Le Fond diffus Cosmologique

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Qu’est-ce que le fond diffus Cosmologique ? Et une question peut être encore plus importante : Pourquoi cela nous intéresse t-il de savoir ce que c’est ?

Nous avions discuté de l’énergie et de la densité extrêmes de l’univers, jusqu’à quelques minutes après le Big Bang sur la page consacrée à ce dernier, nous avions vu qu’il était impossible pour les photons de s’échapper de l’emprise des électrons libres, entrant constamment en collision avec ces derniers. Nous avions aussi vu, qu’au fur et à mesure que la température baissait, les électrons libres, se liaient petit à petit aux noyaux atomiques pour former les atomes, et dès lors, les photons pouvaient circuler plus librement. C’est aussi ce qu’on appelle la recombinaison, qui marque la « séparation » de la matière et du rayonnement.

En réalité, ce qu’on appelle le fond diffus cosmologique ou aussi appelé rayonnement fossile, est le premier rayonnement électromagnétique très homogène de l’univers, son observation en 1964 fût une révolution dans la compréhension de l’univers et de la théorie du Big Bang, car il apporte une « preuve » de sa nature et de ses événements. Le pic d’émission est situé dans les micro-ondes, pourquoi cela d’ailleurs ? (Une rubrique concernant les différents spectres du rayonnement électromagnétique est également présente sur le site). C’est très simple, cependant, nous n’avons pas encore évoqué les détails de l’expansion de l’univers qui nous permettront de comprendre ce phénomène de décalage du rayonnement. il faut savoir que depuis le « boum », qui représente le schéma de l’explosion primordiale, marquant le début de l’expansion de l’univers, l’espace ne cesse de s’étirer. Plusieurs théories ont été faites et discutées à ce sujet, la plus convaincante est probablement celle de l’énergie et de la matière noire, dont nous ne discuterons pas ici. Ce qu’il faut retenir, c’est que l’espace se dilate. Les ondes électromagnétique (ou rayonnement électromagnétique) se déplacent dans l’espace, par conséquent, plus l’espace se dilate, et plus les longueurs d’ondes s’étirent également.

Voici un schéma concret de ce qui se produit :

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On constate que les longueurs d’onde s’allongent avec le temps. Prenons un exemple concret. Si vous tracez une ligne au marqueur sur un ballon de baudruche, et que vous soufflez pour le gonfler, que remarquez vous qu’il se passe avec la ligne que vous avez faite au marqueur ? Elle va s’étirer, c’est le même principe avec la dilatation de l’espace et l’allongement des ondes électromagnétique.

Le rayonnement fossile a été émis il y a environ 380 000 ans, lorsque l’univers était beaucoup plus chaud et beaucoup plus dense. Il s’est ensuite refroidit et dilué pour atteindre une température actuelle moyenne très basse, aux alentours de 3 Kelvins. Le fond diffus cosmologique est un trésor pour les cosmologistes, étant la plus vieille image électromagnétique de l’univers qui nous a permit d’en déterminer l’âge, le signal est isotrope, constant, et montre des variations infimes de densités et de températures en fonction de la direction que nous observons (1 part pour 100 000 ième, ce qui pose d’autres problèmes).

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Pour ceux souhaitant des informations plus « techniques », discutons à présent quelques propriétés thermiques et d’isotropie. D’après la précision la plus grande possible de nos instruments, le fond diffus cosmologique (à partir de maintenant, nous en référerons à son acronyme anglais, CMB, Cosmic microwave background), apparaît comme un corps noir parfait, quelque soit la direction observée. La mesure est la plus précise de tous les corps noirs naturels jusqu’à présent observés, avec une température mesurée à 0.002 Kelvins près.

Rappelons la loi de Planck :

\varepsilon (\nu, T) = 2 h\nu^3/c^2 \cdot 1 / (\exp(h\nu/kT) - 1)

En se plaçant dans un système d’unités où les constantes valent 1, nous pouvons écrire cela pour alléger l’écriture :

f(x,T) = x^3 / (\exp (x/T) - 1)

Faire un décalage vers le rouge, correspond à augmenter la longueur d’onde d’un facteur a, ce qui revient au même que de diminuer la fréquence d’un facteur a. Le spectre de corps noir, correspond graphiquement à la donnée des coordonnées (x, f(x,T)). Redshifté un spectre de corps noir correspond aux points (x/a, f(x,T))

f(x,T) = a^3 x^3/ a^3   (\exp (x/a \cdot a/T) - 1)

Posons \nu = x/a alors la fonction s’écrit :

f(x,T) = a^3 \nu^3 / (\exp (\nu a/T) - 1) = a^3 f(\nu, T/a)

Donc nous venons de montrer qu’un spectre de corps noir redshifté d’un facteur a=1+z est toujours un spectre de corps noir à la température T / a. Au moment de la recombinaison la température du rayonnement était de 3000 K, et aujourd’hui, il est de 2.73 K, nous pouvons donc dire qu’entre l’époque de la recombinaison et aujourd’hui, les distances ont augmenté d’un facteur 1100.

Conclusion, le CMB est uniforme à grande échelle, constant et isotrope et nous montre un univers jeune et très rayonnant. Si nous zoomons, il présente d’infimes écarts de température (appelées aussi fluctuations ou anisotropies du CMB). Les scientifiques ne savent pas si elles sont dues à la surface de dernière diffusion, c’est à dire la région de l’espace d’ou a été émise le rayonnement le plus ancien de l’univers, ou si elles sont causées par l’interaction du rayonnement avec des gaz chauds ou de puits gravitationnels (Concept du champ entourant un objet dans l’espace).