Le fond diffus cosmologique photo de l'univers primordial

Au cours des millénaires qui suivent le Big Bang, il y a 13,8 milliards d'années, la matière de l'univers primordial est en équilibre thermique, et émet un rayonnement électromagnétique de corps noir, dont la longueur d'onde est liée à la température de la matière. Mais celle-ci est à l'époque très chaude et très dense : elle se comporte comme un plasma et les photons associés à ce rayonnement ne peuvent se déplacer que sur des distances très courtes car ils interagissent immédiatement avec la matière : l'univers est opaque.

Immédiatement après le Big Bang, l'univers commence à se dilater et donc à se refroidir. Au bout de 380 000 ans, cette évolution produit le découplage du rayonnement : la température a suffisamment baissé pour que les électrons libres s'associent aux noyaux atomiques, formant des atomes. Dans ce nouvel état, la matière n'empêche plus les photons de se déplacer et le rayonnement qui existait au moment de cet événement se diffuse. La quantité d'énergie libérée est énorme. Initialement le rayonnement est celui d'un gaz chaud dont la température est de 3 000 kelvins (2 700 °C). Il se situe alors dans le spectre du proche infrarouge, mais avec l'expansion de l'Univers, son énergie diminue (effet Doppler) et à notre époque, 13 milliards d'années après son apparition, ce rayonnement est celui d'un corps noir à la température extrêmement basse de 2,726 kelvins (−270 °C). Ce rayonnement diffus cosmologique, dont la longueur d'onde est de 3 mm ou 100 GHz, se situe dans un spectre intermédiaire entre l'infrarouge lointain (10-100 microns) et les micro-ondes (ondes centimétriques).

Ce rayonnement, dit fossile, continue à nous parvenir pratiquement inchangé depuis son émission. Il constitue une photo de l'univers tel qu'il existait au moment où les photons ont été libérés. Les caractéristiques du rayonnement apportent des informations sur les principaux paramètres de l'univers : son âge, sa composition... Ce rayonnement n'est pas parfaitement homogène : en fonction de la direction observée, apparaissent de petites fluctuations (anisotropies) dans le spectre qui reflètent des différences de température et de densité de la matière dans l'univers au moment de la libération des photons : selon les principales théories qui restent à confirmer, ces différences de densité sont apparues bien avant durant l'épisode baptisé inflation cosmique qui se situe dans les premières secondes après le Big Bang. L'ordre de grandeur de ces variations est très faible (1/10000) mais, sous l'influence notamment de la gravité, elles ont constitué les germes de la concentration de la matière dans des points privilégiés, et sont donc directement à l'origine des grandes structures de l'univers qui apparaissent par la suite : galaxies, amas de galaxies.

Découverte et mesure du fonds diffus cosmologique

Le phénomène du fond diffus cosmologique est une des conséquences de la théorie du Big Bang et son existence est prédite à la fin des années 1940 par le physicien George Gamow. Il est observé accidentellement en 1964 par Penzias et Wilson dans le cadre de recherches sur les émissions radio de la Voie lactée. Dans les années 1980, la NASA, décide de lancer un observatoire spatial pour cartographier de manière précise ce rayonnement. L'observatoire spatial COBE est placé en orbite en 1992. Les données qu'il recueille confirment sans contestation possible que le rayonnement est celui d'un corps noir et permettent ainsi une validation importante de la théorie du Big Bang. COBE dresse une première carte du rayonnement fossile.

La mission WMAP est proposée par la NASA en 1995. C'est la seconde mission de taille moyenne (MIDEX) du programme scientifique Explorer.

Le nom initial de la sonde était Microwave Anisotropy Probe (MAP), mais elle a été rebaptisée en hommage à l'astronome américain David Wilkinson, membre de l'équipe responsable du satellite, pionnier de l'étude du fond diffus cosmologique, décédé le 5 septembre 2002.

La charge utile

La charge utile de WMAP est constituée par deux télescopes grégoriens avec un miroir primaire de 1,4 x 1,6 m. qui concentre le rayonnement micro-ondes sur des radiomètres refroidis passivement à une température inférieure à 95 kelvins. Les deux télescopes pointent vers deux régions du ciel écartées de 141° avec un champ optique de 3,5 x 3,5°. Au foyer de chaque télescope 10 radiomètres sont utilisés pour mesurer la température du rayonnement émis par ces deux régions. Le signal recueilli par chaque radiomètre du télescope est rapproché du signal d'un radiomètre de l'autre télescope ; ainsi la donnée collectée est la différence de température entre les deux régions du ciel. Pour éliminer le rayonnement émis par les autres sources, les radiomètres différentiels effectuant des mesures sur des longueurs d'onde distinctes, 3,2 mm (4 radiomètres pour chaque télescope) , 4,9 mm (2 radiomètres), 7,3 mm (2 radiomètres), 9,1 mm (1 radiomètre) et 13 mm (1 radiomètre) ce qui correspond à des fréquences de 23, 33, 41, 61 et 94 GHz respectivement. Le radiomètre est un instrument qui mesure les intensités relatives du rayonnement pour une longueur d'onde donnée. La raison de l'utilisation de mesures dans cinq longueurs d'onde différentes tient au fait que, pour être certain que les différences de température observées proviennent effectivement de l'émission du fond diffus cosmologique et non de rayonnements d'avant-plan (lumière zodiacale, rayonnement synchrotron ou free-free de la Voie lactée, effet Sunyaev-Zel'dovich, etc.), il faut que les différences d'intensité lumineuse dans chacune de ces longueurs d'onde satisfassent à certaines relations. Par exemple, un corps noir chaud émettra plus qu'un corps noir froid quelle que soit la longueur d'onde observée. Si WMAP observe une région plus lumineuse qu'une autre à 3,2 mm de longueur d'onde, mais moins lumineuse à 4,9 mm, il est certain qu'une partie significative du rayonnement observé n'est pas due à une variation d'intensité du fond diffus cosmologique. L'utilisation d'un grand nombre de longueurs d'onde permet donc une certaine redondance de façon à éliminer au mieux tout artefact lié à la présence de rayonnement d'avant-plan. La précision de la mesure de température est de 1 millionième de degré^[4].

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  Schéma du télescope spatial WMAP. 1 : antenne omnidirectionnelle supérieure 2 cylindre isolé sur le plan thermique contenant la partie chaude (RXB) des détecteurs 3 viseur d'étoiles 4 roues de réaction (x3) 5 Panneaux solaires déployable et bouclier thermique 6 Boite chaude contenant l'électronique des instruments 7 Pont supérieur 8 radiateur passif ; Charge utile : A Boitier du plan focal (FPA), B Cornets C Miroirs primaires 1,4 x 1,6 m. D optiques grégoriennes se tournant le dos E Miroir secondaire.
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  Une paire de cornets et les boitiers (FPA, FPX) contenant les systèmes d'analyses du signal reçu.

Résultats finaux

Carte du rayonnement diffus cosmologique, au bout de 9 ans d'observations WMAP (2012).

Les résultats finaux de WMAP ont été publiés fin 2012, sous la forme de données numériques^[5] et de cartes et diagrammes^[6]. La carte ci-contre représente les fluctuations actuelles (± 200 µK) de la température de l'Univers, 13,772 ± 0,059 milliards d'années après le Big Bang. Ces résultats établissent notamment que 95 % de l'univers précoce sont constitués de matière noire et d'énergie sombre, que la courbure de l'espace est inférieure à 0,4 %, et que le rayonnement diffus a été émis environ 400 millions d'années après le Big Bang.

Paramètres cosmologiques résultant des 9 ans de mesures de WMAP^[5]

Paramètre	Symbole	WMAP seul	WMAP + eCMB + BAO + H0
Âge de l'Univers (Ga)	${\displaystyle t_{0}}$	13,74 ± 0,11	13,772 ± 0,059
Constante de Hubble (km Mpc−1 s−1 )	${\displaystyle H_{0}}$	70,0 ± 2,2	69,32 ± 0,80
Densité baryonique	${\displaystyle \Omega _{\mathrm {b} }}$	0,046 3 ± 0,002 4	0,046 28 ± 0,000 93
Densité baryonique physique	${\displaystyle \Omega _{\mathrm {b} }h^{2}}$	0,022 64 ± 0,000 50	0,022 23 ± 0,000 33
Densité de la matière noire froide	${\displaystyle \Omega _{\mathrm {c} }}$	0,233 ± 0,023	0,240 2+0,008 8 −0,008 7
Densité physique de la matière noire froide	${\displaystyle \Omega _{\mathrm {c} }h^{2}}$	0,113 8 ± 0,004 5	0,115 3 ± 0,001 9
Densité de l'énergie sombre	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$	0,721 ± 0,025	0,713 5+0,009 5 −0,009 6
Fluctuations de densité à 8h−1 Mpc	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0,821 ± 0,023	0,820+0,013 −0,014
Indice spectral scalaire	${\displaystyle n_{\mathrm {s} }}$	0,972 ± 0,013	0,960 8 ± 0,008 0
Épaisseur optique de la réionisation	${\displaystyle \tau }$	0,089 ± 0,014	0,081 ± 0,012
Courbure de l'espace	${\displaystyle 1-\Omega _{\mathrm {tot} }}$	−0,037+0,044 −0,042	−0,002 7+0,003 9 −0,003 8
Rapport tenseur/scalaire (k0 = 0,002 Mpc−1)	r	< 0.38 (IC à 95 %)	< 0.13 (IC à 95 %)
Indice spectral scalaire courant	${\displaystyle \mathrm {d} n_{\mathrm {s} }/\mathrm {d} \ln k}$	−0,019 ± 0,025	−0,023 ± 0,011

Bibliographie

• Résultats
  • (en) G. Hinshaw et al., « NINE-YEAR WILKINSON MICROWAVE ANISOTROPY PROBE (WMAP OBSERVATIONS : COSMOLOGICAL PARAMETER RESULTS », NASA/GSFC,‎ 4 juin 2013, p. 1-32 (lire en ligne)
  • (en) C.L. Bennett et al., « Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)Observations: Final Maps and Results », NASA/GSFC,‎ 2013, p. 1-177 (lire en ligne)
  • (en) M. R. Greason, M. Limon, E. Wollack et al., « Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): Nine–Year Explanatory Supplement v5 », NASA/GSFC,‎ 19 décembre 2012, p. 1-197 (lire en ligne)
• Liste des publications importantes selon la base de données SPIRES.
  • (en) D.N. Spergel et al. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology, soumis à Submitted to Astrophys.J., préprint disponible sur l'arXiv.
  • (en) SDSS Collaboration (Max Tegmark et al.)., Cosmological parameters from SDSS and WMAP., Phys.Rev.D69:103501,2004. préprint disponible sur l'arXiv.
  • (en) H.V. Peiris et al. First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Implications for inflation., Astrophys.J.Suppl.148:213,2003 . préprint disponible sur l'arXiv.
  • (en) WMAP Collaboration (D.N. Spergel et al.), First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Determination of cosmological parameters., Astrophys.J.Suppl.148:175,2003 . préprint disponible sur l'arXiv.
  • (en) C.L. Bennett et al. , First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Preliminary maps and basic results., Astrophys.J.Suppl.148:1,2003 . préprint disponible sur l'arXiv.
• Description de la mission
  • (en) C.L. Bennett et al., « The microwave anisotropy probe (MAP) Mission », The Astrophysical Journal,‎ 15 septembre 2001, p. 1-22 (lire en ligne)
    Présentation de la mission de 2001.

Programme Explorer

• (en) Brian Harvey, Discovering the cosmos with small spacecraft : the American Explorer program, Cham/Chichester, Springer Praxis, 2018 (ISBN 978-3-319-68138-2)
  Histoire du programme Explorer.

Articles connexes

• Fond diffus cosmologique
• Paramètre cosmologique
• Modèle standard de la cosmologie
• Inflation cosmique
• Big Bang
• COBE prédécesseur de WMAP
• Planck successeur de WMAP

Liens externes

• (en) Le site officiel de la mission WMAP
• (fr) Pour les internautes du Canada: video:(regarder l'extrait du 3^e quart de la vidéo)
• (fr) Cosmographie de l'Univers Local: Un film d'Hélène Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, et Denis Courtois.
• (fr) Physique et cosmologie: BOUCHET François,Université de tous les savoirs 2005.(Particulièrement de la 34^e min à la 44^e min)