Contacter l'auteur / Contact the author

Recherche dans ce site / Search in this site

 

Cosmologie

Évolution schématique de l'Univers depuis le Big Bang. Document NASA/CXC/M.Weiss adapté par l'auteur.

Les découvertes récentes

Nous allons décrire les découvertes récentes en cosmologie en nous limitant aux sujets les plus compréhensibles, cette science étant en effet réputée pour son degré d'abstraction très élevé et réservée aux théoriciens. Nous n'aborderons pas les résultats des études purement théoriques comme les détails de la théorie inflationnaire, les modèles d'univers ou les théories spéculatives n'ayant pas été validées par des observations.

Ce domaine d'étude débordant souvent sur l'astrophysique, nous décrirons dans ce dernier et vaste dossier les découvertes relatives aux galaxies lointaines par exemple ou à l'époque de la réionisation. Les découvertes récentes en astrophysique font également l'objet d'un article séparé. Quant aux découvertes relevant de la cosmologie mais réalisées dans le domaine des particules élémentaires ou des très hautes énergies, elles sont décrites dans le dossier consacré à la physique quantique. Par conséquent, cet article contiendra peu d'actualités spécifiques à la cosmologie. On y trouvera par exemple les dernières actualités sur l'étude du rayonnement cosmologique micro-onde, la matière sombre, le modèle ΛCDM et d'autres concepts purement cosmologiques qui n'ont pas trouvé leur place dans d'autres articles.

Les filaments cosmiques seraient en rotation

Nous savons que les corps célestes, des planètes aux étoiles en passant par les galaxies, tournent sur elles-mêmes. En revanche, les amas de galaxies ne tournent pas du tout ou très lentement. Jusqu'à présent, on pensait que la rotation s'interrompait à l'échelle des grandes structures cosmiques. Mais dorénavant cette idée doit être écartée.

Dans un article publié dans la revue "Nature" en 2021, Noam I. Libeskind de l'Institut Leibniz d'Astrophysique de Potsdam, en Allemagne, et ses collègues ont découvert que les filaments cosmiques constitués de centaines de galaxies qui s'étendent sur des centaines de millions d'années-lumière (cf. cette simulation) semblent également tourner sur eux-mêmes. Il s'agirait des plus grandes structures en rotation de l'univers.

Des études antérieures ont suggéré qu'au cours de l'évolution de l'Univers, une grande partie du gaz probablement combiné à de la matière sombre et froide s'est effondré pour former les galaxies. Elles se sont ensuite rassemblées pour former des amas de galaxies qui se sont eux-mêmes rassemblés dans des superamas de galaxies qui ont fini par s'agglutiner et former les immenses filaments noueux de la toile cosmique.

À l'aide des données du sondage SDSS (Sloan Digital Sky Survey), les chercheurs ont examiné plus de 17000 filaments, analysant la vitesse à laquelle les galaxies composant ces structures géantes se déplaçaient. Pour se faire ils ont statistiquement approximé les filaments de galaxies par des cylindres. Au sein de chaque cylindre, les galaxies ont été divisées en deux régions A et B autour de l'axe central ou épine dorsale du filament (en projection). Ils ont ensuite mesuré le décalage Doppler (vers le rouge et vers le bleu) des galaxies au sein de chaque région et calculé leur vitesse relative par rapport à l'axe du filament. Ils ont découvert que ces galaxies tournaient autour de l'épine centrale de chaque filament comme le montrent les graphiques ci-dessous.

A gauche, si on considère que la signification statistique ou fiabilité de la corrélation ΔzAB est compatible avec le hasard, alors on peut l'afficher en fonction de la "température" dynamique du filament, zr.m.s./ΔzAB, dans laquelle ΔzAB est la différence de décalage vers le rouge des galaxies entre les régions se rapprochant et celles s'éloignant de chaque filament. Plus cette quantité est élevée, plus il est improbable que ΔzA soit aléatoire. La couleur de chaque point indique le nombre de galaxies dans chaque filament. L'échelle de droite indique le nombre de galaxies dans la région A ou la région B. A droite, la vitesse de rotation des filaments en fonction de la distance (en Mpc) entre les galaxies et l'épine dorsale du filament (en projection). La vitesse de rotation est calculée par cΔz, où z est la différence de décalage vers le rouge des galaxies à une distance donnée par rapport au décalage vers le rouge du filament. La distance des galaxies par rapport au centre du filament est affichée en rouge dans les régions en récession et en bleu dans les régions se rapprochant. Documents N.I. Libeskind et al. (2021).

Les galaxies les plus rapides se déplacent autour du centre évidé de ces filaments à des vitesses atteignant environ 100 km/s. Les chercheurs soulignent que si les filaments individuels ne semblent pas tourner sur eux-mêmes, il semble exister des filaments en rotation.

Les chercheurs ont également remarqué que l'ampleur de la rotation est proportionnelle à l'angle d'observation et à l'état dynamique du filament. La rotation est plus apparente lorsque le filament est observé de face. De plus, plus les halos de galaxies situés aux extrémités des filaments sont massifs, plus la rotation est décelable. Cette corrélation pourrait être un indice permettant aux chercheurs de comprendre le mécanisme à l'origine de cette rotation.

La grande question est de savoir pourquoi ces filaments tournent-ils ? Et indirectement, sous l'effet de quelle impulsion initiale et depuis quand, c'est-à-dire à quelle époque ou à quel stade de l'évolution de l'Univers et des galaxies cette rotation s'est déclenchée ?

Selon Libeskind, en théorie le Big Bang n'a pas donné d'impulsion initiale aux structures primordiales de l'univers primitif. Par conséquent, ce qui a mis en rotation ces filaments est apparu plus tard dans l'histoire de l'Univers, au fur et à mesure que les structures se sont formées.

Une origine possible de cette rotation est que les puissants champs gravitationnels engendrés par ces filaments ont forcé le gaz, la poussière et d'autres matériaux, à s'effondrer ensemble, et que les forces de cisaillement résultantes auraient déclenché la rotation de toute cette matière. Mais selon Libeskind, pour le moment "nous ne savons pas vraiment ce qui peut provoquer un couple à cette échelle". Le mystère est entier.

Découverte de filaments diffus de gaz dans l'espace profond

Dans un article publié dans la revue "Astronomy & Astrophysics" en 2021 (en PDF sur arXiv), l'équipe du sondage MUSE HUDF de l'ESO dirigée par l'astrophysicien Roland Bacon de l'Université Lyon 1 annonça la découverte d'une émission Lyman α (Lyα) diffuse, c'est-à-dire de fluorescence de l'hydrogène, étendue entre les redshifts z de 3.1 et 6.7, traçant des filaments de gaz froids situés entre 11.6 et 12.9 milliards d'années-lumière dont certains mesurent 15 millions d'années-lumière. Ces filaments de gaz constituent la toile de fond cosmique sur laquelle les germes des galaxies se sont formées 2 ou 3 milliards d'années après le Big Bang.

Ci-dessus, image à bande étroite du filament principal détecté grâce à l'instument MUSE du VLT. Les contours des émetteurs Lyman alpha (LAE) sont affichés en rouge. Les deux cercles pointillés ont un rayon de 3.5″ ou 88000 années-lumière et représentent la zone où l'émission diffuse circumgalactique des deux LAE devient insignifiante. Ci-dessous, simulation GALICS de l'émission diffuse Lyα en surdensité dans un champ de galaxies de 82" ou 2.6 Mpc à z=3. A gauche, la répartition des galaxies simulées dans le champ de vision MOSAIC et MXDF. Les LAE les plus lumineux sont marqués en rouge, les moyens en orange et les plus pâles en bleu. A droite, l'image à bande étroite Lyα sans bruit. Documents R.Bacon et al. (2021).

Ces structures ont été observées dans des surdensités d'émetteurs Lyman α (LAE) grâce à l'imageur MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) du VLT lors d'expositions de 140 heures du champ HUDF (Hubble Ultra Deep Field), une région du ciel profond très étudiée située dans la constellation du Fourneau.

Parmi les 22 régions de surdensité identifiées, 5 semblent abriter de vaste étendues de gaz émettant fortement par fluorescence. Après analyse, 70% de la luminosité totale de ces filaments provient d'au-delà des émetteurs LAE catalogués (des jeunes galaxies présentant un taux élevé de production stellaire et émettant fortement en UV).

Selon les simulations GALICS telles celle présentée ci-dessus, l'émission fluorescente Lyα alimentée par ce fond UV cosmique représente moins de 34% de cette émission à z ≈ 3 et pas plus de 10% à un redshift plus élevé. En fait, ce rayonnement diffus semble émis par des galaxies naines trop pâles pour être visibles.

C'est la première fois qu'on détecte des filaments de gaz en émission Lyα à ces distances et le premier indice observationnel indiquant l'existence d'une grande population de  LAE d'ultra faible luminosité à des décalage vers le rouge très élevés.

Paradoxalement, sur base de ce rayonnement UV supposé être émis par les jeunes étoiles de ces galaxies naines éloignées, la luminosité minimale de ces LAE indique que le taux de formation stellaire maximum dans ces galaxies naines est très faible : elles ne formeraient au maximum qu'une étoile... tous les 10000 ans (contre 3 étoiles pour la Voie Lactée de nos jours et 10000 fois plus pour les galaxies primitives).

Cela signifie surtout que cette émission Lyα dans un environnement extérieur aux grandes structures galactiques est un indice permettant de tracer les filaments de matière à des échelles supérieures au mégaparsec.

A gauche, cartographie des émission Lyα diffuses à z = 3.07 ou 6.5 milliards d'années-lumière. C'est une image composite du champ général UDF exposé 10 heures (autour du cercle) combinée à une exposition de 140 heures du champ MXDF (cercle). Les emplacements des émetteurs Lyα identifiés sont affichés sous forme de cercles rouges de taille proportionnelle au logarithme de leur luminosité. Le cercle bleu foncé en dessous à gauche est l'emplacement d'un AGN source Lyα. L'encart présente les lignes de contours des filaments en jaune, blanc et cyan pour respectivement, les expositions MOSAIC (seulement une fraction du champ complet), MXDF et UDF. A droite, l'un des filaments d'hydrogène froid (en bleu) détecté par MUSE superposé à une image du champ HUDF du Télescope Spatial Hubble. Ce filament de gaz est situé dans la constellation du Fourneau (Fornax) à 11.5 milliards d'années-lumière et s'étend sur 15 millions d'années-lumière. Documents R.Bacon et al. (2021).

A présent, les chercheurs vont étendre leurs observations à d'autres régions du ciel profond à la recherche d'autres filaments de la toile cosmique grâce à un nouveau spectrographe nommé BlueMUSE. Décalé vers des longueurs d'ondes un peu moins infrarouge, il permettra d'explorer les LAE un peu moins éloignés et donc formés plus récemment (plus près du pic de formation stellaire dans les galaxies) vers z=2 soit ~10.4 milliards d'années-lumière.

L'identification de ces présumées galaxies naines dans les filaments de gaz à cette époque permetttra d'améliorer nos connaissances sur la formation des galaxies et la structure de la toile cosmique.

Des bulles d'hydrogène ionisé à z=7.7

Selon la théorie du Big Bang, au cours du premier milliard d'années de l'univers, la plupart des atomes d'hydrogène se sont ionisés. Les astronomes soupçonnent que cette réionisation - car auparavant l'hydrogène avait déjà été ionisé pendant quelques centaines de milliers d'années - fut déclenchée par les étoiles de la première génération dont l'intense rayonnement UV arracha les électrons des nuages d'hydrogène environnant.

Dans un article publié par Vithal Tilvi de l'Université d'Etat d'Arizona (ASU) et ses collègues en 2020, les chercheurs ont annoncé la découverte de trois galaxies à environ z=7.7 ou 13 milliards d'années-lumière dont les étoiles sont en train de réioniser l'hydrogène environnant. C'est la première preuve directe de cette phase primordiale de l'évolution de l'univers.

Durant cette période appelée les "Âges sombres" cosmiques, des particules élémentaires formées peu après le Big Bang se sont combinées pour former de l'hydrogène neutre mais aucune étoile ou galaxie n'existait encore pour éclairer l'Univers. Comme illustré ci-dessus, cette période commença environ 300000 ans après le Big Bang et se termina avec la formation des premières étoiles, dite de Population III très pauvres en métaux (métallicité [Z/H] ~ -10). Bien que cette période soit prévue par les équations et les simulations informatiques, jusqu'à présent nous avions très peu de preuves directes.

Grâce à l'imageur infrarouge NEWFIRM (NOAO Extremely Wide-Field Infrared Imager) installé sur le télescope Mayall de 4 m du Kitt Peak en Arizona, des astronomes ont découvert dans l'amas de galaxies EGS77 trois galaxies affichant dans leur spectre les effets du rayonnement de ces premières étoiles. La découverte de ces galaxies très pâles n'a été possible que grâce à l'utilisation d'un filtre spécial à bande étroite sur le NEWFIRM.

Notons que EGS, alias Extended Groth Strip, est une région riche en galaxies située dans la constellation du Bouvier qui fut découverte en 2005 grâce au Télescope Spatial Hubble. Elle correspond à une étroite bande du ciel large de 1° contenant 50000 galaxies dont deux photos sont présentée ci-dessous. L'amas de galaxies EGS77 fut découvert dans le cadre du sondage Cosmic DAWN (l'Aube Cosmique, alias Cosmic Deep And Wide Narrowband) dirigé par James E. Rhoads du centre GSFC de la NASA.

A gauche, illustration des bulles d'hydrogène ionisé formées par trois galaxies dans l'amas de galaxies EGS77 du Bouvier. Document V.Tilvi et al. (2020), NASA/ESA, OIR Lab/KPNO/AURA. A droite, la galaxie EGS-zs8-1 située à z=7.73 soit 13.04 milliards d'années-lumière (c'est la plus rouge des trois cerclées de vert sur l'image de gauche). Sa masse est estimée à environ 7.94 milliards de masses solaires soit plus de trente fois inférieure à celle de la Voie Lactée. La couleur bleue est artificielle pour souligner sa jeunesse. Ces images furent prises en 2015 grâce au Télescope Spatial Hubble dans le cadre du sondage CANDELS (en optique et IR). Les spectres furent enregistrés avec le Keck d'Hawaï. Document NASA/ESA/STScI.

Les résultats de cette étude furent présentés lors d'une conférence de presse qui s'est tenue en janvier 2020 lors du 235e meeting de l'American Astronomical Society (AAS) à Honolulu à Hawaï. Selon James Rhoads qui présenta les résultats, "EGS77 est le premier amas de galaxies pris en train de nettoyer ce brouillard cosmique."

Selon Tilvi : "La lumière intense des galaxies peut ioniser l'hydrogène gazeux environnant, formant des bulles qui permettent à la lumière des étoiles de voyager librement. EGS77 a formé une grande bulle qui permet à sa lumière de voyager vers la Terre sans beaucoup d'atténuation. Finalement, des bulles comme celles-ci se sont développées autour de toutes les galaxies et ont rempli l'espace intergalactique, ouvrant la voie à la lumière pour voyager à travers l'Univers."

Les spectres des trois galaxies obtenus par le télescope Keck I d'Hawaï montrent de fortes raies d'émission Lyman alpha (la signature de la désexcitation de l'hydrogène en UV) à un décalage z=7.7 (redshift photométrique). Cela correspond à une distance de 13 milliards d'années-lumière lorsque l'univers avait 5% de son âge actuel soit environ 676 millions d'années après le Big Bang.

La taille de la bulle ionisée autour de ces galaxies a été dérivée de leur modélisation informatique. Ces bulles se chevauchent spatialement, mais sont suffisamment grandes (environ 2.2 millions d'années-lumière) pour que les photons Lyman alpha soient décalés vers le rouge par effet Doppler avant d'atteindre la limite de la bulle et peuvent ainsi s'échapper sans trop de perturbations, permettant aux astronomes de les détecter.

La découverte de ces bulles de réionisation est importante pour la cosmologie car elle confirme cette transition durant les Âges sombres, un état intermédiaire entre un Univers neutre et un Univers ionisé tel que prédit par la théorie.

A l'avenir, les astronomes espèrent que de telles découvertes seront plus nombreuses grâce à l'utilisation de télescopes plus puissants (cf. le ELT de 39 m de diamètre) qui pourront sonder l'Univers encore plus loin avec plus de netteté.

Les premières étoiles ionisant l'Univers 180 millions d'années après le Big Bang

Après plus de dix années de recherches, Judd D. Bowman de l'Université d'Arizona et ses collègues ont annoncé en 2018 dans la revue "Nature" qu'ils avaient découvert les traces des premières étoiles ionisant l'Univers 180 millions d'années seulement après le Big Bang, un record !

Rappelons qu'à cette époque primordiale l'Univers ne contenait pas encore de galaxies, de supernovae ou de quasars. L'espace était principalement composé de nuages d'hydrogène neutre (région HI) baignant dans un rayonnement diffus omniprésent issu du Big Bang. Au fil du temps, ces nuages de gaz se sont refroidis et la gravité provoqua leur effondrement et la formation des premières étoiles. Il s'agit d'étoiles géantes bleues très chaudes de Population III composées exclusivement d'hydrogène.

Profil radio de la raie d'absorption à 21 cm détectée par l'équipe de J.D.Bowman. L'absorption à z~18 est deux fois plus importante que le prévoient les modèles.

Lorsque ces étoiles primordiales ont commencé à briller, elles ont irradié l'espace de rayonnement ultraviolet très intense. Cela provoqua l'excitation des atomes d'hydrogène neutre, formant les premiers nuages d'hydrogène ionisé (région HII). Après avoir absorbé l'énergie du rayonnement, pour retrouver leur stabilité et leur état de moindre énergie, ces atomes d'hydrogène ionisé ont dû émettre un rayonnement radioélectrique particulier sur la fréquence d'environ 1420 MHz ou 21 cm de longueur d'onde. Mais étant donné que l'Univers est en expansion, les ondes électromagnétiques subissent un effet Doppler et sont détendues. Autrement dit, elles présentent une longueur d'onde supérieure (ou une fréquence inférieure). Selon les modèles, cette transition atomique de l'atome d'hydrogène doit s'observer dans le rayonnement X-UV Lyα mais avec un décalage Doppler ou redshift z~20, ce qui correspond à une fréquence proche de 100 MHz (cf. la théorie du Big Bang pour la détection de la raie Ly-α dans le spectre infrarouge des quasars à z=8).

En théorie, si les astronomes détectent une raie d'absorption (ou l'émission radioélectrique) correspondant à cette fréquence, ils auront la preuve de l'existence de ce processus et indirectement de l'existence des premières étoiles.

Pour trouver ce signal, l'équipe de chercheurs utilisa un spectromètre radio installé à l'Observatoire de Radioastronomie Murchison (MRO) en Australie occidentale présenté ci-dessous. Dans le cadre de l'expérience EDGES (Experiment to Detect the Global EoR Signature), l'équipe enregistra l'émission radioélectrique du ciel austral. Ensuite, ils analysèrent les données à la recherche d'infimes fluctuations de la température de brillance, c'est-à-dire de la puissance du signal en fonction de la fréquence en espérant trouver une déflection ou absorption significative.

Initialement, l'équipe recherchait des fréquences un peu plus élevées, correspondant à des époques cosmiques plus récentes, mais en 2015 elle étendit ses recherches vers des fréquences plus basses et donc des évènement survenus plus tôt dans l'histoire de l'Univers.

C'est alors qu'ils découvrirent un raie d'absorption importante à environ 78 MHz présentant un redshift z=19.7 soit une distance proche de 13.54 milliards d'années-lumière. Ainsi que le rapporte Bowman, "Nous avons détecté un profil d'absorption aplati dans le spectre radioélectrique moyenné du ciel qui est centré sur la fréquence de 78 MHz avec une largeur de 19 MHz et une amplitude de 0.5 K. Le profil est en grande partie conforme aux attentes pour le signal de 21 cm induit par les premières étoiles. Cette fréquence correspond à environ 180 millions d'années après le Big Bang. En termes de détection directe d'un signal provenant du gaz d'hydrogène lui-même, il s'agit du plus ancien."

Cette découverte de la trace d'hydrogène ionisé par le rayonnement des premières étoiles fut accompagnée par la mise en évidence de façon tout à fait fortuite de la véritable nature de la matière noire. En effet, la raie d'absorption détectée est plus de deux fois plus importante que les prédictions des modèles les plus optimistes. Dans un article publié dans le même numéro de la revue "Nature" en 2018, l'astronome Renna Barkana de l'Université de Tel-Aviv estime que cela signifie que le signal fut perturbé par une autre composante qui provoqua un refroidissement de la matière plus important que prévu. Soit les astronomes ne tiennent pas compte d'une composante inconnue essentielle de l'univers primordial soit ils ont détecté indirectement la première trace de la matière noire qui selon les modèles absorbe l'énergie de la matière ordinaire.

A gauche, le spectromètre radio LOW-1 de l'expérience EDGES utilisé par les chercheurs pour détecter l'émission du gaz ionisé primordial à 78 MHz. Le récepteur radio se compose de deux plaques rectangulaires faisant office d'antenne, l'ensemble étant fixé sur des montants en fibre de verre posés sur un treillis métallique. A droite, illustration artistique des premières étoiles bleues et chaudes ionisant le gaz présent dans l'Univers 180 millions d'années après le Big Bang. Documents CSIRO et T.Lombry.

En apprenant la réponse de Barkana, Bowman a toutefois relativisé sa propre découverte en rappelant "Qu'un autre groupe la confirme de manière indépendante est un élément essentiel du processus scientifique."

Afin de confirmer cette découverte, les chercheurs ont l'intention d'installer de nouveaux radiotélescopes, tels HERA (l'Hydrogen Epoch of Reionization Array) et l'OVRO-LWA (Owens Valley Long Wavelength Array). Ce projet constitue un défi car les sources de bruit peuvent être mille fois plus lumineuses sur le plan radioélectrique que le signal qu'ils recherchent, ce qui équivaut à détecter le chant d'un oiseau au milieu d'un ouragan ! Mais à présent ils connaissent le profil et la puissance du signal, ce qui est déjà un avantage pour le tuning du futur récepteur et de son antenne. Affaire à suivre.

Le DES cerne l'énergie sombre

Dans une étude publiée en 2019 dans les "Physical Review Letters" (en PDF sur arXiv), une équipe de plus de 100 chercheurs dirigée par Timothy Abbott du CTIO (Observatoire Interaméricain de Cerro Tololo) a confirmé qu'une analyse approfondie de quatre phénomènes astrophysiques différents permet d'entrevoir une meilleure compréhension de la nature de l'énergie sombre, cette force qui semble accélérer le taux d'expansion de l'univers.

Selon Abbott, la nature de l'énergie sombre "est inconnue, et comprendre ses propriétés et son origine est l'un des principaux défis de la physique moderne." En effet, sa découverte peut avoir des impacts insoupçonnés dans toute la physique. Les mesures actuelles indiquent que l’énergie sombre peut être intégrée sans bouleversement dans la théorie de la relativité générale en tant que constante cosmologique. Mais actuellement ces mesures sont loin d’être précises et intègrent un large éventail de variations potentielles. Selon Abbott, "Toute déviation de cette interprétation dans l'espace ou dans le temps constituerait une découverte capitale en physique fondamentale."

Mais le problème réside dans le fait que cette énergie sombre n'est observable qu’indirectement, à travers ses effets. Ceux-ci entrent dans deux catégories. Tout d'abord, elle déforme les structures galactiques du fait de l'accélération de l'expansion de l'univers. Ensuite, elle empêche la croissance de certaines structures cosmiques. Cependant, ce n'est pas la seule force capable de produire de tels effets. Le danger est que ce qu'on mesure et supposé être la preuve d'une activité de l'énergie sombre soit en réalité autre chose.

Les méthodes actuelles de mesure de l'énergie sombre sont problématiques. Toutes se fondent sur la distribution du rayonnement cosmologique micro-onde à 2.7 K (CMB), ce rayonnement relique qui remplit l'Univers et qui fut émis seulement 380000 ans après le Big Bang. À cette époque, l'influence de l'énergie sombre était minime. Pour une raison inconnue, elle a considérablement augmenté à mesure que l'espace-temps s'est détendu de plus en plus rapidement au cours des 8 à 10 derniers milliards d'années.

Le phénomène d'accélération traduisant une différence de vitesses entre deux époques, la deuxième méthode de mesure consiste donc à observer des phénomènes de faibles décalages vers le rouge ou redshifts (Low-red z) sur de grandes distances, ce qui permet de déterminer les conditions de l'Univers à différentes époques.

Abbott et ses collègues ont remarqué qu'en combinant les deux types de mesures puis en les extrapolant dans le futur, ils avaient à leur disposition un outil puissant pour tester leurs modèles, mais il nécessitait des contraintes précises et indépendantes des expériences à faibles redshifts. Par conséquent, si les chercheurs avaient la possibilité d'améliorer la précision des mesures des faibles redshifts, cela augmenterait également la précision des calculs de l'énergie sombre, réduisant (voire augmentant) les chances qu'une physique jusque-là inconnue soit en jeu dans l'univers.

Les chercheurs ont abordé ce défi en faisant appel à une combinaison de plusieurs méthodes d'évaluation des faibles redshifts, à savoir la mesure des courbes lumineuses des supernovae de Type Ia (SNe Ia), les fluctuations de densité de la matière baryonique (BAO), les lentilles gravitationnelles pâles et les amas de galaxies. Pour ce faire, les chercheurs ont utilisé les données du sondage du Dark Energy Survey (DES), une collaboration internationale de différents instituts de recherches qui étudient les observations faites grâce au télescope Blanco de la NOAO installé au Chili.

A gauche, contraintes sur la densité d'énergie sombre actuelle ΩΛ et la densité de matière Ωm, par rapport à la densité critique, dans un modèle oCDM à courbure marginale avec une densité massique (m/v) de neutrinos. Le diagramme compare la contrainte provenant uniquement des données DES (contours noirs), y compris des informations provenant de lentilles gravitationnelles faibles, de la structure à grande échelle, des SNe Ia et du BAO photométrique (les ondes accoustiques des baryons) aux meilleures données externes disponibles (contours verts), combinant des informations provenant de Planck (CMB), des SNe Ia et du BAO spectroscopique. Le modèle plat (Ωk=0) est représenté par la ligne en pointillé et distingue les univers en accélération et en décélération séparés par la ligne noire de tirets. Les courbes de niveau orange représentent les limites de confiance de 68% et 95%. Au centre, contraintes sur l'équation d'état de l'énergie sombre w et Ωm dans un modèle wCDM à courbure fixe (Ωk=0) et une masse volumique de neutrinos marginale. Le diagramme compare les contraintes des seules données de DES (contours noirs) aux meilleures données externes disponibles (contours verts), comme dans le diagramme de gauche, mais montre également l’impact produit par l’inclusion d’un ensemble de données des faibles redshifts des SNe Ia (Low-red z) sur l'ancrage du DES SNe Ia (contours bleus). A droite, rappel des contraintes sur certains paramètres cosmologiques. Documents T.Abott et al. (2019) et A.Riess et al. (2015) adaptés par l'auteur.

En présentant la première partie des résultats de ce sondage, Abbott et ses collègues ont révélé les progrès accompli dans l'amélioration des contraintes sur la nature de l'énergie sombre. Selon les chercheurs, les conclusions du sondage DES et indépendamment de la recherche basée sur le CMB, excluent un univers dans lequel l’énergie sombre n'existe pas. De plus, les résultats suggèrent que l’univers est spatialement plat et les chercheurs ont pu déduire une contrainte plus stricte sur la densité de la matière baryonique. Selon Abbott, ces résultats contraignent l’état de "l’énergie sombre et sa densité énergétique dans l’Univers [...] avec une précision presque trois fois supérieure aux sept meilleurs résultats obtenus précédemment grâce au CMB." Ils concluent que d'autres sondages du DES devraient probablement affiner notre connaissance de l'impact de l'énergie sombre dans l'univers.

Absorption de la raie à 21 cm à z=17.2

En 2018, la communauté des cosmologistes apprit la découverte par EDGES (Experiment to Detect the Global Epoch of Reionization Signature) d'une raie d'absorption à 21 cm à z=17.2, c'est-à-dire à peine 200 millions d'années après le Big Bang, à l'époque de l'Aube Cosmique. Cette découverte majeure a été largement discutée dans la presse scientifique, populaire et divers sites Internet (cf. J.D.Bowman et al. 2018; S.Witte et al., 2018; S.S.McGauch, 2018).

Cet intérêt est tout à fait justifié car cette observation ouvre une nouvelle fenêtre sur l'Univers primordial. Non seulement, cette découverte apporte des détails sur l'Aube Cosmique, mais certains chercheurs affirment que l'intensité du signal est une indication de l'interaction entre la matière ordinaire et la matière sombre et froide, une conclusion beaucoup plus hasardeuse et très controversée. Mais avant d'explorer la question de la matière sombre, décrivons la physique du modèle cosmologique Standard FRW - c'est-à-dire sans matière sombre et froide - qui conduisit à la découverte du signal détecté par EDGES.

Dans l'état de plus faible énergie ou singulet, l'atome d'hydrogène ou plutôt son électron peut absorber un photon et sauter vers un état d'énergie légèrement excité appelé triplet qui diffère de l'état fondamental par l'arrangement du proton et des spins électroniques.

Cette transition est induite par des photons d'une longueur d'onde de 21 cm soit 1421 MHz ou de 5900 MHz. Cette réaction se produirait régulièrement durant l'Aube Cosmique lorsque les photons du rayonnement cosmologique micro-onde à 2.7 K ou CMB sont entrés en collision avec les atomes neutres présents dans l'Univers.

Le graphique présenté à gauche illustre l'évolution des températures du rayonnement cosmologique micro-onde (en rouge) et de l'hydrogène (en bleu) en fonction du temps et donc du décalage Doppler (z). La température du rayonnement diminue avec le temps comme (1+z) en raison de l'expansion de l'Univers. Aujourd'hui sa température est de 2.7 K et épouse parfaitement la courbe de Planck ce qui est très significatif en termes physiques.

La température de l'hydrogène est un peu plus complexe à comprendre. Au moment de la recombinaison autour de z=1100, c'est-à-dire ~380000 ans après le Big Bang, la plupart des protons et des électrons se combinèrent pour former les premiers atomes neutres, mais une petite fraction des protons et des électrons libres survécu. Les interactions entre ces électrons et les photons du rayonnement cosmologique par diffusion Compton furent suffisamment fortes pour maintenir les deux entités, y compris l'hydrogène, à des températures identiques pendant un certain temps. Cependant, vers z=200, quelque 5 millions d'années après le Big Bang, le rayonnement cosmologique et la température de l'hydrogène se découplèrent, cette dernière diminuant ensuite beaucoup plus rapidement avec le temps, comme (1+z)2. A l'Aube Cosmique, à z~17, l'hydrogène gazeux était déjà 7 fois plus froid que le rayonnement cosmologique. Ensuite, le rayonnement émis par les premières étoiles réchauffa le gaz et l'ionisa à nouveau. C'est l'ère de la réionisation qui débuta quelque 700000 ans après le Big Bang.

La quantité directement pertinente dans le signal d'absorption à 21 cm est ce qu'on appelle la température de spin Ts, qui est une mesure du nombre relatif d'occupation des états singulet et triplet de l'hydrogène. Juste avant l'Aube Cosmique, la température de spin était égale à celle du rayonnement cosmologique; il n'y avait donc pas d'absorption ou d'émission nette de photons à la longueur d'onde de 21 cm. Cependant, les chercheurs estimaient que la lumière des premières étoiles abaissa d'abord la température de spin jusqu'à celle de l'hydrogène. Par conséquent, il devrait y avoir une absorption à 21 cm des photons du rayonnement cosmologique par l'hydrogène à l'époque comprise entre ~20 > z > ~15. Après avoir pris en compte le décalage Doppler cosmologique, les chercheurs ont prédit une baisse des fréquences radio entre 70 et 90 MHz. C'est justement ce qu'a découvert EDGES. La profondeur de cette absorption est donnée par la formule suivante :

T21= 3.6 mK (1- (Tcmb/Ts)) √ [(1+z)/18]

Comme la température de spin ne peut pas être inférieure à celle de l'hydrogène, la physique du modèle Standard prédit (TCMB/Ts) ≤ 7 T21 correspondant à une température de l'ordre de -0.2 K, c'est-à-dire une légère baisse. La surprise inattendue est que EDGES observa une baisse plus importante, T21 ~ -0.5 K, avec un niveau de confiance de 3.8σ. C'est une valeur loin des prédictions, comme si TCMB/Ts étaient d'ordre de 15.

Si le résultat de EDGES est pris au pied de la lettre, cela signifie que l'effet TCMB/Ts s'est produit durant l'Aube Cosmique et qu'il fut beaucoup plus important que prévu par le modèle Standard. Soit il y avait beaucoup plus de rayonnement photonique aux longueurs d'ondes considérées, soit l'hydrogène gazeux était beaucoup plus froid que prévu. La deuxième explication semble la plus probable. Que peut-on en déduire ?

L'hypothèse de la matière sombre et froide

Depuis quelques décennies, étant donné les problèmes du modèle Standard, la plupart des astrophysiciens et cosmologistes supportent le modèle cosmologique ΛCDM, y compris dans sa version inflationnaire qui tient compte d'une composante... inconnue, la matière sombre et froide. Mais aux dernières nouvelles, bien que les observations nous montrent les effets de cette substance sur la rotation des galaxies notamment, personne n'a observé ou détecté cette substance, rendant ce modèle très sensible aux critiques.

Dans ce contexte, quelle serait l'origine de cette absorption à 21 cm durant l'Aube Cosmique ? Dans le cadre du modèle ΛCDM, on pourrait imaginer que l'hydrogène s'est refroidi en raison d'interactions avec de la matière sombre et froide composée de particules relativement légères (inférieures au GeV). Cependant, pour un physicien cette idée est très difficile à rencontrer dans l'Univers primordial car elle exige que la section efficace de l'interaction s'élève à des milliers de barns (1 b = 10-28 m2) à l'époque concernée ! Nous sommes loin des picobarns typiques des WIMPs et de nombreux ordres de grandeurs plus élevés que la section totale proton-proton générée au LHC. Même dans les processus nucléaires, de telles valeurs sont rarement observées. De plus, il s'agit de matière sombre qui par définition interagit faiblement. De toute évidence, l'idée se heurte à toutes sortes de contraintes qui ont été laborieusement accumulées par l'observation au fil des ans.

On peut essayer de sauver cette idée par une série d'astuces hasardeuses. Si la section efficace de l'interaction est de 1/v4, où v est la vitesse relative des collisions entre la matière et les particules de matière sombre, elle pourrait être amplifiée durant l'Aube Cosmique lorsque les vitesses typiques étaient à leur minimum. Le comportement en 1/v4 n'est pas inconnu, car il est caractéristique des forces électromagnétiques dans la limite non relativiste. Ainsi, on pourrait envisager un modèle où la matière sombre porte une charge électrique très faible, un millième ou moins de celle du proton. Cette astuce permet de résoudre notre problème mais les obstacles restent énormes. En effet, la section efficace est encore assez grande pour que les matières sombre et ordinaire se couplent fortement à l'époque de la recombinaison, contrairement à ce que l'on peut conclure des observations très précises du rayonnement cosmologique micro-onde. Ce n'est donc pas la solution espérée. Par conséquent, les particules millichargées ne peuvent constituer qu'une petite fraction de la matière sombre, estimée à moins de 1%. Enfin, il faut éviter les contraintes liées à la détection directe, aux collisions et aux émissions des étoiles et des supernovae.

Notons que selon les auteurs, physiquement parlant il existe une petite région de paramètres viables autour d'une masse de 100 MeV et une charge de 10-5, mais cette hypothèse risque à terme de disparaître après analyse plus approfondie.

En guide de conclusion

L'hydrogène refroidit par de la matière sombre millichargée ne résiste pas à un examen minutieux pour expliquer l'anomalie découverte par EDGES. Cela ne veut pas dire que toutes les explications exotiques sont peu plausibles et qu'il n'existe pas de matière sombre et froide et donc de nouvelles particules ou forme d'énergie à découvrir.

De meilleurs modèles sont et seront certainement proposés, et l'un d'entre eux pourrait même être correct. Par exemple, que sait-on des implications des modèles proposant que de nouvelles particules conduisant à l'injection de photons supplémentaires à 21 cm ? Ces idées sont intéressantes et méritent une réponse.

En attendant, les futures observations devront confirmer le signal d'absorption à 21 cm et si l'amplitude et les autres caractéristiques sont conformes aux prévisions du modèle Standard. Compte tenu du nombre d'expériences concurrentes en cours de préparation, la question devrait être clarifiée dans les prochaines années.

Grâce aux modélisations modernes fondées sur des théories plus complètes et des données plus précises, si cette découverte est confirmée, elle va permettre aux chercheurs de mieux comprendre les processus qui se déroulent dans l'Univers primitif en ajoutant de nouvelles contraintes sur le nombre et les propriétés des particules hypothétiques qui auraient pu exister à cette époque. A terme, il est même possible que cette découverte aboutissent à un prix Nobel.

Retour à la Cosmologie

Page 1 -


Back to:

HOME

Copyright & FAQ