Le rayonnement cosmique de fond: une fentre vers lunivers primordiale

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Le rayonnement cosmique de fondune fenêtre vers
lunivers primordiale

• Ruth Durrer
• Départment de physique théorique, Université de
  Genève

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Contenu

• Lunivers homogène et isotrope
• Instabilité gravitationnelle
• Le CMB
• oscillation acoustiques
• propagation le long des géodésiques
• lamortissement de Silk
• polarisation
• observations
• Paramètres primordiaux
• Paramètres cosmologiques
• Conclusions

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Lunivers homogène et isotrope

• A suffisamment grandes échelles lespace est
  homogène et isotrope. Il ny a pas de position ni
  de direction préférée gt principe cosmologique.
• Un espace homogène et isotrope est un espace
  à courbure, K, constante. Il est soit en
  expansion soit en contraction. Sa métrique est
  donnée par un facteur déchelle a(t). Son contenu
  matériel, est décrit par la densité dénergie ?
  et la pression P. La relation P(?) est
  léquation détat.
• Matière non-relativiste P0
• Rayonnement P ?/3
• Energie du vide (constante cosmologique) P
  -? -L/8p G
• Lévolution du facteur déchelle est
  déterminée par ? et P.

Une distance physique dans un tel univers est
proportionnelle au facteur déchelle, L / a(t) et
alors deux objets à distance L séloignent avec
la vitesse
La loi de Hubble
H0 h100km/sec/Mpc, h 0.7 0.1, 1Mpc ' 3.1
106 années lumière
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• Pour ? négligeable, dans un univers à contenu
  matériel normal,
• tel que ?3Pgt0 lexpansion est décélérée.
• Dans un passé fini, on a a0 (le big bang, R
  1, T 1 , ? 1)
• Pour Kgt0 lexpansion cesse après un certain
  temps et tourne en contraction. On arrive à
  a 0 dans un future fini.
• Pour K lt 0, lexpansion continue, la vitesse
  dexpansion reste positive et approche K½
  .

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• Un photon émit au temps t avec longueur donde ?,
  est absorbé au
• temps t0 (aujourdhui) avec longueur donde ?0
  a0/a(t)? (1z)?.
• Lexpansion de lunivers induit un décalage vers
  le rouge.
• Nous introduisons encore la densité critique ?c
  3H02/(8?G) et les
• paramètres de densité
• ?m ?m(t0)/?c ' 0.3
  (matière)
• ?r ?r(t0)/?c ' 3 10-5/h2
  (radiation, ? et ?s)
• ?K -K/a2(t0)?c ' 0
  ( courbure)
• ?L ?/(3H02) ' 0.7
  ( constante cosmologique)
• h H0/100(km/s/Mpc) ' 0.7, t0 '
  1.3 1010 années (age de lunivers)
• La distance dun photon émis au temps t dépend du
  contenu matériel de lunivers, surtout de
  léquation détat, P(?).

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(No Transcript)
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histoire thermique de lunivers

• La température actuel du rayonnement cosmique est
  
• T0 (2.7372 0.001)K,
  T(z) T0(1z)
• Le spectre est le meilleur spectre thermique
  jamais mesuré.
• Dans le passé, lunivers nétait pas seulement
  beaucoup plus dense, mais
• aussi plus chaud que aujourdhui. A z gt zR '
  1300, TR ' 3500 ' 0.3eV, il y
• avait assez de photon avec une énergie au dessus
  du seuil de réionisation
• de lhydrogène (13.7eV) pour garder lunivers
  ionisé (tR 105 années).
• En régressant vers le passé, da densité de
  radiation croit comme (1z)4
• tandis que celle de la matière ne croit que comme
  (1z)3. A z gt zeq ' 104,
• lunivers est dominé par la radiation.
• A Tnuc ' 0.8MeV ' 109 K les éléments légers se
  forment à partir de protons
• et neutrons.
• A Tdec ' 1.4MeV les neutrinos découplent.
• A Tconf ' 200MeV le plasma de quarks et gluons
  est confiné en protons et neutrons.
• A Tew ' 200GeV la transition électrofaible a lieu

?
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Inflation

• Problèmes de la cosmologie standard
• le problème de lhorizon, la distance quon
  photon peut traversé à partir du big bang
  jusquau moment t. Par exemple, la taille de
  lhorizon à la recombinaison est vue sous un
  angle denviron 1 dans le ciel. Pourquoi, des
  différentes régions séparées de plus de 1
  ont-ils la même température?
• le problème de platitude. Pour un univers avec
  ?3Pgt0, la valeur ?1 est un point fixe instable
  de lévolution. Pourquoi, notre univers qui est
  si vieux a-t-il encore ? ' 1?
• Une phase inflationnaire est une phase
  dexpansion accélérée. Lhorizon devient
  arbitrairement large et ? 1 devient un
  attracteur.
• Fluctuations initiales
• A petite échelle, lunivers nest pas homogène et
  isotrope. Nous supposons, que de petites
  fluctuations initiales se sont amplifiées sous
  linstabilité gravitationnelle et ont ainsi
  menées aux grandes structures observées. Pendant
  une phase dinflation des fluctuations quantiques
  (du champ scalaire de linflation) gèlent comme
  fluctuations de la densité de matière et de la
  métrique.

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A grande échelle lunivers est en expansion
homogène est isotrope avec une vitesse H0d '
d70km/s/MpcA petite échelle lunivers est
inhomogèneIidée est que ces inhomogénéités se
sont formées à partir des petites fluctuations
déjà présentes après linflation par instabilité
gravitationnelle
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• galaxies...

M100
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• amas de galaxies...

Coma cluster
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• Les galaxies forment des surfaces qui enferment
  des trous vides et des filaments aux
  intersections des surfaces

Une tranche du catalogue SLOAN
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Hubble Ultra Deep field
(http//hubblesite.org/)
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Instabilité gravitationnelle I

• En analysant les perturbations linéaires dun
  univers presque homogène et isotrope on trouve
  les résultats suivants
• Les perturbations de densité
• grande longueur donde, ? gt H-1 (perturbations
  super-hubble) sont constantes.
• petite longueur donde, ? lt H-1 (perturbations
  sub-hubble)
• radiation oscillations acoustiques
• matière croissance proportionnelle au facteur
  déchelle
• constante cosmologique décroissance
• Les perturbations du potentiel gravifique (avec
  prise en compte du problème des coordonnées) ?
• grande longueur donde, ? gt H-1 constantes.
• petite longueur donde, ? lt H-1
• radiation ? oscille et decroit
• matière ? est constante
• constante cosmologique décroissance

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Le CMB (I)
Le fond cosmique micro-onde est extrêmement
isotrope. Les fluctuations (a part du
dipôle) sont env. ?T/T 10-5 donc la
linéarisation du calcul est justifiée!

• Le fond cosmique micro-onde a un spectre
  thermique parfait à la température T (2.725
  0.001)Kelvin.

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Les anisotropies du CMB

• 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 ? lt Heq-1.
• Après la recombinaison, les photons
  ninteragissent plus mais ils bougent le long des
  géodésiques genre lumière dans la géométrie
  perturbée.
• Les oscillations qui ont eu lieu avant la
  recombinaison sont figé sur la surface de
  dernière diffusion comme des pics et creux
  acoustiques.
• Ses effets sont calculés en détail par la
  résolutions de léquation géodésique à partir de
  la surface de dernière diffusion dans nos
  télescopes pour les photons.

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• Un autre effet sur les fluctuations du CMB est
• lamortissement de Silk
• qui est dû à la durée finie de la
  recombinaison à petite échelle, de lordre 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 sous-densités.
• En plus, la coquille de recombinaison a une
  épaisseur finie ce qui mène a des effets de
  projection.
• Les effets de lamortissement de Silk sont
  calculés en résolvant léquation de Boltzmann
  pour le rayonnement CMB.

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Les anisotropies du CMB, le spectre
Hinshaw et al. 06
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Polarisation

• La diffusion Thomson dépend de la polarisation
  une anisotropie quadrupolaire de lintensité
  incidente génère de la polarisation linéaire.

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• La polarisation peut venir en deux formes
• Polarisation E (gradients) est paire sous
  parité
• et
• 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
  linflation !!

A cause de leur parité, T et B ne sont pas
corrélées tandis que T et E le sont.
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Mesures de la polarisation
(Page et al. 2006)
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Mesures de la polarisation
La connaissance actuelle du spectre EE.
(Page et al. 2006)
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Les paramètres cosmologiques

• Le spectre de fluctuations du CMB ne dépend
  pas seulement des fluctuations initiales de
  linflation, 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.

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oscillations acoustiques
Déterminent la distance à la surface de dernière
diffusion, z1. Léchelle des pics, ?n n t1 est
projeté sur des différents angles en dépendance
de la courbure de lunivers et de cette distance.
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La densité baryonique
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 ?)...
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Paramètres primordiaux
Spectre scalaire
index spectral nS et amplitude A
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Evidence pour une constante cosmologique
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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
  saméliorera encore de façon significative dans
  les prochaines années.
• Nous ne comprenons pas le mix bizarre des
  composantes cosmiques
  Wbh2 0.02, Wmh2 0.16, WL 0.7
• Le modèle dinflation le plus simple (spectre de
  fluctuation invariant déchelle, purement
  scalaire) et un bon fit pour toutes les données
  actuelles.
• Quest-ce qui est la matière noire?
• Quest-ce qui est lénergie noire?
• Quest-ce qui est linflaton?

Ils nous restent des problèmes ouverts en
cosmologie!