Questions au sujet de l'interprétation des observations du CMB

[yves95210]

Bonjour,

Je me pose quelques questions à propos de l'interprétation des observations du CMB. On constate des fluctuations de température de l'ordre de 10^-5, et on en déduit des fluctuations de la densité de matière. Mais

1) La résolution du télescope Planck (5 minutes d'arc) correspond un diamètre d'environ 61000 années-lumière à l'époque du CMB. Les températures mesurées Planck sont donc celles de zones de cette taille, qui, compte-tenu de l'expansion (z=1090), correspondent aujourd'hui à des zones d'environ 67 millions d'années-lumière de diamètre, plusieurs fois la taille des plus grands amas de galaxies (~ 20 millions d'années-lumière de diamètre).
Un pixel de l'image de Planck de température supérieure à la moyenne couvre non seulement la zone surdense dont la contraction va conduire à la formation d'un amas, mais aussi une partie de la zone de sous-densité qui l'entoure (dont le volume peut être supérieur d'un ordre de grandeur à celui de la zone surdense). La température de ce pixel correspond donc à la moyenne des températures de ces zones, et la densité de matière qu'on en déduit est en fait la moyenne des densités de ces zones. La densité de la zone surdense est donc probablement plusieurs fois supérieure à cette moyenne.

Dit autrement : l'amplitude des fluctuations de densité de la matière baryonique n'est-elle pas supérieure au δρ/ρ déduit du δT/T de Planck ?

2) Selon le modèle de standard les pics primordiaux de la densité de matière baryonique correspondent à des pics de la densité de matière noire. La pression de rayonnement conduit à des oscillations acoustiques de la matière baryonique ("poussée" vers l'extérieur par la pression et "tirée" vers le pic par la gravitation de la matière noire), formant des pics de densité secondaires qui se figent lors de la recombinaison. En revanche la matière noire n'est pas soumise à cette pression puisqu'elle n'est pas censée subir l'interaction électromagnétique. C'est seulement sous l'effet de la gravitation qu'une partie de la matière noire est entraînée avec la matière baryonique et est attirée vers ces pics de densité secondaires.

Mais ce qu'on observe grâce à Planck, ce sont exclusivement les fluctuations de la densité de matière baryonique. Considère t'on que, à la fin du processus ci-dessus (et au début de la formation des structures), les contrastes de densité de matière noire sont identiques aux contrastes de densité de matière baryonique déduits des observations de Planck ? Ou sont-ils moins dilués par ce processus ?
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[ordage]

Bonjour
Ce que tu dis est intéressant, mais ce manque de précision, a-t-il un effet déterminant (amplificateur?) sur le résultat de la mesure de la constante de Hubble par cette méthode qui utilise la position du premier pic, caractérisant la taille angulaire. Il me semble qu'on utilise la distance angulaire pour la mesure de H0. Ce qui est certain c'est dans un cas c'est une mesure de type astrophysique (céphéides, SN1A,..) avec z<1 et dans l'autre cas de type cosmologique z = 1089. Ce peut être sensible à des inhomogénéités de grande taille, car z = 1 correspond à des milliards d'al.
Cordialement

[yves95210]

ce manque de précision, a-t-il un effet déterminant (amplificateur?) sur le résultat de la mesure de la constante de Hubble par cette méthode qui utilise la position du premier pic, caractérisant la taille angulaire.

Ce n'est pas tellement à ce sujet que je pensais, mais à celui de la (vitesse de) formation des structures.

Ceci dit, je ne doute pas que le point 1 ci-dessus soit pris en compte correctement dans les simulations cosmologiques, j'aurais seulement voulu savoir quels sont les contrastes de densité retenus dans les paramètres de ces simulations, pour les zones de surdensités (futurs amas, voire superamas lorsque, à la résolution de Planck, la zone couvre plusieurs pixels contigus) ou de sous-densité (futurs grands vides cosmiques).

En effet, dans les calculs que j'avais fait il y a quelques années en utilisant la métrique LTB pour modéliser ces zones (voire la métrique FLRW pour modéliser l'évolution la partie centrale des vides cosmiques), même en exagérant un peu le δρ/ρ, les amas ne se forment pas assez vite. Et les vides ne se creusent pas assez(*), surtout si on tient compte de la valeur de Λ du modèle ΛCDM, dans la version FLRW (je n'ai pas essayé dans la version LTB).
Mais j'avais considéré que cette valeur de δρ/ρ ne s'appliquait qu'au centre de la zone couverte par la métrique LTB, avec courbure positive pour les zones de surdensité et négative pour les zones de sous-densité, et |δρ/ρ| décroissant pour atteindre 0 à la périphérie de la zone. Alors que, évidemment, si j'avais considéré que le |δρ/ρ| issu des données de Planck ne représente que le contraste de densité moyen sur l'ensemble de cette zone, le contraste de densité au centre aurait été beaucoup plus élevé.

Quant à la question 2, elle n'est pas rhétorique : je n'ai pas idée de la réponse. J'ai en tête cette petite animation, mais je n'ai pas lu la publication dont elle est issue. J'ai du mal à comprendre que, alors que, quand les BAO se figent, les pics de densité de matière noire et de matière baryonique sont largement découplés, ils finissent par s'homogénéiser sous l'effet de la seule gravitation au point que les densités de matière noire et de matière baryonique paraissent bien corrélées (à quelques % près) dans tout l'espace, comme expliqué sommairement dans cette page.
Mais je crains que, pour bien comprendre ce qui se passe, il soit nécessaire de passer par les équations...

(*) D'ailleurs, au sujet des vides, j'ai une autre question (mais elle est un peu hors-sujet dans ce fil) : on les identifie par comptage des galaxies dans un volume donné, et comparaison de leur densité (nombre de galaxies / volume) avec celle de l'univers moyen. Mais je ne sais pas si ce contraste de densité en nombre de galaxies entre le vide cosmique et l'univers moyen est représentatif de leur contraste de densité de matière en kg/m³.
Par exemple est-ce qu'il ne suffit pas qu'une grande zone ait aujourd'hui une densité moyenne inférieure de 20% à la densité moyenne de l'univers pour que des galaxies aient eu 10 fois moins de chances de s'y former (par collapse de petites zones plus denses au sein de cette grande zone), et donc que le contraste de densité en nombre de galaxies soit de 90% ?

[yves95210]

Bonjour,

Pas trop de réponses... Remarque, je m'y attendais un peu, dans cette section du forum

1) La résolution du télescope Planck (5 minutes d'arc) correspond un diamètre d'environ 61000 années-lumière à l'époque du CMB. Les températures mesurées Planck sont donc celles de zones de cette taille, qui, compte-tenu de l'expansion (z=1090), correspondent aujourd'hui à des zones d'environ 67 millions d'années-lumière de diamètre, plusieurs fois la taille des plus grands amas de galaxies (~ 20 millions d'années-lumière de diamètre).
Un pixel de l'image de Planck de température supérieure à la moyenne couvre non seulement la zone surdense dont la contraction va conduire à la formation d'un amas, mais aussi une partie de la zone de sous-densité qui l'entoure (dont le volume peut être supérieur d'un ordre de grandeur à celui de la zone surdense). La température de ce pixel correspond donc à la moyenne des températures de ces zones, et la densité de matière qu'on en déduit est en fait la moyenne des densités de ces zones. La densité de la zone surdense est donc probablement plusieurs fois supérieure à cette moyenne.

Pour illustrer plus précisément le point ci-dessus, j'ai pris un exemple simple : une zone de (sur ou sous-)densité ρ(r)=ρ_c(1+δ(r)), où ρ_c est la densité critique à l'époque du CMB, avec une fonction δ(r) gaussienne d'écart-type 10000 années-lumière, et donc s'annulant pratiquement à 30000 années-lumière du centre, pour que l'image de la zone tienne dans un pixel de Planck. Pour que la valeur moyenne de |δ| soit égale à 3x10^-5, il faut que |δ|(0)=2,2 x 10^-4.

Une zone initiale de sous-densité de cette taille peut avoir permis la formation d'un vide cosmique de diamètre nettement supérieur à 66 millions d'a-l. aujourd'hui. En effet pour que la densité de matière du vide cosmique soit nettement inférieure à la densité moyenne de l'univers, le facteur d'échelle doit y avoir plus augmenté que dans l'univers moyen.

Une zone initiale de surdensité de la même taille contient assez de matière (quelques 10⁴⁴ kg) pour former un amas. Mais pour qu'il se forme en un temps raisonnable, il faut que la densité soit plus élevée au centre, avec un profil de densité plus piqué pour que la valeur moyenne de |δ| reste inférieure ou égale à 3x10^-5. Par exemple, avec δ(0)=10^-2, la zone commence à se contracter (progressivement, à partir de son centre, ce qui se modélise bien avec la métrique LTB) après environ 1 milliard d'années, et il suffit que l'écart-type de δ soit inférieur à 3000 a-l. pour que la valeur moyenne de δ soit proche de 3x10^-5.

Bien sûr il peut y avoir au sein de cette zone des zones de surdensité d'amplitude plus importante mais de diamètre plus petit, qui commenceront à se contracter plus tôt pour donner naissance à des galaxies.

Tout ça reste assez simpliste, mais cela donne une autre image que celle de fluctuations de densité limitées à δρ/ρ = 3 δT/T = 3x10⁵ qu'autorisent les observations du CMB avec une résolution de 5 minutes d'arc.

[A voir en vidéo sur Futura]