycée un radiomètre de Crookes constitué d'une sphère de verre, dans laquel on a fait le vide, incluant un système de 4 palettes noicies qui tournent autour d'un axe. Lorsque le système est exposé à la lumière, l'axe entre en rotation. La pression de la radiation lumineuse sur les palettes provoque un couple suffisant pour entrainer la rotation de l'axe.

Plus généralement, un radiomètre comporte une antenne et un capteur qui acquièrent et transforment le rayonnement électromagnétique en signal électrique caractéristique de l'intensité de ce rayonnement pour une fréquence donnée. Sur les satellites, on utilise classiquement des radiomètres différentiels, c'est à dire qu'ils mesurent la différence de l'intensité du rayonnement entre deux points proches du ciel. Cela permet de compenser en grande partie les signaux parasites.

Pour diminuer autant que possible ces signaux parasites, les radiomètres sont refroidis avec des gaz liquides, de l'azote ou mieux de l'hélium, à des températures de l'ordre de 1 K.

Les bolomètres

Le principe de fonctionnement d'un bolomètre est sensiblement différent et conceptuellement plus simple. Un bolomètre est constitué principalement d'un corps qui absorbe le rayonnement, un bloc de métal, de semi-conducteur ou de supraconducteur, et d'un thermomètre très sensible qui mesure l'élévation de température de l'absorbeur, élévation de température correspondante à la quantité d'énergie du rayonnement incident. La loi de Planck permet de relier directement écart de température et fréquence de rayonnement.

Evidemment, pour que cela fonctionne bien, il faut se protéger de tous les rayonnements parasites, par exemple celui de notre environnement : nous rayonnons tous dans l'infrarouge à environ 300 K ! les bolomètres sont donc refroidis le plus possible, à l'azote ou mieux à l'hélium (à environ 4 K) et même encore mieux à l'hélium superfluide à 1 K.

L'avantage énorme d'un bolomètre, c'est qu'il peut couvrir la totalité du spectre électromagnétique, sans se poser de question sur la géométrie de l'antenne. Il prend peu de place, si ce n'est la mécanique cryogénique et peut s'installer facilement sur un satellite. Sur Planck, il y avait 52 bolomètres, refroidis par un mélange 3He + 4He à 100 mK. Pour vous donner un ordre de grandeur, les bolomètres de Planck étaient sensibles à 10-17 W/Hz ! Rapprochez cette valeur de l'énergie transportée par un photon de l'ordre de 0,1 THz...

Pour info, la physique des bolomètres a fait l'objet d'un problème intéressant au concours d'entrée à l'X en 2006 filière MP.

Autres moyens...amateurs

Arno Penzias et Robert Wilson ont capté et analysé un signal radio de 4,08 GHz. Savons-vous que nous disposons aujourd'hui d'un moyen très simple de capter le même signal ? Les antennes satellites que vous utilisez pour regarder vos séries favorites "travaillent" dans des bandes autour de 10 GHz. De plus, nous disposons de toute la chaine d'acquisition, sans passer par la mise en oeuvre très délicate et extrémement couteuse de maser comme le firent Penzias et Wilson.

Vous trouverez sur le net plusieurs sites qui décrivent des manip d'acquisition et d'analyse du CMB. Certains lycéens et taupins en ont fait un sujet de TIPE ou de participation aux Olympiades de physique (voir par exemple ici).

La mesure du CMB par les satellites cosmologiques

Le satellite COBE

Le satellite COBE (Cosmic Background Explorer) a été lancé par la NASA le 18 novembre 1989 (presque 20 ans !) par une fusée Delta. La mission COBE dura de 1989 à 1993. Vous trouverez sur le site de la NASA (voir références en fin de page) ou sur Wikipedia la description de la mission COBE. Mais je vous recommande, encore une fois, la lecture du bouquin de Smoot déjà cité, qui décrit toutes les péripèties, parfois dramatiques, de la conception au lancement de COBE.

A quoi ressemble-t-il ?

Vous pourrez trouver sur le site de la NASA cette vue d'artiste du satellite COBE :

Le satellite COBE

COBE embarquait trois grands instruments chargés de mesurer les différents paramètres du CMB :

COBE confirme la nature thermique du CMB

Le site du CNES nous fournit cette courbe très intéressante. Il s'agit de la courbe de densité volumique d'énergie électromagnétique du rayonnement mesuré par le FIRAS de COBE :

Densité volumique d'énergie en fonction de la fréquence

Nous constatons que cette courbe présente un maximum pour une longueur d'onde de 2,1 mm soit une fréquence de 143 GHz. Notre rayonnement est bien dans le domaine des micro-ondes. Nous retrouvons la même valeur de maximum que dans notre petit calcul réalisé plus haut pour une température T = 2,7 K.

Comme vous pouvez le constater sur la courbe ci-dessus, son spectre colle parfaitement (les barres d'erreur sont à 400 \( \sigma \) !) au spectre d'un corps noir à une température de 2,725 K.

Le CMB vu par le DMR de COBE

Nous avons vu cette image plus haut, elle reflète le CMB tel qu'il a été mesuré par le DMR de COBE :

FLuctuations du CMB

Sur cette image, le dipôle galactique et le rayonnement du plan galactique ont été supprimés. On y voit donc les fluctuations du CMB, qui ont été très fortement amplifiées, car en réalité elles ne dépassent pas un cent-millième de la température moyenne du CMB (envrion 10-5 K). La résolution angulaire du DMR de COBE n'était pas très grande (entre 7 et 10°), et donc cette image n'est pas très précise. Mais elle eut le mérite de mettre en évidence les fluctuations attendues par les théoriciens et de donner ainsi une base beaucoup plus solide à la théorie du Big Bang.

N'allez pas croire qu'obtenir cette image fut facile ! L'équipe de G.Smoot a passé plus de deux ans à collecter les données du DMR de COBE, à produire les logiciels d'analyse de ces données et surtout à traquer toutes les erreurs systématiques possibles dues aux divers rayonnements parasites qui pouvaient fausser les données. Ce fut un travail de titans, que Smoot décrit dans son livre "Les rides du temps".

Le satellite Planck

Le satellite Planck a été lancé le 14 mai 2009 par l'ESA (European Space Agency) avec un lanceur Ariane 5 ECA depuis Kourou en Guyanne. Sa mission dura de 2009 à 2013. Vous trouverez des informations sur Planck et sa conception sur la page Wikipédia et sur le site que l'ESA consacre à la mission Planck.

A quoi ressemble-t-il ?

Vous pourrez trouver sur le site du CNES cette vue d'artiste du satellite Planck :

Le satellite Planck

Le satellite Planck embarquait deux instruments:

Le CMB vu par Planck

La vue du CMB par Planck, disponible sur le site de la NASA et de l'ESA, donne les résultats suivants :

Le FDC vu par Planck

La résolution angulaire des instruments de Planck est bien supérieure à celle de COBE : nous sommes passé de 10° d'angle à 5' d'angle ! Et ça se voit sur la vue ci-dessus... On distingue la distribution hétérogène des fluctuations primordiales avec des zones très étendues qui sont plus froides. L'analyse complète de cette image est encore en cours, et beaucoup de questions demeurent.

La suite...

Les recherches sur le CMB sont loin d'être achevées. Les chercheurs creusent dans les rides du temps pour trouver des réponses à l'organisation générale de notre univers, à la génèse des ondes gravitationnelles dues à l'inflation, à l'équilibre matière/antimatière et à bien d'autres questions.

Les moyens mis en oeuvre sont considérables : des observatoires terrestres toujours plus précis et situés dans des endroits toujours plus inhospitaliers, CMB-S4 par exemple, ou bien des satellites toujours plus performants (Planck 2).

Si la cosmologie vous passionne, nul doute que vous trouverez quelques occupations à explorer le rayonnement fossile, autrement que dans un exercice de TS ou un problème de concours...

Quelques références pour approfondir le sujet

Sur le big-bang

Quelques livres tout à fait accessibles :

L'origine du CMB

La détection du CMB

Les satellites de recherche cosmologique

Les physiciens


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