Le rayonnement de fond cosmologique

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L'étude du rayonnement micro-ondes à 2.7°K dans lequel baigne notre univers représente  une source importante d'informations très contraignantes pour les modèles cosmologiques:

Un spectre de corps noir

Le spectre de ce rayonnement est une parfaite signature ou bien d'un corps noir porté à une température aujourdhui très faible de 2.7 Kelvin ou de l'existence dans le passé  d'un état beaucoup plus dense et chaud de l'univers. C'est la matière portée à haute température sous l'effet de la pression dans cette phase primordiale qui aurait  émis ce rayonnement fossile caractéristique (avec un spectre de corps noir) que nous détectons aujourd'hui, après des milliards d'années de propagation, très refroidi par l'effet de l'expansion de l'espace qui a fortement dilué l'énergie des photons selon le modèle cosmologique standard reposant sur la RG. 

Cette phase primordiale dense et chaude a également existé dans le cadre de la théorie DG. Mais plutôt qu'une dilatation de l'espace il faut plutôt dans notre cadre parler de matière (les atomes) qui se serait contractée sur des échelles de temps cosmologiques relativement à l'espace mesuré par les longueurs des ondes lumineuses qui s'y propagent librement. Selon DG, cette phase aurait pu se produire indépendamment dans des zones différentes de l'univers mais avec une histoire suffisamment similaire (succession de contractions et expansions)  d'un point à un autre pour ne pas produire d'inhomogénéités supérieures à celles observées aujourd'hui dans le CMB. Il semblerait (selon notre interprétation de l'effet Pioneer) que presque tout l'univers a été durant l'essentiel de son histoire à une époque donnée soumis au même régime, les exceptions ne pouvant concerner que des zones très limitées au voisinage des puits de potentiel des objets denses que sont les étoiles, exceptions susceptibles d'être mises en évidences par des redshifts anormaux de certaines raies d'absorption par des éléments se trouvant dans ces zones.

Extraordinaire homogénéité et isotropie

Les fluctuations de température du fond diffus autour de sa température moyenne sont extrêmement faibles: de l'ordre de1/100000. Ceci à première vue semble constituer la preuve qu'à l'époque ou le rayonnement a été émis toutes les régions de l'espace observable avaient auparavant pu s'homogénéiser ce qui n'est  possible que si la lumière avait eu suffisamment de temps pour se propager entre toutes ces régions depuis la naissance de l'univers. Ici le modèle standard de la cosmologie est mis en grave difficulté car l'expansion de l'univers dans ce cadre aurait trop vite dilaté l'univers pour que la lumière ait eu le temps de s'y propager donc la matière de s'y homogénéiser au delà d'un horizon limité. La théorie de l'inflation est la bouée de secours qui permet d'expliquer l'homogénéité à grande échelle en postulant une phase antérieure d'expansion accélérée qui aurait en quelque sorte projeté bien au delà de l'horizon, l'homogénéité microscopique initiale de l'univers. Les équations du fond gravitationnel de DG si elles s'appliquaient à tout l'univers nous décriraient au contraire un cosmos avec un taux d'expansion précédant l'émission du rayonnement fossile si lent (il a accéléré depuis) que toutes les régions que nous pouvons observer aujourd'hui sur la voûte céleste auraient largement disposé du temps nécessaire pour s'homogénéiser. Il ne serait donc pour le moment pas nécessaire en DG d'avoir recours à l'épicycle inflation. 

Les fluctuations dans le rayonnement

    Dans le Modèle standard

Non seulement les propriétés du rayonnement sont remarquablement isotropes mais ses fluctuations semblent s'être produites en phase à une longueur d'onde donnée sur tout l'univers observable, comme un vaste système d'ondes acoustiques stationnaires dont toutes les longueurs d'ondes auraient été autorisées à osciller. Cependant, les longueurs d'ondes qui étaient à leur amplitude maximum au moment où l'univers devenu transparent à lui même a pu émettre le rayonnement que nous détectons aujourd'hui ne sont pas quelconques mais correspondent à des sous multiples d'une échelle fondamentale. Dans le cadre du modèle standard, ce sont celles qui, entre le moment où elles sont entrées dans l'horizon pour commencer à osciller et celui de l'émission, ont oscillé juste le bon nombre de fois pour se retrouver à la phase du maximum d'amplitude, condition qui privilégie une échelle de longueurs d'onde et y produit des pics dans le spectre observé. Le modèle standard ne parvient à reproduire l'essentiel des propriétés de ces pics acoustiques, notamment leur position (qui définit l'échelle de longueur d'onde des fluctuations) et leur hauteur (énergie à chaque longueur d'onde) qu'en supposant l'inflation avec un spectre primordial invariant d'échelle (même énergie à toutes les longueurs d'onde) et en jouant sur de multiples paramètres. Qu'est ce qui détermine l'échelle des longueurs d'onde, c'est à dire la position du premier pic acoustique dans le modèle standard ? Ce serait le rayon de l'horizon au moment de l'émission et la courbure de l'univers dans lequel se sont propagés les photons jusqu'à aujourdhui. Les premiers résultats de WMAP ont été pris pour une confirmation éclatante avec une mesure de la platitude de l'univers à 2 pour cent près. En réalité, tout ceci repose sur un scénario avec constante cosmologique. Si on ne contraint pas la forme de l'énergie noire,  le jeu des corrélations entre paramètres a tendance à ramener à la platitude les univers de type ouvert, et la précision sur la platitude doit être considérablement revue à la baisse (~15%). 
Par ailleurs, une anomalie se produit aux grandes échelles angulaires: au delà de 60 degrés une perte d'homogénéité importante remet à elle seule en question tout le scénario reposant sur l'inflation si on ne fait pas appel à d'autres bouées de sauvetage ad hoc. Bien que l'anomalie ne concerne que les premiers points du spectre, elle est sérieuse notamment de par les importantes corrélations manifestées avec certaines directions privilégiées liées au système solaire. 

    Dans la théorie de la gravité obscure

Dans le cas de la théorie DG, nous avons vu que le taux d'expansion aurait été tellement lent que le mécanisme de l'horizon n'aurait pu jouer aucun rôle pour privilégier certaines longueurs d'ondes sur d'autres et expliquer l'existence des pics observés, toutes les longueurs d'onde du spectre observé correspondant à des échelles nettement à l'intérieur de l'horizon au moment de l'émission. Les pics régulièrement espacés signeraient donc plutôt l'existence d'une structure plus ou moins périodique sous jacente avec un pas apparant correspondant à 1°, structure qui n'est pas liée à des ondes acoustiques mais à des structures stables (qui n'oscille pas) sans doute liées à la séparation de la matière des deux versants et aux puits de potentiel correspondant. Cette structure serait soit originelle i.e formée avant l'époque d'emission du rayonnement diffus grâce au très faible taux d'expansion de l'univers depuis l'origine soit plus probablement liée à des perturbations sur la ligne de visée par les structures de l'univers présent.

Rappellons que la symétrie entre la matière des deux versants a pu être brisée par les différents taux d'expansion: expansion légèrement accélérée en moyenne (a(t)~t4/3) de notre versant et contraction du versant obscur.

Ceci explique probablement que c'est le versant obscur qui forme un réseau de grands conglomérats, grandes cellules vides du point de vue de notre versant ou la matière occupe l'espace libre entre les vides. Il se peut qu'une structure périodique du vide ait été le germe primordial à une température de l'ordre de 1028Kelvin pour cette séparation en un réseau de puits et collines de potentiel qui ont été stabilisés (pas d'oscillations) par un réseau de discontinuités et ce réseau a été dilaté par l'expansion à l'échelle ou nous le percevons dans le CMB. Les discontinuité ont pu accentuer la dissymétrie entre faibles surdensités de matière des deux versants:


Si un réseau (comme un réseau cristallin de la matière à l'état solide) est à l'origine du spectre du CMB, nous devons y retrouver deux signatures. Premièrement une périodicité qui si elle était exacte se manifesterait par un spectre de raies aux fréquences multiples d'une fondamentale mais qui à cause de la dispersion (gaussienne?)  ou d'une projection sur une surface 2d  faisant intervenir les angles sous lesquels nous percevons le réseau, dispersion inévitable d'une cellule à l'autre, donne au spectre la forme d'une succession de pics elargis. L'angle (1°) sous lequel nous voyons le pic principal nous renseigne donc sur la taille caractéristique du pas du réseau (fondamentale). Deuxièmement, des directions préférentielles particulièrement à grands angles qui sont pour nous l'explication la plus naturelle de certaines anomalies du quadropôle et de l'octopole. Mais même s'il n'y a pas de véritable structure périodique on doit envisager sérieusement l'existence d'une dimension caractéristique des alvéoles de la structure en éponge de l'univers, échelle au delà de laquelle l'univers est véritablement homogène. Cette dimension est celle des supervides, typiquement de l'ordre de 133 Mpcs.


L'existence d'un motif périodique dans les grandes structures de l'univers mais aussi dans le fond diffus cosmologique est donc la piste privilégiée de la théorie de la gravité obscure. Or des résultats de 1990 confirmés par les données les plus récentes  mettent en évidence des aggrégations de galaxies à des distances multiples de 180 Mpcs (0.03 en redshift). L'échelle est voisine de celle des supervides de l'univers (133Mpcs de diamètre pour les sphère incluses dans les grands vides) et de celle du pic des "oscillations baryoniques" (143Mpcs) ce qui suggère qu'il s'agit dans tous les cas de dimensions caractéristiques associées à un réseau plus ou moins affectées par les projections des directions privilégiées de ce réseau le long des directions parallèles et orthogonales à l'axe de visée. Aucune ne serait cependant en relation directe avec l'échelle du premier pic du CMB suivant le scenario d'un univers accéléré depuis le découplage. On sait par ailleurs que l'echelle des grands vides de l'univers n'est pas liée à celle du premier pic du CMB. Les observations devraient régler la question dans un futur proche.

Une piste très interessante se dessine, selon laquelle le CMB au découplage était beaucoup plus homogène que l'image que nous nous en faisons aujourd'hui. D'une part, dans le cadre de la théorie de la gravité obscure, ceci ne poserait pas de problème pour la formation rapide des inhomogénéités que nous observons aujourd'hui: structure à grande échelle, galaxies après le découplage compte tenu du taux d'expansion négligeable à cette époque. D'autre part, les inhomogénéités que nous détectons aujourd'hui dans le CMB pouraient n'être attribuables qu'à des foregrounds, des discontinuités entre nous et le CMB émis au découplage.  En effet, les discontinuités constituent des aiguillages vers l'autre versant de l'univers et probablement un univers stationnaire pris en sandwitch entre les deux versants. Sur l'autre versant de l'univers le rayonnement de CMB est également présent et globalement à la même température que sur notre versant du point de vue des atomes, utilisés comme référence, de notre versant bien que du point de vue d'un observateur du versant opposé il soit beaucoup plus chaud. Donc on peut envisager que les discontinuités puissent rayonner des photons provenant de l'autre versant à la même température que le rayonnement de fond qui n'a pas quitté notre versant à des fluctuations près. Ces fluctuations sont liées au fait que ce rayonnement supplémentaire peut être émis au fond d'un puits de potentiel à la fréquence qu'il avait sur l'autre versant au sommet de la colline de potentiel correspondante. Contrairement aux photons issus de notre versant qui en traversant des structures descendent et remontent tous les puits de potentiel traversés de telle sorte que les effets de redshift et blueshift gravitationnels se compensent exactement, la compensation n'a pas lieu pour les photons issus des discontinuités et une fluctuation dépendante du niveau de potentiel au point d'émission est attendue. Des fluctuations de l'ordre d'1/100000 exigent alors des niveaux de différence de potentiel gravitationnel  entre les deux versants du même ordre ce qui correspond bien au niveau de potentiel typique auxquels les amas de galaxies sont soumis compte tenu de leurs vitesses de l'ordre de 1000 km/s (donc Gm/rc2 ~ (v/c)2 ~ 10-5) .  Contrairement aux effets de type SZ ou aux sources dont le bruit se rajoute au spectre du CMB, il n'est pas possible de séparer ces perturbations de perturbations qui seraient intrinsèques au CMB par analyse spectrale. Aucune distorsion perceptible du spectre du corps noir du CMB n'est attendue dans le cas où les perturbations sont produites par les photons issus de l'autre versant à cause des très faibles différences de température entre les spectres de corps noir qui se mélangent.

Puisque le CMB manifeste un pic d'inhomogénéités à l'échelle de l'ordre du degré, il faut donc rechercher des structures dont la dimension apparente est de cet ordre. Les 2 galaxies satellites de notre voie lactée (petit et grand nuage de Magellan) ont des dimensions apparentes de l'ordre de  3° et 10° respectivement, ensuite vient la galaxie d'Andromède (2°) mais le nombre d'objets explose typiquement à une dimension apparente de l'ordre de 0.1°. Mais la dimension des objets qui est certainement la plus pertinente de par les effets de discontinuité associés est plutôt le halo. C'est n'importe où à priori entre la périphérie  du halo et le centre que l'on s'attend à rencontrer les discontinuités. Celui-ci est typiquement de l'ordre de 8 fois le diamètre visible. Ainsi donc c'est aux alentours d'une échelle un peu inférieure au degré que les inhomogénéités associées au rayonnement émis par les discontinuités devraient exploser. Dans le cadre de la gravité obscure, ce halo est plutôt la bulle de sous-densité que l'aggrégat de matière visible a produit par répulsion dans l'autre versant de l'univers.

Les galaxies se regroupent en amas qui lorsque les galaxies sont voisines permettent aux halos de quasiment fusionner. Le Halo d'un amas de galaxies devrait donc avoir typiquement la même dimension que l'amas lui même soit de 2 à 10 Mpcs. Un amas de 6 Mpcs de diamètre à un redshift de 0.08 a une dimension apparente de l'ordre de 1° . Mais l'effet de tels l'amas devrait donc l'emporter à la même échelle angulaire sur l'effet de simples galaxies plus proches car de telles structures comportent un beaucoup plus grand nombre de discontinuités qu'une unique galaxie. 

Par ailleurs, ils sont beaucoup plus nombreux et homogènement répartis que les galaxies du groupe local et peuvent donc efficacement simuler d'apparentes fluctuations intrinsèques et homogènement réparties  du CMB. Cependant les effets liés aux objets locaux et notamment la traversée de notre propre galaxie ne seront pas complètement négligeables et devraient induire  des directions préférentielles à grande échelle, exactement ce que l'on observe dans le quadrupôle, de même que des écarts  significatifs associés au Halo d'Andromède (~15°). La perte d'énergie à très grande échelle s'expliquerait en partie par la soustraction du foreground galactique par WMAP, peut être aussi des effets de foreground liés aux supervides les plus proches et pour finir le plus petit nombre de discontinuités, essentiellement celles associées à notre galaxie et au système solaire, susceptibles de contribuer significativement à provoquer un écart de température du fond diffus à très grand angle. Des directions préférentielles du CMB semblent en effet corrélées avec le plan de l'écliptique et la direction des equinoxes comme on devait s'y attendre en présence de discontinuités liées au système solaire ou même à la terre. 
Plus interessant encore, les amas de galaxies semblent se concentrer à des redshifts (distances) multiples de 0.03: 0.03, 0.06, 0.08, 1.1, correspondant à des angles apparents sous multiples de l'échelle associée au premier pic (un halo de 2Mpc de diamètre à  z=0.03 est perçu sous un angle de l'ordre de 1°) ce qui permettrait d'expliquer également la succession de pics du CMB. Les fluctuations à plus petites échelles devraient subir une décroissance (damping) telle que celle observée dans le spectre du CMB simplement par l'homogénéisation que produit l'intégration d'un très grand nombre de structures le long de la ligne de visée.

Le contexte semble, à vue de nez, susceptible de rendre compte d'un grand nombre de propriétés du CMB avec les bons ordres de grandeur, y compris celles qui sont les moins bien comprises: perte d'énergie et directions préférentielles à grande échelle. Des expériences qui devraient permettre d'en savoir plus sont en cours de prises de données (South pole telescope et Atacama telescope)!