Bonjour,
Pourriez-vous m'expliquer rapidement en quoi l'étude du CMB permet de connaître les proportions des constituants de l'Univers, notamment de la matière noire? Je sais que c'est par rapport aux fluctuations de température bien sûr, mais ma compréhension du phénomène ne va pas tellement plus loin
Cordialement
P.-S.: Je suis en 1ère donc je n'ai pas le niveau pour comprendre les explications trop compliquées, merci
On part d'un plasma dense et chaud répandu dans un espace en expansion.
Dans ce plasma il y a des noyaux (proton et hélium 4) et des électrons, que l'on rassemble collectivement sous le terme de matière baryonique, et de la matière noire. Et tout ça dans un bain de photon et de neutrino. Dans ce bain, les baryon sont en équilibre thermique avec les photons. En équilibre, c'est fondamentale pour ce qui nous intéresse, cela signifie que la longueur d'onde des photon est localement étroitement corrélée avec la pression-température de la matière baryonique. La matière noire, elle n'est pas couplée avec les photon (elle est insensible à l'interaction électromagnétique). La matière noire stricto sensus possède en gros deux composante : les neutrinos, très léger, et les hypothétique WIMPS, des particules massives. Toutefois le terme ne désigne usuellement que les WIMPS.
Le CMB c'est ce qui reste du bain de photon après que l'équilibre soit rompu. L'équilibre est rompu quand la matière baryonique devient atomique, cad lorsque les électrons se lient aux noyaux pour former des atomes, en dessous de 3000 K (à la densité de l'univers de l'époque). A ce moment là, la matière devient neutre et elle devient transparente au rayonnement.
Le CMB est donc le reflet des dernières conditions d'équilibre baryon-lumière.
L'univers était remarquablement homogène à l'époque, mais il existait quand même de petites irrégularités. Certaines régions sont un peu plus denses que la moyenne. Ces régions tendent à attirer, gravitationnellement, la matière des régions un peu moins denses. Cette instabilité gravitationnelle est contrecarrée par la pression de rayonnement des photons qui tendent au contraire à repousser les baryons et les électrons. Imagine en quelque sorte une mousse élastique, dont l'élasticité est donnée par la force de pression des photons. Ces oscillations modifient localement et temporairement, en se propageant de proche en proche, la pression du gaz, de la même façon qu'une onde sonore dans l'atmosphère, et on nome donc ondes acoustiques les oscillations qui se propagent dans ce milieu. Les irrégularité du CMB sont une photographie figée pour l'éternité de ces ondes acoustiques au moment du découplage.
Il existe des oscillation de toute longueur d'onde. Le travail d'analyse consiste à répertorier de manière exhaustive les irrégularités du CMB et à les classer par longueur d'onde (on fait ce qu'on appelle un analyse de Fourrier, c'est abordé en terminal je crois). On obtient ce qu'on appelle un spectre de puissance. Et on s’aperçoit que certaine longueur d'onde sont plus fréquentes que d'autre. C'est ce qu'on appelle les pics acoustiques sur le spectre de puissance. La carte des pic acoustiques de Planck n'a pas encore été publié à ma connaissance (c'est un long travail et c'est vraiment l'analyse clé sur laquelle toute la communauté cosmologique va se jeter) mais il ne fera qu'affiner les résultats précédents.
La forme de la courbe dépend de pas mal de paramètres, qui vont former les composantes du modèle cosmologique (je les cite tous, mais sans tous les expliciter) :
la courbure spatiale de l’univers
la densité d’énergie noire
la densité de matière baryonique
la densité de matière noire
la vitesse H0 d’expansion de l’univers
l’amplitude initiale des fluctuations de densité
l’indice spectral du spectre de puissance P(k)
la normalisation et l’indice spectral d’éventuelles perturbations tensorielles
la masse et le nombre de familles de neutrinos
le moment de la réionisation
les paramètres caractérisant la quintessence, les défauts topologiques, etc.
Chaque composante du modèle va agir sur un aspect du spectre.
La courbure spatiale détermine la position des pics du spectre de puissance.
La densité de matière détermine la hauteur des pics.
La densité de baryons détermine la hauteur relative des pics.
Tu as des animations très bien faite ici pour visualiser cela :
Le fond diffus cosmologique CMB
Je te conseille la lecture complète de la page, elle est remarquablement pédagogique.
Evidemment si tout était normé comme ça, ce serait facile. Mais ce n'est pas tout à fait le cas. Il existe des dégénérescences entre eux: plusieurs combinaisons différentes de paramètres conduisent au même spectre. Il faut donc recouper ce qui est extrait du CMB avec d'autres travaux effectués sur de toutes autres observables pour lever cette dégénérescence.
Mais pour ce qui concerne la matière noire, tu vois qu'on a l'info relativement en direct : la hauteur des pics nous donne le total, et l'écart relatif entre pics principal et les pics secondaire nous donne la matière baryonique. La différence entre les deux nous donne la matière noire.
Dernière modification par Gilgamesh ; 06/05/2018 à 22h35.
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