Distribution de la matière et petites différences de température, déterminant la formation des structures
Fluctuations cosmiques dans un Univers presque homogène
Les observations montrent que notre Univers est très homogène à grande échelle, mais pas parfaite. De petites anisotropies (différences directionnelles) et inhomogénéités (variations de densité de matière dans l'espace) dans l'Univers primordial sont les graines essentielles à partir desquelles toutes les structures cosmiques ont grandi. Sans elles, la matière serait uniformément répartie et nous n'aurions pas de galaxies, d'amas ou de toile cosmique. Nous pouvons étudier ces faibles fluctuations :
- À travers les anisotropies du fond diffus cosmologique (CMB) : les différences de température et de polarisation avec une précision de 1 sur 10-5.
- À travers la structure à grande échelle : la distribution des galaxies, les filaments et les vides, résultant de la croissance gravitationnelle des graines primordiales.
En analysant ces inhomogénéités – tant à l'époque de la recombinaison (via le CMB) que dans les époques ultérieures (données sur les amas de galaxies) – les cosmologistes acquièrent des connaissances essentielles sur la matière noire, l'énergie noire et l'origine inflationnaire des fluctuations. Nous discuterons ensuite comment ces anisotropies apparaissent, comment nous les mesurons et comment elles déterminent la formation des structures.
2. Fondement théorique : des graines quantiques aux structures cosmiques
2.1 Origine des fluctuations inflationnaires
L'explication principale des perturbations primordiales est l'inflation : une expansion exponentielle qui s'est produite dans l'Univers primordial. Pendant l'inflation, les fluctuations quantiques (du champ d'inflaton et de la métrique) se sont étirées à des échelles macroscopiques et sont devenues « figées » en tant que perturbations classiques de densité. Ces fluctuations sont presque invariantes d'échelle (indice spectral ns ≈ 1) et principalement gaussiennes, comme observé dans le CMB. À la fin de l'inflation, l'Univers « se réchauffe », et ces perturbations restent imprimées dans toute la matière (baryonique + noire) [1,2].
2.2 Évolution au fil du temps
À mesure que l'Univers s'étend, les perturbations de la matière noire et du fluide baryonique ont commencé à croître sous l'effet de la gravité, si leur échelle dépassait l'échelle de Jeans (après l'époque de recombinaison). Dans l'ère chaude pré-recombinaison, les photons interagissaient étroitement avec les baryons, limitant la croissance précoce. Après la découplage, la matière noire collisionless a pu continuer à s'effondrer davantage. La croissance linéaire produit un spectre de puissance caractéristique des perturbations de densité. Finalement, en entrant dans le régime non linéaire, les halos se forment dans les régions de surdensité, donnant naissance aux galaxies et amas, tandis que les vides se forment dans les régions sous-denses.
3. Anisotropies du Fond Diffus Cosmologique
3.1 Fluctuations de Température
Le CMB à z ∼ 1100 est extrêmement homogène (ΔT/T ∼ 10-5), mais de petites déviations apparaissent sous forme d’anisotropies. Celles-ci reflètent les oscillations acoustiques dans le plasma photon–baryon avant la recombinaison, ainsi que les puits et crêtes gravitationnels issus des premières inhomogénéités de matière. COBE les a détectées en premier dans les années 1990 ; WMAP et Planck les ont ensuite grandement améliorées, mesurant plusieurs pics acoustiques dans le spectre de puissance angulaire [3]. Les positions et hauteurs des pics permettent de déterminer précisément les paramètres (Ωb h², Ωm h², etc.) et confirment la nature presque invariante d’échelle des fluctuations primordiales.
3.2 Spectre de Puissance Angulaire et Pics Acoustiques
Lorsque la puissance C est représentéeℓ en fonction du multipôle ℓ, on observe des structures « en pics ». Le premier pic correspond au mode acoustique fondamental photon–baryon lors de la recombinaison, tandis que les pics suivants marquent les harmoniques supérieures. Cette régularité soutient fermement l’origine inflationnaire et la géométrie presque plate de l’Univers. Les petites fluctuations d’anisotropie de température et la polarisation en modes E constituent la base de la détermination moderne des paramètres cosmiques.
3.3 Polarisation et Modes B
Les mesures de polarisation du CMB approfondissent encore notre compréhension des inhomogénéités. Les perturbations scalaires (de densité) génèrent des modes E, tandis que les tenseurs (ondes gravitationnelles) pourraient produire des modes B. La détection primaire des modes B à grande échelle angulaire confirmerait l’existence des ondes gravitationnelles inflationnaires. Bien que seules des limites supérieures strictes aient été obtenues jusqu’à présent, sans signal clair de modes B primaires, les données actuelles de température et de modes E indiquent néanmoins une nature adiabatique et invariante d’échelle des premières inhomogénéités.
4. Structure à Grande Échelle : Distribution des Galaxies comme Reflet des Premières Graines
4.1 Réseau Cosmique et Spectre de Puissance
Le réseau cosmique, composé de filaments, amas et de vides, est né de la croissance gravitationnelle de ces inhomogénéités primordiales. Les relevés de décalage vers le rouge (par ex., SDSS, 2dF, DESI) enregistrent des millions de positions de galaxies, révélant des structures 3D à des échelles allant de dizaines à des centaines de Mpc. Statistiquement, le spectre de puissance des galaxies P(k) à grande échelle correspond au modèle linéaire de la théorie des perturbations selon les conditions initiales inflationnaires adiabatiques, avec en plus les oscillations acoustiques baryoniques visibles (~100–150 Mpc d’échelle).
4.2 Formation hiérarchique
Lorsque les inhomogénéités s'effondrent, les halos plus petits se forment d'abord, qui en fusionnant créent des halos plus grands, donnant naissance aux galaxies, groupes et amas. Cette formation hiérarchique correspond bien aux simulations du modèle ΛCDM, dont les champs de fluctuations initiales sont gaussiens aléatoires avec une puissance presque invariante d'échelle. Les observations des masses d'amas, des tailles des vides et des corrélations galactiques confirment que l'Univers a commencé avec de petites perturbations de densité qui se sont développées au fil du temps cosmique.
5. Rôle de la matière noire et de l'énergie noire
5.1 Matière noire – moteur de la formation des structures
Comme la matière noire n'interagit pas électromagnétiquement et ne se couple pas aux photons, elle peut s'effondrer gravitationnellement plus tôt. Cela crée des puits de potentiel dans lesquels les baryons tombent plus tard (après la recombinaison). Un rapport d'environ 5:1 entre matière noire et baryons signifie que la matière noire a déterminé l'ossature du réseau cosmique. Les observations à l'échelle KFS et les données sur la structure à grande échelle lient la fraction de matière noire à environ 26 % de la densité d'énergie totale.
5.2 Énergie noire à l'époque tardive
Bien que les inhomogénéités initiales et la croissance des structures soient principalement gouvernées par la matière, ces derniers milliards d'années, l'énergie noire (~70 % de l'Univers) a commencé à dominer l'expansion, ralentissant la croissance ultérieure des structures. Des observations telles que l'évolution de l'abondance des amas avec le décalage vers le rouge ou le cisaillement cosmique peuvent confirmer ou contester la conception standard ΛCDM. Jusqu'à présent, les données ne contredisent pas une énergie noire quasi constante, mais les futures mesures pourraient détecter de faibles variations si l'énergie noire évolue.
6. Mesure des inhomogénéités : méthodes et observations
6.1 Expériences KFS
De COBE (années 1980) à WMAP (années 2000) et Planck (années 2010), les mesures des anisotropies de température et de polarisation se sont grandement améliorées en résolution (minutes d'arc) et en sensibilité (quelques µK). Cela a permis de déterminer l'amplitude du spectre de puissance primordial (~10-5) et le décalage spectral ns ≈ 0,965. Des télescopes terrestres supplémentaires (ACT, SPT) étudient les anisotropies à petite échelle, le lentillage et d'autres effets secondaires, affinant encore le spectre de puissance de la matière.
6.2 Enquêtes sur le décalage
Les grandes enquêtes galactiques (SDSS, DESI, eBOSS, Euclid) analysent la distribution 3D des galaxies, c'est-à-dire la structure actuelle. En la comparant aux prédictions linéaires issues des conditions initiales du KFS, les cosmologistes testent le modèle ΛCDM ou recherchent des déviations. Les oscillations acoustiques baryoniques sont également visibles comme une subtile "bosse" dans la fonction de corrélation ou une "ondulation" dans le spectre de puissance, reliant ces inhomogénéités à l'échelle acoustique de la recombinaison.
6.3 Lent Lentillage Faible
Le lent lentillage gravitationnel faible des galaxies lointaines, causé par la matière à grande échelle, fournit une autre mesure directe de l'amplitude (σ8) et du taux de croissance. Des relevés comme DES, KiDS, HSC, et à l'avenir Euclid, Roman, détermineront le cisaillement cosmique, permettant de reconstruire la distribution de la matière. Cela apporte des contraintes supplémentaires, complète les relevés de déplacement et les études KFS.
7. Questions Actuelles et Tensions
7.1 Tension de Hubble
En combinant les données KFS avec ΛCDM, on obtient H0 ≈ 67–68 km/s/Mpc, tandis que les méthodes locales d'échelle (avec calibration par supernovae) indiquent ~73–74. Ces mesures dépendent fortement de l'amplitude des inhomogénéités et de l'histoire d'expansion. Si les inhomogénéités ou conditions initiales diffèrent des standards, cela peut modifier les paramètres dérivés. Des efforts sont en cours pour déterminer si une nouvelle physique précoce (énergie sombre précoce, neutrinos supplémentaires) ou des systématiques pourraient résoudre cette tension.
7.2 Anomalies à Faible ℓ, Alignements à Grande Échelle
Certaines anomalies des anisotropies KFS à grande échelle (tache froide, alignement quadrupolaire) peuvent être des coïncidences statistiques ou des indices de topologies cosmiques. Les observations ne confirment pas encore de résultats significatifs au-delà des graines inflationnaires standard, mais les recherches sur les non-gaussianités, les signatures topologiques ou les anomalies se poursuivent.
7.3 Masse des Neutrinos et Autres Questions
De petites masses de neutrinos (~0,06–0,2 eV) suppriment la croissance des structures à l'échelle <100 Mpc, laissant des traces dans la distribution de la matière. L'analyse conjointe des anisotropies KFS et des données de structures à grande échelle (par ex. BAO, lentillage) permet de détecter ou de contraindre la somme totale des masses des neutrinos. De plus, les inhomogénéités peuvent indiquer de faibles effets de la matière chaude TM ou de la matière noire auto-interagissante. Jusqu'à présent, la matière noire froide avec des masses minimales de neutrinos est compatible avec les données.
8. Perspectives Futures et Missions
8.1 Génération Suivante de KFS
CMB-S4 – une série prévue de télescopes terrestres qui mesurera avec une grande précision les anisotropies de température/polarisation, y compris le lent lentillage. Cela pourrait révéler des signatures subtiles des graines inflationnaires ou de la masse des neutrinos. LiteBIRD (JAXA) sera dédié à la recherche des modes B à grande échelle, détectant peut-être les ondes gravitationnelles primordiales issues de l'inflation. Cela confirmerait l'origine quantique des anisotropies si les modes B sont détectés avec succès.
8.2 Création de Cartes 3D de Structures à Grande Échelle
Des relevés comme DESI, Euclid et le télescope Roman couvriront des déplacements de dizaines de millions de galaxies, enregistrant la distribution de la matière jusqu'à z ∼ 2–3. Ils permettront d'affiner σ8 et Ωm, ainsi que de « dessiner » en détail le réseau cosmique, reliant ainsi les inhomogénéités précoces à la structure actuelle. Les cartes d'intensité 21 cm de SKA permettront d'observer les inhomogénéités à des redshifts encore plus élevés – avant et après la réionisation, offrant une vue continue de la formation des structures.
8.3 Recherche de non-gaussianités
L'inflation prédit généralement des fluctuations initiales presque gaussiennes. Cependant, un scénario d'inflation à champs multiples ou non-minimal peut produire de faibles non-gaussianités locales ou équipotentielles (non-Gaussianities). Les données du KFS et de la structure à grande échelle réduisent progressivement les limites de tels effets (fNL ~ quelques fractions d'unités). La découverte de non-gaussianités plus importantes modifierait considérablement notre compréhension de la nature de l'inflation. Jusqu'à présent, aucun résultat significatif n'a été trouvé.
9. Conclusion
Les anisotropies et inhomogénéités de l'Univers – des faibles fluctuations ΔT/T du KFS à la distribution à grande échelle des galaxies – sont des indices essentiels de la formation des structures. Initialement, probablement issues des fluctuations quantiques durant la inflation, ces perturbations de faible amplitude ont grandi sous l'effet de la gravité sur des milliards d'années pour former le réseau cosmique où nous observons amas, filaments et vides. Les mesures précises de ces inhomogénéités – anisotropies du KFS, relevés des déplacements des galaxies, cisaillement gravitationnel faible cosmique – fournissent des aperçus fondamentaux sur la composition de l'Univers (Ωm, ΩΛ), les conditions d'inflation et le rôle de l'énergie noire dans la phase d'accélération tardive.
Bien que le modèle ΛCDM explique avec succès de nombreuses caractéristiques de l'évolution des inhomogénéités, des questions restent sans réponse : tension de Hubble, petits désaccords dans la croissance des structures ou influence de la masse des neutrinos. Avec l'amélioration de la précision des nouvelles observations, nous pourrons soit consolider encore davantage l'inviolabilité du paradigme inflation + ΛCDM, soit détecter de subtiles déviations suggérant une nouvelle physique – tant dans l'inflation que dans l'énergie noire ou les interactions de la matière noire. Quoi qu'il en soit, l'étude des anisotropies et des inhomogénéités demeure une force puissante en astrophysique, reliant les fluctuations quantiques du temps primordial aux structures à grande échelle majestueuses sur des milliards d'années-lumière.
Literatūra ir Papildoma Skaityba
- Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press.
- Baumann, D. (2009). « TASI Lectures on Inflation. » arXiv:0907.5424.
- Smoot, G. F., et al. (1992). « Structure dans les cartes de la première année du radiomètre différentiel micro-ondes COBE. » The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5.
- Eisenstein, D. J., et al. (2005). « Détection du pic acoustique baryonique dans la fonction de corrélation à grande échelle des galaxies rouges lumineuses SDSS. » The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
- Planck Collaboration (2018). « Résultats Planck 2018. VI. Paramètres cosmologiques. » Astronomy & Astrophysics, 641, A6.