Ce que Planck nous a appris sur les 10 derniers milliards d’années, et ce qui reste à découvrir

En ce qui concerne l’univers « récent », évolué (c’est-à-dire postérieur à la première génération d’étoiles et de galaxies), Planck peut nous renseigner de plusieurs façons : avec le rayonnement fossile via l’effet de lentille gravitationnelle, ou encore via l’effet Sunyaev-Zeldovich (SZ) qui donne accès à certaines propriétés des amas de galaxies, ou enfin grâce au fond diffus infrarouge. Le long de la ligne de visée de Planck, on peut déterminer les distributions de poussière et de masse, respectivement connues grâce au fond diffus infrarouge et aux effets de lentilles gravitationnelles. Ces répartitions nous renseignent sur la distribution de masse, que ce soit de matière ordinaire ou de matière noire.

Certes la carte du potentiel gravitationnel est bruitée et de faible résolution angulaire (plus petits détails de l'ordre de 10 degrés), mais elle englobe quasiment tout le ciel et intègre toute l’histoire des structures puisqu’elle contient l’empreinte de ce qui s’est passé entre la surface de dernière diffusion, c’est-à-dire l’émission du rayonnement fossile, et aujourd’hui. C’est cependant ce qui s’est passé entre 2 et 3 milliards d’années après le Big Bang qui a le plus fortement marqué cette carte. La sensibilité à cette période spécifique résulte d'un compromis entre la position de la lentille (l’effet est variable selon la position de la lentille par rapport à la source) et la croissance des structures (les puits gravitationnels plus profonds, donc plus récents sont plus efficaces).

Ces informations permettent de conforter l’évolution des embryons de grandes structures présents dans la carte du rayonnement fossile ou peuvent être corrélées, confrontées donc, à d’autres traceurs de la matière tels que des grands relevés de galaxies.

Seule la température est pertinente pour le fond diffus infrarouge et ce signal a été essentiellement étudié dans les premières analyses. Le fond diffus infrarouge est la somme des émissions thermiques des poussières des galaxies plus ou moins distantes de nous. Pour y accéder, comme pour toute composante, il faut débarrasser les cartes par fréquence des composantes qui ne nous intéressent pas : ici, l’avant-plan qu’est notre Galaxie… et l’arrière-plan qu’est le rayonnement fossile. Il est indispensable d’utiliser des données extérieures pour isoler le signal de la Voie Lactée, on utilise pour cela des observations de l’hydrogène atomique à 21 cm, donc en radio, qui trace la contribution du gaz de notre Galaxie. Une fois le signal débarrassé de cette contribution de notre Galaxie, on voit alors des anisotropies, des grumeaux, qui peuvent être étudiés, comme ceux du rayonnement fossile.

Produit par les poussières froides au sein des galaxies, le fond diffus infrarouge recèle de précieuses informations sur les processus de formation stellaire, et notamment sur le taux de formation d’étoiles. De plus, ces grumeaux observés dans le fond infrarouge tracent aussi, dans une certaine mesure, la distribution des halos de matière noire qui entourent ces galaxies. Le fond infrarouge est donc un témoin direct (mais complexe) du jeu entre matière ordinaire et matière noire durant les 10 derniers milliards d’années.

Schématiquement, les fluctuations dans la distribution spatiale des galaxies sont proportionnelles aux fluctuations de densité de la matière noire à grande échelle. Il faut étudier ce facteur de proportionnalité (traditionnellement appelé biais) en fonction de la luminosité, de la morphologie, de la masse et de la distance des galaxies (donc de leur âge cosmique). Planck permet d’acquérir des informations sur le biais, et a permis d’exclure certains modèles trop simples de relation entre masse baryonique et masse totale des galaxies. Pour aller plus loin, il faut des observations très détaillées, avec le réseau de télescopes infrarouges ALMA notamment.

Les amas de galaxies comme sonde cosmologique

Les amas de galaxies sont une sonde cosmologique précieuse : le comptage du nombre d’amas en fonction de leur distance et de leur masse est directement relié à la croissance des structures, donc à la gravitation, et aux propriétés de l’énergie noire qui, en influant sur le rythme auquel se déroule l’expansion de l’Univers, dicte à quelle vitesse les structures cosmiques peuvent se former. La raison à cela est simple : la gravitation est la force attractive qui permet la formation de toute les structures cosmiques, mais elle ne l’emporte pas toujours facilement face au phénomène de dilution produit par l’expansion. Ainsi, plus celle-ci est rapide, ce qui signifie qu’il y a beaucoup d’énergie noire, plus la formation des structures cosmiques est ralentie. Au final, le taux de formation des grandes structures s’avère être presque exclusivement déterminé par deux paramètres : la fraction de matière, Ω_m, dans le bilan énergétique global de l’Univers, et un paramètre noté σ₈ qui caractérise la concentration de la matière, ou plus précisément l’amplitude du spectre de puissance de la matière à une échelle de 8 h^-1 Mpc, où h est la valeur de la constante de Hubble normalisée à 100 km s^-1 Mpc^-1. Ce paramètre σ₈ peut se déduire du spectre de puissance primordial en tenant compte de l’évolution de celui-ci sous l’effet de la gravité dans un Univers en expansion, ou être estimé directement via les catalogues de galaxies.

Planck a identifié par effet SZ 1653 sources dont 1203 ont déjà été confirmées comme étant bien des amas de galaxies grâce à des informations recueillies par d’autres instruments dans d’autres longueurs d’onde (visible et X), couvrant des redshifts de 0.09 à 0.97, soit une époque remontant de 1,2 à 8,1 milliards d’années environ. Une sélection de 439 amas de galaxies utilisables pour la cosmologie a permis d’établir des contraintes dans le plan (Ω_m, σ₈).

Les contraintes actuelles sont résumées dans le graphe ci-dessous. Les différentes couleurs font référence à différentes façons de considérer la relation cruciale entre la mesure du paramètre noté Y qui caractérise la distorsion par effet SZ, paramètre relié donc à la température et à la densité des électrons chauds à l’intérieur des amas, et la masse totale de ceux-ci (définie, pour diverses raisons techniques, comme la masse contenue dans une sphère dont le rayon est tel que la densité moyenne dans cette sphère est égale à 500 fois la densité critique). C’est une procédure complexe et de nombreux effets systématiques doivent être pris en compte, ainsi que des incertitudes statistiques non négligeables. Cette relation est au cœur de toute exploitation cosmologique de l’abondance des amas de galaxies. Elle relie matière baryonique – une partie de ce qui est observé, et matière noire – l’essentiel de la masse totale. Planck ne contraint que très faiblement cette relation et il faut donc nécessairement faire appel à des données extérieures, mesures de la distorsion gravitationnelle des galaxies d’arrière-plan par l’amas notamment. Les prédictions sont également délicates. La fonction qui prédit l’abondance des amas de galaxies de différentes masses en fonction des paramètres cosmologiques est généralement dérivée de ce qui est obtenu via des simulations numériques, sans que l’on sache avec certitude si celles-ci prennent en compte suffisamment de phénomènes astrophysiques pour que leur prédiction soit robuste.

Il n’y a pas de tension significative entre les résultats obtenus d’après le rayonnement fossile et d’après les amas de galaxies, en particulier si on ne considère pas la première analyse CMBlens. La situation n’est cependant pas très claire, un décalage systématique semble subsister entre les mesures « locales » et celles plus « primordiales » de la distribution de matière. Erreurs systématiques, biais astrophysiques ou signe d’un effet de nouvelle physique, inconnue donc non prise en compte dans les modélisations ? Il faut augmenter la statistique, améliorer les mesures et les simulations pour voir ce qu’il advient de ce paramètre σ₈.

Comparaison entre Planck et d’autres sondes cosmologiques de univers évolué

L’histoire de l’expansion de l’espace est l’objet de nombreux projets qui utilisent des galaxies, des Céphéides ou des supernovæ depuis des décennies, l’expansion elle-même ayant été mise en évidence il y a près d’un siècle. Cette histoire est liée aux propriétés de l’énergie noire et s’appuie sur ce que les lois de la relativité générale dictent quant à l’évolution de l’Univers dans son ensemble.

Le paramètre le plus crucial ici est la fameuse constante de Hubble, notée H₀, qui correspond au taux d’expansion actuel de l’Univers. Il peut se mesurer «directement» en observant la relation entre la distance et la vitesse à laquelle des objets relativement proches de notre Galaxie s’éloignent de nous, ou se déduire des six paramètres cosmologiques du modèle standard de la cosmologie, le modèle de concordance. C’est, en quelque sorte, une détermination «primordiale» de la constante de Hubble.

Comment cette valeur se compare-t-elle aux autres mesures, plus « astrophysiques » ?

On notera la remarquable amélioration de la précision des mesures au cours des vingt dernières années. Ces progrès sont liés à la fois aux données et aux méthodes d’analyse. Ils ont en particulier conduit à un rétrécissement de l’écart entre les valeurs «hautes» (aux alentours de 100 km s^-1 Mpc^-1) et «basses» de H₀ (deux fois moindres), qui ont coexisté depuis plus de cinquante ans.

Mais le rétrécissement des incertitudes a pour effet troublant que les mesures «astrophysiques» (c’est-à-dire directes) et «primordiales» de H₀ sont devenue très marginalement compatibles aujourd’hui. Là encore, cet effet n’est réel que si l’on est sûr des incertitudes des différentes déterminations, que les scientifiques ont parfois tendance à croire moindres que ce qu’elles sont en réalité… Le désaccord ne pourrait donc être que la conséquence de déterminations des erreurs pas aussi précises qu’espérées. Mais si cette hypothèse ne peut être retenue et que ce désaccord persiste, alors il faudra en conclure que le cadre théorique utilisé pour effectuer ces déterminations (modèle de concordance à six paramètres cosmologiques pour ce qui est de la détermination «primordiale» de H₀) a été pris en défaut et nécessite d’être modifié, sans doute de façon limitée pour conserver la cohérence avec le rayonnement fossile. Il faudra des observations et des analyses nouvelles pour arbitrer et progresser.