Astronomie

Comprendre les fluctuations des cartes CMB

Comprendre les fluctuations des cartes CMB

Si je comprends bien, les fluctuations du CMB sont le résultat de la "dernière diffusion" des photons lorsque les électrons se sont joints aux noyaux qui ont formé avant ce plasma. Le CMB est entre autres utilisé pour voir les premières fluctuations de densité de matière de l'univers primitif, n'est-ce pas ?

Alors, comment cela se voit-il ? Les parties les plus chaudes des cartes sont-elles là où la matière est la plus dense ? Et ces points sont-ils plus chauds parce que davantage de photons proviennent de cet endroit, ou pour une autre raison ?


Les anisotropies dans le CMB sont causées par quatre effets; Trois à la surface de dernière diffusion (SoLS), et un après:

  1. Différences de température
    • Les régions plus denses seront plus compressées et donc plus chaudes, en moyenne. Par conséquent, une surdensité se traduira par un point plus chaud, avec une fluctuation fractionnaire $Delta T/T_0$.
  2. Décalage vers le rouge gravitationnel
    • Photons montant (ou descendant) le potentiel gravitationnel $phi$ de leur SoLS perdra (ou gagnera) de l'énergie. Par conséquent, une surdensité se traduira par un point plus froid et une sous-densité dans un point plus chaud. Cet effet est également appelé effet Sachs-Wolfe non intégré et modifie la température de $Delta T = phi/3c^2$, où $c$ est la vitesse de la lumière.
  3. Doppler
    • Le SoLS a un mouvement de masse $mathbf{v}$. En règle générale, les surdensités entraînent une arrivée de gaz et entraînent donc un point plus froid. Dans la direction $hat{mathbf{n}}$, la différence de température sera $Delta T = T_0 mathbf{v}/c$.
  4. L'effet Sachs-Wolfe intégré
    • Si un puits potentiel devient moins profond dans le temps (ce qui se produit pendant la domination de l'énergie noire), les photons reçoivent un décalage vers le bleu net en traversant le puits et le CMB semble plus chaud. Cela donne une différence de température de $Delta T = 2Deltaphi/c^2$, où $Deltaphi$ est la variation du potentiel pendant qu'un photon traverse le puits de potentiel.

La fluctuation totale de la température est la somme de tous ces termes. En général, le décalage vers le rouge gravitationnel dominera sur les différences de température, qui à son tour dominent sur le décalage Doppler.

Une revue des fluctuations du CMB est donnée par Challinor (2013).


15.3 : Observations de variations dans le CMB

Certains étudiants viennent d'assister à une conférence publique où un cosmologue a montré une carte du CMB. Les élèves discutent de la signification des couleurs de la carte.

  • Krystal : Je n'ai aucune idée de ce que cette carte montrait. Cela ressemble à du fromage suisse pour moi.
  • Lenny : Eh bien, je sais que c'était une lumière micro-ondes et non une lumière ordinaire, donc les différentes couleurs pourraient représenter autre chose que la couleur. Je ne sais juste pas quoi.
  • Marianne : Je pense que c'était une carte de l'endroit où se trouvent les galaxies. Comme si chacun de ces points était une galaxie.
  • Nasir : Cela ne ressemble pas à des galaxies pour moi.

Lorsque les scientifiques examinent en détail la distribution spatiale du CMB, ils remarquent que se superposent à l'arrière-plan presque uniforme de minuscules (environ 10 & ndash 100 parties par million) de variations de température. Cet écart par rapport à l'uniformité, appelé anisotropie, a été observé pour la première fois par le radiomètre différentiel à hyperfréquences (DMR) sur le satellite COBE en 1991 (figure 15.6). C'était important car pour la première fois, cela montrait que le fond des micro-ondes n'était pas complètement uniforme. Depuis les premiers résultats de COBE, les fluctuations du CMB ont été mesurées avec une précision croissante par des dizaines d'instruments.

Figure 15.2 telle que les points rouges sont légèrement plus chauds que les points bleus d'environ 1/10 000e de degré Kelvin. La figure animée 15.7 montre une carte du CMB tel qu'observé par COBE puis plus tard par le satellite WMAP à une meilleure résolution. Il est possible de distinguer des tailles angulaires plus petites dans les données WMAP. Les points rouges sur la carte correspondent à des régions légèrement plus chaudes et les points bleus correspondent à des régions plus froides. Le contraste entre les régions les plus chaudes et les plus froides est grandement exagéré afin de voir l'effet que leurs différences de température typiques sont d'environ 1/10 000e de degré !

Figure animée 15.7 L'anisotropie du CMB a été observée pour la première fois par le satellite COBE en 1991 à de grandes échelles angulaires (image initiale en animation). Depuis, elle a été observée avec une meilleure résolution par des dizaines d'autres instruments, dont le satellite WMAP (image finale en animation). Le contraste a été amélioré par rapport à la carte CMB de la figure 15.2 de sorte que les points rouges sont légèrement plus chauds que les points bleus d'environ 1/10 000e de degré Kelvin. L'image WMAP a une meilleure résolution angulaire que l'image COBE/DMR. La différence entre DMR et WMAP est similaire à la différence entre une personne myope sans lunettes et une personne qui n'a pas besoin de lunettes essayant de reconnaître les visages dans une pièce bondée. La personne qui n'a pas besoin de lunettes peut voir plus de détails que la personne qui en a. Crédit : NASA/WMAP Science Team

Dans les données COBE et WMAP, les signaux micro-ondes de notre Galaxie et d'autres galaxies ont été supprimés de la carte, ne laissant qu'une image du CMB. Ceci est possible car le CMB a une signature spectrale de corps noir unique. D'autres sources d'émission de micro-ondes, comme la poussière dans notre galaxie, ont des signatures spectrales différentes. En observant le ciel à plusieurs fréquences différentes, nous sommes capables d'isoler puis de soustraire les sources autres que le CMB. Ce processus est illustré sur la figure animée 15.8, avec les données du satellite Planck.

Figure animée 15.8 Le rayonnement micro-ondes de notre Galaxie et d'autres galaxies a été supprimé des données afin de faire une carte du CMB uniquement. Crédit : ESA et la Collaboration Planck

Une autre source de lumière micro-ondes que l'on peut trouver dans les cartes CMB est une signature de l'interaction des photons CMB avec les amas de galaxies, connue sous le nom de Effet Sunyaev-Zel&rsquodovich (SZ). En raison des observations de l'effet SZ, nous savons que le CMB doit être cosmologique, c'est-à-dire provenir de tout l'Univers, pas seulement d'une source proche (comme notre Galaxie). La lumière du CMB est déformée à proximité des amas de galaxies, ce qui signifie qu'elle doit provenir d'endroits situés au-delà des amas de galaxies (qui sont eux-mêmes éloignés) pour être affectée. L'effet SZ est visible à grande distance, car il ne suit pas une loi de carré inverse. Cela le rend idéal pour trouver des amas de galaxies. Plusieurs groupes sont impliqués dans les efforts pour mesurer l'effet SZ et l'utiliser pour étudier les amas de galaxies, comme décrit dans Aller plus loin 15.1 : l'effet Sunyaev-Zel&rsquodovich (SZ).

Remarque : L'effet Sunyaev-zel&rsquodovich

L'effet Sunyaev-Zel&rsquodovich est provoqué par des interactions de photons avec des particules chargées. Nous avons déjà discuté à plusieurs reprises de la manière dont les photons peuvent être diffusés par des particules chargées, typiquement des électrons. Parfois, cette diffusion change simplement la direction des photons sans changer leur énergie. C'est ce qui arrive à la lumière du soleil lorsqu'elle traverse l'atmosphère terrestre, et la diffusion préférentielle des longueurs d'onde courtes sur des longueurs d'onde plus longues fait apparaître le ciel bleu par temps clair.

Cependant, il est également possible que la diffusion de la lumière transfère de l'énergie vers ou depuis les photons. Si la population d'électrons diffusants a en moyenne plus d'énergie que la population de photons, alors l'énergie est transférée aux photons, qui apparaissent en conséquence plus chauds. D'autre part, si l'énergie typique des électrons est inférieure à l'énergie des photons, alors la lumière transférera de l'énergie aux électrons. La lumière se refroidit et perd de l'énergie aux électrons.

Le fond des micro-ondes a commencé comme étant léger avec une température typique d'environ 3000K. Étant donné que l'Univers a grandi d'un facteur d'environ mille depuis la création du CMB, la lumière du CMB est maintenant caractérisée par une température d'environ 3K, et bien sûr, elle s'est refroidie de 3000K à 3K sur l'ensemble de son voyage. Cependant, certains des photons micro-ondes ont rencontré des amas de galaxies lors de leur voyage dans le cosmos. Ces photons ont vu leur température modifiée par la diffusion décrite précédemment.

En plus de contenir des galaxies, les amas de galaxies contiennent également d'immenses quantités de gaz chaud. Le gaz, qui domine en fait la masse baryonique totale des amas, a une température d'environ 10 millions de kelvins, bien supérieure à celle du CMB. C'est parce qu'il se trouve profondément dans le puits gravitationnel de l'amas. Lorsque les photons du CMB rencontrent le gaz chaud, ils tirent de l'énergie de ses particules car le CMB est beaucoup plus froid que l'électron typique du gaz de l'amas. En conséquence, les photons traversant un amas ont une température légèrement plus élevée que les photons CMB qui ne traversent pas un amas. Le spectre est déformé et déplacé vers une énergie plus élevée. Les photons CMB marquent les positions des amas sur le ciel car ils font ressortir les amas sous forme de petites taches dans le fond des micro-ondes. À des longueurs d'onde plus élevées que le pic du CMB, ces taches sont plus chaudes, et à des longueurs d'onde plus longues (énergies plus basses), ces taches sont plus froides, car les photons qui seraient normalement présents ont été déplacés vers une autre partie du spectre. Un exemple d'observation d'amas SZ est illustré à la Figure B.15.1.

FIGURE B.15.1 : EFFET SZ. L'amas de galaxies Abell 2744 vu par le télescope du pôle Sud (SPT). La lumière du CMB interagit avec le gaz chaud dans le cluster, provoquant un point froid aux longueurs d'onde observées par SPT. C'est ce qu'on appelle l'effet Sunyaev-Zel&rsquodovich (SZ). Crédit : Collaboration SPT.

L'effet SZ est important aux valeurs l élevées, ou aux petites échelles angulaires, car les amas de galaxies ne sont pas très grands dans le ciel. Les petites fluctuations de température SZ ne sont pas causées par des paramètres cosmologiques primordiaux, ce sont des modifications du spectre original du CMB par des concentrations de masse intervenant lorsque ses photons se déplacent vers nous. Ces fluctuations doivent être prises en compte dans l'analyse cosmologique du CMB car elles introduisent un signal parasite (ou du bruit, si vous préférez) sur les vraies perturbations cosmologiques.

Cependant, l'effet SZ est intéressant en soi car il permet de comprendre comment les amas de galaxies se sont formés et ont évolué au cours de l'histoire de l'Univers. Parce que le CMB nous vient essentiellement du début de l'Univers, il sonde aussi loin que les photons peuvent l'être. De plus, l'effet SZ ne dépend que de la taille angulaire des amas et de la température de leur gaz, il n'est pas affecté par la loi de gradation 1/r 2 qui affecte de nombreuses mesures astronomiques. Ainsi, SZ fournit un moyen puissant pour étudier les structures n'importe où le long de la ligne de mire. L'un des nombreux télescopes qui étudient l'effet SZ est le télescope du pôle Sud. La Figure animée B.15.2 montre ce télescope en cours de construction.

Le télescope du pôle Sud (SPT) est l'un des nombreux télescopes qui étudient l'effet SZ, qui peut être utilisé pour trouver des amas de galaxies. Crédit : Collaboration SPT.

Dans l'activité suivante, vous examinerez plusieurs cartes CMB pour avoir une idée de la température et des échelles angulaires des variations dans le CMB.


Topologie inattendue des fluctuations de température dans le fond diffus cosmologique

In : Astronomie et astrophysique, Vol. 627, n° juillet 2019, A163, 01.07.2019.

Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › Académique › peer-review

T1 - Topologie inattendue des fluctuations de température dans le fond diffus cosmologique

N2 - Nous étudions la topologie générée par les fluctuations de température du rayonnement du fond diffus cosmologique (CMB), quantifiée par le nombre de composants et de trous, formellement donné par les nombres de Betti, dans les ensembles d'excursion croissants. Nous comparons les cartes CMB observées par le satellite Planck avec un millier de cartes simulées générées selon le paradigme ΛCDM avec des fluctuations distribuées gaussiennes. La comparaison est multi-échelle, étant réalisée sur une séquence de cartes dégradées avec une séparation moyenne des pixels allant de 0,05 à 7,33°. L'étude du CMB sur 핊2 est incomplète en raison des effets d'obscurcissement par des sources ponctuelles lumineuses et d'autres objets étendus au premier plan comme notre propre galaxie. Pour faire face à de telles situations, où l'analyse en présence de « masques » est importante, nous introduisons le concept d'homologie relative. Le test paramétrique χ2 montre des différences entre les observations et les simulations, produisant des valeurs de p à des niveaux inférieurs à ceux de permil environ entre 2 et 7°, la différence dans le nombre de composants et de trous culminant à plus de 3 sporadiquement à ces échelles. L'écart le plus élevé observé entre les observations et les simulations pour b0 et b1 se situe approximativement entre 3σ et 4σ aux échelles de 3 à 7°. Il existe des rapports sur un comportement légèrement inhabituel de la caractéristique d'Euler à 3,66° dans la littérature, calculé à partir de mesures indépendantes des fluctuations de température du CMB par le prédécesseur de Planck, le satellite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). Le comportement légèrement anormal de la caractéristique d'Euler est phénoménologiquement lié au comportement fortement anormal des composants et des trous, ou respectivement du zéro et du premier nombre de Betti. De plus, étant donné que ces descripteurs topologiques montrent un comportement anormal cohérent par rapport aux mesures indépendantes de Planck et WMAP, les erreurs instrumentales et systématiques peuvent être une source improbable. Ce sont également les échelles auxquelles les cartes observées présentent une faible variance par rapport aux simulations, et approximativement la gamme d'échelles auxquelles le spectre de puissance présente un creux par rapport au modèle théorique. Les tests non paramétriques montrent des différences encore plus fortes à presque toutes les échelles. Surtout, les simulations gaussiennes basées sur un spectre de puissance correspondant aux caractéristiques du spectre de puissance observé ne sont pas en mesure de résoudre l'anomalie. Comprendre l'origine des anomalies dans le CMB, qu'elles soient de nature cosmologique ou dues à des effets tardifs, est une tâche extrêmement difficile. Quoi qu'il en soit, au-delà de la possibilité triviale que cela puisse encore être une manifestation d'un cas gaussien extrême, ces observations, ainsi que les échelles de super-horizon impliquées, peuvent motiver l'étude de la non-gaussianité primordiale. Des scénarios alternatifs qui méritent d'être explorés peuvent être des modèles avec une topologie non triviale, y compris des modèles de défauts topologiques.

AB - Nous étudions la topologie générée par les fluctuations de température du rayonnement du fond diffus cosmologique (CMB), quantifiée par le nombre de composants et de trous, formellement donné par les nombres de Betti, dans les ensembles d'excursions croissants. Nous comparons les cartes CMB observées par le satellite Planck avec un millier de cartes simulées générées selon le paradigme ΛCDM avec des fluctuations distribuées gaussiennes. La comparaison est multi-échelle, étant réalisée sur une séquence de cartes dégradées avec une séparation moyenne des pixels allant de 0,05 à 7,33°. L'étude du CMB sur 핊2 est incomplète en raison des effets d'obscurcissement par des sources ponctuelles lumineuses et d'autres objets étendus au premier plan comme notre propre galaxie. Pour faire face à de telles situations, où l'analyse en présence de « masques » est importante, nous introduisons le concept d'homologie relative. Le test paramétrique χ2 montre des différences entre les observations et les simulations, produisant des valeurs de p à des niveaux inférieurs à ceux de permil environ entre 2 et 7°, la différence dans le nombre de composants et de trous culminant à plus de 3 sporadiquement à ces échelles. L'écart le plus élevé observé entre les observations et les simulations pour b0 et b1 se situe approximativement entre 3σ et 4σ aux échelles de 3 à 7°. Il existe des rapports sur un comportement légèrement inhabituel de la caractéristique d'Euler à 3,66° dans la littérature, calculé à partir de mesures indépendantes des fluctuations de température du CMB par le prédécesseur de Planck, le satellite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). Le comportement légèrement anormal de la caractéristique d'Euler est phénoménologiquement lié au comportement fortement anormal des composants et des trous, ou respectivement du zéro et du premier nombre de Betti. De plus, étant donné que ces descripteurs topologiques montrent un comportement anormal cohérent par rapport aux mesures indépendantes de Planck et WMAP, les erreurs instrumentales et systématiques peuvent être une source improbable. Ce sont également les échelles auxquelles les cartes observées présentent une faible variance par rapport aux simulations, et approximativement la gamme d'échelles auxquelles le spectre de puissance présente un creux par rapport au modèle théorique. Les tests non paramétriques montrent des différences encore plus fortes à presque toutes les échelles. Surtout, les simulations gaussiennes basées sur un spectre de puissance correspondant aux caractéristiques du spectre de puissance observé ne sont pas en mesure de résoudre l'anomalie. Comprendre l'origine des anomalies dans le CMB, qu'elles soient de nature cosmologique ou dues à des effets tardifs, est une tâche extrêmement difficile. Quoi qu'il en soit, au-delà de la possibilité triviale que cela puisse encore être une manifestation d'un cas gaussien extrême, ces observations, ainsi que les échelles de super-horizon impliquées, peuvent motiver l'étude de la non-gaussianité primordiale. Des scénarios alternatifs qui méritent d'être explorés peuvent être des modèles avec une topologie non triviale, y compris des modèles de défauts topologiques.


Explorateur d'arrière-plan cosmique

COBE Construction d'engins spatiaux : En 1989, le Explorateur d'arrière-plan cosmique (COBE) a été lancé sur une orbite terrestre pour dresser une carte du ciel complète du rayonnement du fond diffus cosmologique (CMB). COBE ont trouvé des irrégularités très subtiles dans le CMB par ailleurs très uniforme, des résultats qui sont considérés comme des preuves importantes à l'appui de la théorie du Big Bang.
Crédit : NASA / COBE Équipe scientifique

le Explorateur d'arrière-plan cosmique (COBE) était dirigée par John Mather. le COBE groupe essayait de comprendre comment faire des mesures du rayonnement de fond de micro-ondes cosmique. Même si la science particulière que j'avais pratiquée à Chicago était différente, les techniques que nous avions utilisées pour les expériences infrarouges étaient exactement ce qu'il fallait pour construire le COBE. John a développé une « théorie de fonctionnement » pour les détecteurs que nous allions utiliser sur le COBE. Il s'agit essentiellement d'une description mathématique du fonctionnement de l'appareil. À l'époque, la femme de John était professeur de ballet à New York, et il s'asseyait pendant ses cours avec une petite calculatrice programmable (c'était avant qu'il y ait des ordinateurs portables) pour essayer de comprendre le problème. C'était une façon vraiment différente de faire les choses, car les gens commençaient généralement par réfléchir aux détecteurs qui allaient être utilisés, à ce que les différents types de détecteurs étaient capables de faire, et où les acheter, etc. Mais John essayait de développer une base théorique, afin que vous puissiez comprendre comment les performances du détecteur pourraient changer si vous modifiiez l'appareil de certaines manières.

Carte du ciel COBE : Le final COBE carte de tout le ciel des fluctuations apparentes du fond cosmique, que l'on pense être les germes de la structure à grande échelle de l'Univers.
Crédit : NASA


La carte la plus détaillée de Planck révèle un univers presque parfait

Les anisotropies du fond diffus cosmologique (CMB) observées par Planck. Le CMB est un instantané de la plus ancienne lumière de notre Univers, imprimée dans le ciel alors que l'Univers n'avait que 380 000 ans. Il montre de minuscules fluctuations de température qui correspondent à des régions de densités légèrement différentes, représentant les germes de toute structure future : les étoiles et les galaxies d'aujourd'hui. Crédit : ESA

(Phys.org) — Acquise par le télescope spatial Planck de l'ESA, la carte la plus détaillée jamais créée du fond diffus cosmologique - le rayonnement relique du Big Bang - a été publiée aujourd'hui, révélant l'existence de caractéristiques qui remettent en question les fondements de notre compréhension actuelle de l'univers.

L'image est basée sur les 15,5 mois initiaux de données de Planck et est la première image du ciel de la mission de la plus ancienne lumière de notre Univers, imprimée dans le ciel alors qu'elle n'avait que 380 000 ans.

À cette époque, le jeune Univers était rempli d'une soupe chaude et dense de protons, d'électrons et de photons en interaction à environ 2 700 °C. Lorsque les protons et les électrons se sont joints pour former des atomes d'hydrogène, la lumière a été libérée. Au fur et à mesure que l'Univers s'est étendu, cette lumière s'est aujourd'hui étendue à des longueurs d'onde micro-ondes, équivalentes à une température de seulement 2,7 degrés au-dessus du zéro absolu.

Ce «fond de micro-ondes cosmique» – CMB – montre de minuscules fluctuations de température qui correspondent à des régions de densités légèrement différentes à des temps très anciens, représentant les graines de toute structure future : les étoiles et les galaxies d'aujourd'hui.

Selon le modèle standard de la cosmologie, les fluctuations sont apparues immédiatement après le Big Bang et se sont étendues à des échelles cosmologiquement grandes pendant une brève période d'expansion accélérée connue sous le nom d'inflation.

Comparées au meilleur ajustement des observations au modèle standard de cosmologie, les capacités de haute précision de Planck révèlent que les fluctuations du fond diffus cosmologique à grande échelle ne sont pas aussi fortes que prévu. Le graphique montre une carte dérivée de la différence entre les deux, qui est représentative de ce à quoi pourraient ressembler les anomalies. Crédit : ESA

Planck a été conçu pour cartographier ces fluctuations dans tout le ciel avec une résolution et une sensibilité plus élevées que jamais. En analysant la nature et la distribution des graines dans l'image CMB de Planck, nous pouvons déterminer la composition et l'évolution de l'Univers depuis sa naissance jusqu'à nos jours.

Dans l'ensemble, les informations extraites de la nouvelle carte de Planck fournissent une excellente confirmation du modèle standard de la cosmologie avec une précision sans précédent, établissant une nouvelle référence dans notre manifeste du contenu de l'Univers.

Mais parce que la précision de la carte de Planck est si élevée, elle a également permis de révéler certaines caractéristiques inexpliquées particulières qui pourraient bien nécessiter une nouvelle physique pour être comprise.

"L'extraordinaire qualité du portrait de Planck de l'univers infantile nous permet de retirer ses couches jusqu'aux fondations, révélant que notre plan du cosmos est loin d'être complet. De telles découvertes ont été rendues possibles par les technologies uniques développées à cet effet par l'Europe l'industrie », déclare Jean-Jacques Dordain, directeur général de l'ESA.

"Depuis la sortie de la première image du ciel de Planck en 2010, nous avons soigneusement extrait et analysé toutes les émissions de premier plan qui se trouvent entre nous et la première lumière de l'Univers, révélant le fond cosmique micro-ondes dans les moindres détails à ce jour", ajoute George Efstathiou de l'Université de Cambridge, Royaume-Uni.

L'une des découvertes les plus surprenantes est que les fluctuations des températures du CMB à de grandes échelles angulaires ne correspondent pas à celles prédites par le modèle standard - leurs signaux ne sont pas aussi forts que prévu à partir de la structure à plus petite échelle révélée par Planck.

Une autre est une asymétrie des températures moyennes sur les hémisphères opposés du ciel. Cela va à l'encontre de la prédiction faite par le modèle standard selon laquelle l'Univers devrait être globalement similaire dans toutes les directions que nous regardons.

De plus, un point froid s'étend sur un morceau de ciel beaucoup plus vaste que prévu.

L'asymétrie et le point froid avaient déjà été évoqués avec le prédécesseur de Planck, la mission WMAP de la NASA, mais ont été largement ignorés en raison des doutes persistants sur leur origine cosmique.

"Le fait que Planck ait fait une détection si importante de ces anomalies efface tout doute sur leur réalité, on ne peut plus dire qu'il s'agit d'artefacts des mesures. Elles sont réelles et nous devons chercher une explication crédible", explique Paolo. Natoli de l'Université de Ferrare, Italie.

"Imaginez enquêter sur les fondations d'une maison et découvrir que certaines d'entre elles sont faibles. Vous ne savez peut-être pas si les faiblesses finiront par renverser la maison, mais vous commenceriez probablement à chercher des moyens de la renforcer assez rapidement tout de même ", ajoute François Bouchet de l'Institut d'Astrophysique de Paris.

Une façon d'expliquer les anomalies est de proposer que l'Univers n'est en fait pas le même dans toutes les directions à une plus grande échelle que ce que nous pouvons observer. Dans ce scénario, les rayons lumineux du CMB ont peut-être emprunté une route plus compliquée à travers l'Univers qu'on ne le croyait auparavant, ce qui a entraîné certains des modèles inhabituels observés aujourd'hui.

"Notre objectif ultime serait de construire un nouveau modèle qui prédit les anomalies et les relie entre elles. Mais ce n'est qu'un début pour l'instant, nous ne savons pas si cela est possible et quel type de nouvelle physique pourrait être nécessaire. Et c'est passionnant , explique le professeur Efstathiou.

Au-delà des anomalies, cependant, les données de Planck se conforment spectaculairement bien aux attentes d'un modèle assez simple de l'Univers, permettant aux scientifiques d'extraire les valeurs les plus raffinées à ce jour pour ses ingrédients.

La matière normale qui compose les étoiles et les galaxies ne contribue que pour 4,9% à la densité masse/énergie de l'Univers. La matière noire, qui n'a jusqu'à présent été détectée qu'indirectement par son influence gravitationnelle, représente 26,8%, soit près d'un cinquième de plus que l'estimation précédente.

Inversement, l'énergie noire, une force mystérieuse considérée comme responsable de l'accélération de l'expansion de l'Univers, représente moins qu'on ne le pensait auparavant.

Enfin, les données de Planck ont ​​également défini une nouvelle valeur pour la vitesse à laquelle l'Univers s'étend aujourd'hui, connue sous le nom de constante de Hubble. À 67,15 kilomètres par seconde par mégaparsec, c'est nettement moins que la valeur standard actuelle en astronomie. Les données impliquent que l'âge de l'Univers est de 13,82 milliards d'années.

"Avec les cartes les plus précises et détaillées du ciel micro-ondes jamais réalisées, Planck brosse une nouvelle image de l'Univers qui nous pousse aux limites de la compréhension des théories cosmologiques actuelles", a déclaré Jan Tauber, scientifique du projet Planck de l'ESA.

"Nous voyons un ajustement presque parfait au modèle standard de la cosmologie, mais avec des caractéristiques intrigantes qui nous obligent à repenser certaines de nos hypothèses de base.

"C'est le début d'un nouveau voyage et nous espérons que notre analyse continue des données de Planck aidera à faire la lumière sur cette énigme."


Vibrations de la peau de tambour cosmique

Une topologie multiconnectée se traduit par le fait que tout objet dans l'espace peut posséder plusieurs copies de lui-même dans l'Univers observable. Pour un objet étendu comme la région d'émission du rayonnement CMB que nous observons (la surface dite de dernière diffusion), il peut arriver qu'il se coupe le long de paires de cercles [5]. Dans ce cas, cela équivaut à dire qu'un observateur (situé au centre de la dernière surface de diffusion) verra la même région de l'Univers sous différentes directions. En conséquence, les fluctuations de température correspondront le long de l'intersection de la dernière surface de diffusion avec elle-même, comme illustré dans la figure ci-dessus. Cette carte CMP est simulée pour un espace plat multi-connecté - à savoir un hypertore cubique dont la longueur est 3,17 fois plus petite que le diamètre de la dernière surface de diffusion.

Les cosmologistes espèrent "entendre la forme de l'espace", à savoir sa topologie, en analysant en détail les fluctuations de température dans le rayonnement de fond cosmique micro-ondes (CMB). Une équipe internationale de cosmologistes, dont des chercheurs de l'Observatoire de Paris, a récemment développé un modèle des vibrations de l'univers. Pour la première fois [1], ils ont simulé des cartes CMB haute résolution contenant les signatures d'une large classe de topologies, à des fins de comparaison avec les prochaines données satellitaires MAP début 2003.

Ces dernières années, les cosmologistes se sont intéressés à la forme globale de l'espace [2]. Auparavant, la plupart d'entre eux avaient négligé le fait que, même si l'espace est plat à grande échelle, il peut prendre de nombreuses formes différentes, par exemple celle d'un hypertore en forme de beignet. Un espace de courbure donnée admet un certain nombre de topologies. En effet, 18 topologies plates ainsi qu'un nombre infini de topologies sphériques et hyperboliques sont des candidats théoriques pour décrire la forme de l'espace physique.

Bien que les observations récentes du CMB contraignent la valeur de la courbure de l'espace à une plage très étroite autour de zéro, elles laissent toujours ouverte la question de savoir si la courbure moyenne est exactement nulle (correspondant à un univers plat) légèrement positive (univers sphérique) ou légèrement négative (univers hyperbolique). univers), et surtout si la topologie est simple (par exemple un espace plat infini) ou non (par exemple un hypertore plat fini).
Dans un article précédent [3], trois auteurs ont prouvé que les topologies sphériques seraient plus facilement détectables observationnellement que les topologies hyperboliques ou plates. La raison en est que, peu importe à quel point l'espace est proche de la planéité parfaite, seul un nombre fini de formes sphériques est exclu par les contraintes d'observation. En raison de la structure particulière des espaces sphériques, les empreintes topologiques seraient potentiellement détectables dans l'univers observable. Ainsi, les cosmologistes s'intéressent de nouveau aux espaces sphériques comme modèles possibles de l'univers physique. Maintenant la question principale est : comment détecter la topologie de l'espace ?

L'Univers comme une peau de tambour

Si vous saupoudrez de sable fin uniformément sur une peau de tambour et que vous la faites vibrer, les grains de sable s'accumuleront en des points et des figures caractéristiques, appelés motifs Chladni. Ces motifs révèlent de nombreuses informations sur la taille et la forme du tambour et l'élasticité de sa membrane. En particulier, la répartition des spots dépend non seulement de la vibration initiale du tambour mais aussi de la forme globale du tambour, car les ondes seront réfléchies différemment selon que le bord de la peau est un cercle, une ellipse, un carré, ou une autre forme.

En cosmologie, l'Univers primitif a été traversé par de véritables ondes acoustiques générées peu après le Big Bang. De telles vibrations ont laissé leurs empreintes 300 000 ans plus tard sous forme de minuscules fluctuations de densité dans le plasma primordial. Les points chauds et froids du rayonnement actuel de 2,7 K CMB révèlent ces fluctuations de densité. Ainsi, les fluctuations de température du CMB ressemblent à des motifs de Chladni résultant d'une peau de tambour tridimensionnelle compliquée qui a vibré pendant 300 000 ans. Ils fournissent une mine d'informations sur les conditions physiques qui prévalaient au début de l'Univers, ainsi que des propriétés géométriques actuelles telles que la courbure de l'espace et la topologie. Plus précisément, les fluctuations de densité peuvent être exprimées comme des combinaisons des modes vibrationnels de l'espace, tout comme la vibration d'une peau de tambour peut être exprimée comme une combinaison des harmoniques de la peau de tambour.

Pour la première fois, une équipe de physiciens a montré comment la forme d'un espace sphérique peut être entendue d'une manière unique. Ils ont calculé les harmoniques (appelées « modes propres de l'opérateur de Laplace ») pour la plupart des topologies sphériques [4]. Ensuite, en partant d'un ensemble de conditions initiales fixant la façon dont l'univers vibrait à l'origine (le spectre dit de Harrison-Zeldovich), ils ont fait évoluer les harmoniques dans le temps pour simuler des cartes CMB réalistes pour un certain nombre de topologies, y compris plates et sphériques [ 1].

Les expériences CMB aéroportées (Boomerang, DASI, Archeops) ont imposé des contraintes fortes sur la courbure de l'espace, mais fournissent trop peu de données pour tester la topologie de l'Univers car elles ne couvrent qu'une petite partie du ciel. La situation est sur le point de changer radicalement avec la mission satellitaire MAP (Microwave Anisotropy Probe).

Launched by NASA in April, 2001, it will provide high resolution maps of CMB fluctuations on the whole sky, excluding the portion obscured by our own Milky Way galaxy. The 6-month MAP data will be released late January or early February 2003. A topological signal as predicted in [5], and simulated in the maps of [1], may be subtly encoded in these data, and may eventually answer the fascinating question whether space is finite.

Peer reviewed publications and references

[1] A. Riazuelo, J.-P. Uzan, R. Lehoucq and J. Weeks, “Simulating Cosmic microwave background maps in multi-connected universes” (e-print astro-ph/0212223).

[2] J.- P. Luminet: “L’Univers chiffonné”, Fayard, Paris, 2001, 369 p.
R. Lehoucq: “L’univers a-t-il une forme ?”, Flammarion, Paris 2002, 152 p.
J. Weeks : “The Shape of Space”, Dekker, 2nd edition, 2001, 328 p.

[3] J. Weeks, R. Lehoucq and J.-P. Uzan: “Detecting topology in a Nearly Flat Spherical Universe”, (e-print astro-ph/0209389).

[4] R. Lehoucq, J. Weeks, J.-P. Uzan, E. Gausmann and J.-P. Luminet, “Eigenmodes of 3-dimensional spherical spaces and their application to cosmology”, Classical and
Quantum Gravity,(2002) 19, 4683-4708 (e-print gr-qc/0205009).

[5] N. Cornish, D. Spergel and G. Starkman,”Circles in the sky: finding topology with the microwave background radiation”, Classical and Quantum Gravity (1998), 15,
2657-2670 (e-print astro-ph/9801212).


W ayne h u

The Thomson scattering cross section depends on polarization as (see e.g. [Chandrasekhar] 1960)

where ( ) are the incident (scattered) polarization directions. Heuristically, the incident light sets up oscillations of the target electron in the direction of the electric field vector , i.e. the polarization. The scattered radiation intensity thus peaks in the direction normal to, with polarization parallel to, the incident polarization. More formally, the polarization dependence of the cross section is dictated by electromagnetic gauge invariance and thus follows from very basic principles of fundamental physics.

If the incoming radiation field were isotropic, orthogonal polarization states from incident directions separated by would balance so that the outgoing radiation would remain unpolarized. Conversely, if the incident radiation field possesses a quadrupolar variation in intensity or temperature (which possess intensity peaks at separations), the result is a linear polarization of the scattered radiation (see Fig. 1). A reversal in sign of the temperature fluctuation corresponds to a rotation of the polarization, which reflects the spin-2 nature of polarization.

  Fig. 1: Thomson scattering of radiation with a quadrupole anisotropy generates linear polarization. Blue colors (thick lines) represent hot and red colors (thin lines) cold radiation.

In terms of a multipole decomposition of the radiation field into spherical harmonics, , the five quadrupole moments are represented by , . The orthogonality of the spherical harmonics guarantees that no other moment can generate polarization from Thomson scattering. In these spherical coordinates, with the north pole at , we call a N-S (E-W) polarization component Q >0 ( Q <0) and a NE-SW (NW-SE) component U >0 ( U <0). The polarization amplitude and angle clockwise from north are

Alternatively, the Stokes parameters Q and U represent the diagonal and off diagonal components of the symmetric, traceless, intensity matrix in the polarization plane spanned by ( , ),

where are the Pauli matrices and circular polarization is assumed absent.

If Thomson scattering is rapid, then the randomization of photon directions that results destroys any quadrupole anisotropy and polarization. The problem of understanding the polarization pattern of the CMB thus reduces to understanding the quadrupolar temperature fluctuations at last scattering.

Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources: the scalar (compressional), vector (vortical) and tensor (gravitational wave) perturbations. Formally, they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor. We shall consider each of these below and show that the scalar, vector, and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively. This leads to different patterns of polarization for the three sources as we shall discuss in ډ.


Understanding The Fluctuations In The CMB Maps - Astronomy

Paper Information

Journal Information

Revue internationale d'astronomie

p-ISSN: 2169-8848 e-ISSN: 2169-8856

Cosmology with the Cosmic Microwave Background

1 Department of Physics, University of Kashmir, Hazratbal, 190006, Srinagar, J&K, India

2 Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics, Ganeshkhind, Pune, India

Correspondence to: Manzoor A. Malik, Department of Physics, University of Kashmir, Hazratbal, 190006, Srinagar, J&K, India.

E-mail:

Copyright © 2012 Éditions scientifiques et universitaires. Tous les droits sont réservés.

Cosmic Microwave Background is credited with bringing out Cosmology from Speculation to Precision Science. Many of the key cosmological parameters like its age (13.75 Billion Years), its composition (4.6% Baryons, 22.7% Dark Matter, 72.8% Dark Energy) and curvature (flat) are now known to a high degree of accuracy (sub-percent to percent level). It not only provides a more acceptable basis for the Big Bang Model but also gives an observational basis to the formation of structures that we see in the present Universe, ruling out many cosmological models. In this paper, I intend to review as to what we have learnt from the cosmic microwave background and what we expect to learn from it in future, in light of the recent (and upcoming) experimental/observational and theoretical advances.

Mots clés: Cosmic Microwave Background, Anisotropies, COBE, WMAP, PLANCK

Cite this paper: Manzoor A. Malik, Cosmology with the Cosmic Microwave Background, Revue internationale d'astronomie, Vol. 2 No. 2, 2013, pp. 17-22. doi: 10.5923/j.astronomy.20130202.01.

Article Outline

1. Introduction

2. Discovery and Early History

3K. Again, nobody realized the importance of this work at that point. In 1957, Shamaonov[11] had reported that the absolute effective temperature of the radio emission background (now known as CMB) to be around 4K. Their measurements showed that the radiation intensity was independent of either the time or the direction of observations. This work also went almost unnoticed. In the literature, we find a number of near misses which could all have been treated as a discovery of CMB. In 1964, two radio astronomers, Penzias and Wilson began their search to detect sources of radiation that might potentially harm satellites. To their frustration, they found a uniform signal in the microwave range, seeming to come from all directions. Having no clue what it was, they tried everything to eliminate this “unwanted” background noise but failed. Luckily, Penzias talked to Burke, a scientist at MIT, who advised him to talk to Bob Dicke at Princeton. When the phone call ended, Dicke is reported to have told his colleagues “Boys, we have been scooped”. This was because Bob Dicke and his collaborators (including Dave Wilkinson after whom WMAP was later named) were precisely looking for the signal that was an unwanted noise for Penzias and Wilson and were almost ready with an experiment to find the CMB. CMB had been discovered by Penzias and Wilson! The spectrum of CMB fitted a nearly perfect black body with its temperature at around 3K. The experimental results of Penzias and Wilson[12] detailing the observation and the cosmological interpretation by Dicke, Peebles, Roll and Wilkinson[13] were published side by side in the Astrophysical Journal. For their discovery, Penzias and Wilson, were awarded the 1978 Nobel prize in Physics. Following the serendipitous discovery of the CMB, the next step was to look for the anisotropies in the CMB. Early attempts limited by the low sensitivity of instruments, indicated that CMB was discouragingly smooth. Many experiments were designed to look for the characteristics of CMB but the real breakthrough came with the COBE mission’s confirmation of the perfect black body spectrum of the CMB and the small (1 part in 10 5 ) but significant anisotropies in the cosmic microwave background. John Mather and George Smoot shared the 2006 Nobel prize in Physics for their discovery of the blackbody form and anisotropy of the cosmic microwave background radiation respectively.


W ayne h u

Key Concepts

  • Gravitational waves show a power spectrum with both E and B mode contributions
  • Limits on the gravitational wave contribution to the temperature anisotropy imply B-modes < a few tenths of a microKelvin.
  • Gravitational waves probe the physics of inflation but will require a thorough understanding of foregrounds and secondary effects for their detection.

If there were only gravitational waves and no density perturbations in the Universe, the CMB temperature, polarization and temperature-polarization cross power spectra would look like:

Notice that the polarization contains power in both the E and B-modes. That we do see acoustic peaks in the spectrum indicates that this scenario cannot actually be true. At most, gravitational waves contribute a fraction of the power in temperature anisotropies. Adding back in the density fluctuations, the power spectrum as a function of the ratio of power in the gravitational wave (tensor, T) versus density (scalar, S) modes becomes:

For realistic values of this ratio or " T/S ", the power in the B-mode corresponds to a tenth of a micro Kelvin signal on scales of l

Needless to say, this signal will be very difficult to detect in the presence of foregrounds and secondary anisotropies that also produce B-modes. The rewards of detecting it are however great. The amplitude and spectrum of the gravitational wave contributions are our best probes of the physics of the inflationary epoch .


References

  1. E. Komatsu et al., Astrophys. J. Suppl. Sér. 192, 18 (2011)
  2. S. Das et al., Phys. Rév. Lett. 107, 021301 (2011)
  3. B. D. Sherwin et al., Phys. Rév. Lett. 107, 021302 (2011)
  4. M. Lueker et al., Astrophys. J. 719, 1045 (2010)
  5. R. Hlozek et al., arXiv:1105.4887 (2011)
  6. M. Brown et al., Astrophys. J. 705, 978 (2009)
  7. K. Smith, O. Zahn, and O Doré, Phys. Rev. D 76, 043510 (2007)
  8. C. Hirata et al., Phys. Rev. D 78, 043520 (2008)
  9. A. Conley et al., Astrophys. J. Suppl. Sér. 192, 1 (2011)
  10. T. Giannantonio et al., Phys. Rev. D 77, 123520 (2008)
  11. P. Ade et al. (Planck Collaboration), arXiv:1101.2022 (2011)
  12. S. Galli et al., Phys. Rev. D 82, 123504 (2010)


Voir la vidéo: Cartes de crédit et cartes de débit: tout comprendre en moins de 10 minutes! (Juillet 2021).