Le fond cosmique micro-onde et son inportance pour la cosmologie

Le fond cosmic micro-ondes
Ruth Durrer
Départment de physique théorique, Université de Genève
Contenu
• Introduction
• Instabilité gravitationnelle
• Le CMB
–
–
–
–
–
–
oscillation acoustiques
propagation le long des géodésiques
l’amortissement de Silk
le spectre
polarisation
observations
• Paramètres primordiaux
• Paramètres cosmologiques
• Conclusions
A petite échelle l’univers est
inhomogène
• galaxies...
M100
• amas de galaxies...
Coma cluster
Les galaxies forment des surfaces qui enferment des trous vides et des
filaments aux intersections des surfaces
Une tranche du
catalogue SLOAN
(http://hubblesite.org/)
Hubble Ultra Deep field
Instabilité gravitationnelle I
• En analysant les perturbations linéaires d’un univers presque
homogène et isotrope on trouve les résultats suivants:
– Les perturbations de densité:
• grande longueur d’onde,  > H-1 (perturbations superhubble) sont constantes.
• petite longueur d’onde,  < H-1 (perturbations sub-hubble)
– radiation: oscillations acoustiques
– matière: croissance proportionnelle au facteur d’échelle
– constante cosmologique: décroissance
– Les perturbations du potentiel gravifique (avec prise en
compte du problème des coordonnées) 
• grande longueur d’onde,  > H-1 constantes.
• petite longueur d’onde,  < H-1
– radiation:  oscille et decroit
– matière: :  est constante
– constante cosmologique: décroissance
Instabilité gravitationnelle II
a(t)
Le CMB (I)
Le fond cosmique micro-onde
Le fond cosmique
micro-onde a un spectre thermique parfait à la
est•extrêmement
isotrope.
T=2.7K
température T = (2.725 § 0.001)Kelvin.
Les fluctuations
(a part du dipôle)
sont env. T/T » 10-5
donc la linéarisation du
calcul est justifiée!
T=20m K
T=3.1mK
|m| < 10-4
y < 10-5
Les anisotropies du CMB (calcul)
• Avant la recombinaison, les photons qui constituent plus tard le
CMB sont en équilibre thermique avec les baryon via diffusion
Thomson avec les électrons. Ils participent aux oscillation du
plasma cosmique pour  < Heq-1.
• Après la recombinaison, les photons n’interagissent plus mais ils
bougent le long des géodésiques genre lumière dans la géométrie
perturbée.
RD ‘90
+
oscill. acoustiques
potentiel gravitat.
(Sachs Wolfe)
term Doppler
+
Sachs Wolfe integré
ISW
Les anisotropies du CMB, le spectre
• Les fluctuations T(n)/T forment une fonction sur la sphère =>
développement en harmoniques sphériques.
l’isotropie
la moyenne observée
variance cosmique
(si les alm ’s sont
gaussiens)
Les anisotropies du CMB, le spectre
Polarisation
• La diffusion Thomson dépend de la polarisation: une
anisotropie quadrupolaire de l’intensité incidente
génère de la polarisation linéaire.
et
La polarisation peut venir en deux formes:
Polarisation E (gradients) est paire sous parité
Polarisation B (rotationnel) est impaire sous parité
La polarisation B ne peut pas être générée par de modes
scalaire, mais par des ondes gravitationnelles. Sa
détection nous permettrait de tester la ‘relation de
consistance de l’inflation’ !!
E-polarisation
(générée par de modes scalaires et tenseurs)
B-polarisation
(générée par de modes tenseurs seulement)
A cause de leur parité, T et B ne sont pas
corrélées tandis que T et E le sont.
Mesures de la polarisation
La connaissance actuelle du
spectre EE.
(From T. Montroy et al. 2005)
Un autre effet sur les fluctuations du CMB est
l’amortissement de Silk
qui est dû à la durée finie de la recombinaison: à petite échelle, de
l’ordre de la taille du libre parcours moyen des photon du CMB
pendant le processus de recombinaison, les fluctuations sont
amorties. Les photons diffuse hors des sur-densités dans les sousdensités. En plus, la coquille de recombinaison a une épaisseur finie ce
qui mène a des effets de projection.
Les effets de l’amortissement de Silk et de polarisation sont
déterminés en résolvant l’équation de Boltzmann pour les paramètres
de Stokes du rayonnement CMB.
Les anisotropies du CMB, le spectre
Les paramètres cosmologiques
Le spectre de fluctuations du CMB ne dépend pas
seulement des fluctuations initiales de l’inflation, A
ns, T/S, nT, mais aussi des paramètres cosmologiques:
courbure K (ou K), densité baryonique bh2, densité
de matière mh2, constante cosmologique ou énergie
noire h2 etc.
oscillations acoustiques
Déterminent la distance à la surface de dernière diffusion, z1.
L’échelle des pics, n =n t1 est projeté sur des différents angles en
dépendance de la courbure de l’univers et de cette distance.
La densité baryonique
more baryons
La plus part de paramètres
cosmologiques ont des effets
compliqués sur le spectre du
CMB qui dépendent des
paramètres laissés constants en
variant un autre (exemple )...
dégénérescence géometrique
Univers plat (courbure nulle
K=0 )
dégénérescence
Dégénérescance:
 =  h2
Univers plat:
shift
Paramètres primordiaux
Spectre scalaire:
index spectral nS et
amplitude A
blue, nS > 1
nS = 1 : spectre invariant d’échelle
(Harrison-Zel’dovich)
red, nS < 1
spectre tensoriel:
(ondes
gravitationnelles)
Le ‘smoking gun’ de
l’inflation, (pas encore
détecté: les modes B de la
polarisation (QUEST,
2006).
nT > 0
nT > 0
paramètres cosmologiques mesurés
contrainte sévère en bon accord
avec la nucleosynthèse
bar = 0.022 + 0.003
 =0.73§0.11
Attention: PLATITUDE imposée!!!
Spergel et al. ‘03
De l’autre côté: tot = 1.02 +/- 0.02 avec HST prior sur h...
Forecast1: WMAP 2 year data
(Rocha et al. 2003)
b = bh2
m = mh2
 = h2
ns spectral index
Q quad. amplit.
R angular diam.
t optical depth
Forecast2: Planck 2 year data
(Rocha et al. 2003)
Forecast2: Planck 2 year data
Forecast3: Cosmic variance
limited data (Rocha et al. 2003)
Evidence pour une constante cosmologique
Sn1a, Riess et al. 2004
(green)
CMB + Hubble
(orange)
Bi-spectrum , Verde 2003
(blue)
(from Verde, 2004)
Conclusions
•
Le CMB est un outil observationnel superbe, théoriquement simple,
calculable, pour apprendre plus sur les propriétés de notre Univers.
•
Nous connaissons les paramètres cosmologiques avec une précision
impressionnante qui s’améliorera encore de façon significative dans les
prochaines années.
•
Nous ne comprenons pas le ‘mix’ bizarre des composantes cosmiques:
bh2 ~ 0.02, mh2 ~ 0.16, ~ 0.7
•
Le modèle d’inflation le plus simple (spectre de fluctuation invariant
d’échelle, purement scalaire) et un bon fit pour toutes les données
actuelles.
• Qu’est-ce qui est la matière noire?
• Qu’est-ce qui est l’énergie noire?
• Qu’est-ce qui est l’inflaton?