Ondes sonores dans le plasma primordial, ayant laissé une échelle de distance caractéristique et utilisées comme « règle standard ».
Rôle des Ondes Sonores Primordiales
Dans le Jeune Univers (avant la recombinaison, survenue environ 380 000 ans après le Big Bang), l'espace était rempli d'un plasma chaud de photons, électrons et protons – appelé « fluide photon-baryon ». À cette époque, l'interaction entre la gravité (attirant la matière vers les surdensités) et la pression photonique (poussant vers l'extérieur) a engendré des oscillations acoustiques – essentiellement des ondes sonores dans le plasma. Lorsque l'Univers s'est refroidi suffisamment pour que les protons et électrons puissent se combiner en hydrogène neutre, les photons se sont découplés (formation du fond diffus cosmologique). La propagation de ces ondes acoustiques a laissé une échelle de distance caractéristique – environ 150 Mpc dans le système de coordonnées co-mouvant actuel – et cette échelle est détectée à la fois dans l'anisotropie angulaire du fond diffus cosmologique et dans la distribution ultérieure de la matière à grande échelle. Ces oscillations acoustiques baryoniques (BAO) constituent un point de référence crucial dans les mesures cosmologiques, agissant comme une règle standard permettant de suivre l'expansion cosmique au fil du temps.
En observant les BAO dans les relevés des galaxies et en comparant cette échelle à la valeur prédite par la physique de l'Univers primordial, les astronomes peuvent mesurer le paramètre de Hubble, ainsi que l'effet de l'énergie noire. Ainsi, les BAO sont devenues un outil essentiel pour affiner le modèle cosmologique standard (ΛCDM). Nous présentons ci-dessous leur origine théorique, leurs observations et leur application en cosmologie de précision.
2. Hypothèses physiques : Fluide photon-baryon
2.1 Dynamique pré-recombinaison
Dans le plasma primordial chaud et dense (jusqu'à ~z = 1100), les photons interagissaient fréquemment avec les électrons libres, liant étroitement les baryons (protons + électrons) à la radiation. La gravité attirait la matière vers les régions plus denses, tandis que la pression photonique s'opposait à la compression, provoquant des oscillations acoustiques. Celles-ci peuvent être décrites par des modèles d'équations de perturbations de densité, où la vitesse du son dans le fluide est proche de c / √3, car les photons dominent.
2.2 Horizon Sonore
La distance maximale que les ondes sonores ont pu parcourir depuis le Big Bang jusqu'à la recombinaison définit l'échelle caractéristique de l'horizon sonore. Lorsque l'Univers devient neutre (les photons se découpent), la propagation des ondes s'arrête, "capturant" une surdensité à environ 150 Mpc (co-moving) du point initial. Cette distance d'horizon sonore (liée à la fin de l'époque de diffusion) est observée à la fois dans le CMB et dans les corrélations de galaxies. Dans le CMB, elle apparaît comme l'échelle des pics acoustiques (~1° sur la voûte céleste), tandis que dans les études de galaxies, l'échelle BAO apparaît dans les fonctions de corrélation à deux points ou dans le spectre de puissance dans la plage ~100–150 Mpc.
2.3 Changements après la recombinaison
Lorsque les photons se découplent, les baryons ne suivent plus le flux de radiation, mettant fin efficacement aux oscillations acoustiques. Avec le temps, la matière noire et les baryons continuent de s'effondrer gravitationnellement en halos, formant des structures cosmiques. Cependant, le "motif d'onde" initial persiste – une petite mais mesurable probabilité que les galaxies soient séparées d'environ 150 Mpc, plus fréquemment que par hasard. Ainsi, les "oscillations acoustiques baryoniques" apparaissent dans les fonctions de corrélation des galaxies à grande échelle.
3. Détection des Observations BAO
3.1 Premières Prédictions et Détections
L'importance des BAO est devenue évidente dans les années 2000 comme un moyen de mesurer l'énergie noire. SDSS (Sloan Digital Sky Survey) et 2dF (Two Degree Field Survey) ont détecté vers 2005 le "pic" des BAO dans la fonction de corrélation des galaxies [1,2]. Ce fut le premier signal solide observé à grande échelle, proposant une "règle standard" indépendante, complémentant les mesures de distance par supernovae.
3.2 Fonction de Corrélation des Galaxies et Spectre de Puissance
Du point de vue de l'observation, les BAO peuvent être mesurés :
- Fonction de corrélation à deux points des galaxies ξ(r). Les BAO apparaissent comme un pic faible autour de r ∼ 100–110 h-1 Mpc.
- Spectre de puissance P(k) dans l'espace de Fourier. Les BAO se manifestent par de légères oscillations dans la courbe P(k).
Ces signaux sont faibles (modulation de seulement quelques pourcents), il est donc nécessaire d'examiner de grands volumes de l'Univers avec une haute résolution et un contrôle strict des erreurs systémiques.
3.3 Revues Modernes
BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey), faisant partie de SDSS-III, a mesuré environ 1,5 million de galaxies rouges lumineuses (LRG), affinant considérablement les estimations de l'échelle BAO. eBOSS et DESI vont plus loin, visant des décalages vers le rouge plus élevés (en utilisant des galaxies à lignes d'émission, des quasars, la forêt Lyα). Euclid et le télescope spatial Roman étendront bientôt les cartes à des milliards de galaxies, mesurant l'échelle BAO à un niveau de pourcentage ou plus précis, permettant ainsi de déterminer l'histoire de l'expansion à différentes époques cosmiques et d'explorer les modèles d'énergie noire.
4. BAO comme Règle Standard
4.1 Principe
Puisque la longueur physique de l'horizon acoustique à la recombinaison peut être calculée avec une assez bonne précision (basée sur une physique bien connue – données KFS, taux de réactions nucléaires, etc.), sa taille angulaire observée (en transverse) et la différence de décalage (en longitudinal) par rapport à l'échelle BAO fournissent des mesures distance–décalage vers le rouge. Dans un Univers ΛCDM plat, cela se relie à la distance angulaire transversale DA(z) et à la fonction de Hubble H(z). En comparant la théorie aux données, on peut déduire l'équation d'état de l'énergie noire ou la courbure de l'espace.
4.2 Complément par les Supernovas
Bien que les supernovas de type I agissent comme des "chandelles standards", les BAO fonctionnent comme une "règle standard". Les deux méthodes étudient l'expansion cosmique, mais avec des erreurs systémiques différentes : les supernovas ont une incertitude de calibration de luminosité, tandis que les BAO sont affectés par le biais préalable des galaxies et les imprécisions de la structure à grande échelle. Leur combinaison permet des vérifications croisées et des contraintes plus strictes sur l'énergie noire, la géométrie de l'Univers et la densité de matière.
4.3 Résultats Récents
Les données BAO actuelles de BOSS/eBOSS, combinées aux mesures KFS de Planck, fournissent des contraintes précises sur Ωm, ΩΛ et la constante de Hubble. Il existe une certaine tension avec les H locaux0 avec les mesures, mais elle est inférieure à la discordance directe vs. KFS. Les distances mesurées par BAO confirment fermement la validité du modèle ΛCDM jusqu'à z ≈ 2, sans montrer pour l'instant de signes clairs d'évolution de l'énergie noire ni de courbure significative.
5. Modélisation Théorique des BAO
5.1 Évolution Linéaire et Non Linéaire
La théorie linéaire affirme que l'échelle BAO reste fixe en distance co-mouvante depuis l'époque de la recombinaison. Cependant, avec le temps, la croissance des structures la déforme légèrement. Les effets non linéaires, les particularités des mouvements (vitesses particulières) et le biais préalable des galaxies peuvent déplacer ou "brouiller" le pic BAO. Les scientifiques modélisent cela avec soin (en utilisant la théorie des perturbations ou des simulations N-corps) pour éviter les erreurs systémiques. Les méthodes de reconstruction tentent d'éliminer les flux à grande échelle, "purifiant" le pic BAO pour des mesures de distance plus précises.
5.2 Interaction baryons-photons
L'amplitude des BAO dépend de la fraction baryonique (fb) et le rapport de la fraction de matière noire. Si les baryons étaient une faible fraction, la signature acoustique disparaîtrait. L'amplitude observée des BAO, avec les pics acoustiques KFS, fixe une fraction baryonique d'environ 5 % de la densité critique totale, comparée à environ 26 % pour la matière noire. C'est l'une des façons de confirmer l'importance de la matière noire.
5.3 Déviations possibles
Les théories alternatives (par exemple, gravité modifiée, matière chaude ou énergie noire précoce) peuvent déplacer ou atténuer les caractéristiques BAO. Jusqu'à présent, le modèle standard ΛCDM avec matière noire froide correspond le mieux aux données. Les futures observations à haute précision pourraient détecter de petites déviations si une nouvelle physique modifie l'expansion cosmique ou la formation des structures aux premiers temps.
6. BAO dans les cartes d'intensité 21 cm
Outre les relevés optiques/IR des galaxies, une nouvelle méthode est apparue – cartes d'intensité 21 cm, mesurant les fluctuations de la température de brillance de l'émission HI à grande échelle, sans nécessiter d'isoler des galaxies individuelles. Cela permet de détecter les signaux BAO dans de grands volumes cosmiques, peut-être même jusqu'à un décalage vers le rouge élevé (z > 2). Les futurs instruments massifs, tels que CHIME, HIRAX ou SKA, pourront mesurer efficacement l'expansion aux premiers temps, affinant encore ou révélant de nouveaux phénomènes de physique cosmique.
7. Contexte plus large et avenir
7.1 Contraintes sur l'énergie noire
En mesurant précisément l'échelle BAO à différents décalages vers le rouge, les cosmologistes peuvent déterminer DA(z) et H(z). Ces données complètent parfaitement les mesures de luminosité des supernovas, les résultats KFS et le lentillage gravitationnel. Toutes ces mesures permettent d'étudier l'équation d'état de l'énergie noire, afin de vérifier si w = -1 (constante cosmologique) ou s'il existe une variation potentielle w(z). Les données actuelles montrent que w ≈ -1 ne varie pas plus que les marges d'erreur autorisent.
7.2 Corrélations croisées
La combinaison des études BAO avec d'autres données – lentille KFS, corrélations du flux de forêt Lyα, catalogues d'amas – augmente la précision des mesures et aide à éliminer les dégénérescences. Cette méthode combinée est particulièrement importante pour réduire les erreurs systémiques à un niveau sous-procentuel, peut-être en éclaircissant la tension de Hubble ou en détectant une faible courbure ou une énergie noire variable.
7.3 Perspectives de Nouvelle Génération
Des relevés tels que DESI, l'Observatoire Vera Rubin (peut-être des BAO photométriques ?), Euclid, Roman recueilleront des dizaines de millions de décalages vers le rouge de galaxies, mesurant le signal BAO avec une précision extrême. Cela permettra de déterminer les distances avec une précision d'environ 1 % ou meilleure jusqu'à z ≈ 2. Des développements ultérieurs (par exemple, les études SKA 21 cm) pourraient atteindre des redshifts encore plus élevés, comblant le « vide » entre le fond diffus cosmologique (dernier découplage) et l'Univers actuel. Les BAO resteront une méthode clé de la cosmologie de précision.
8. Conclusion
Les oscillations acoustiques baryoniques – ces ondes sonores primordiales dans le fluide photon-baryon – ont laissé une échelle caractéristique à la fois dans le fond diffus cosmologique et dans la distribution des galaxies. Cette échelle (~150 Mpc en co-mouvement) agit comme une règle standard pour étudier l'histoire de l'expansion cosmique, permettant des mesures de distance très fiables. Initialement prédites par la physique acoustique simple du Big Bang, les BAO sont désormais observées de manière convaincante dans de vastes relevés de galaxies et sont devenues une partie centrale de la cosmologie de précision.
Les observations ont montré que les BAO complètent les données des supernovas en affinant les paramètres de densité de l'énergie noire, de la matière noire et de la géométrie de l'Univers. L'inertie relative de l'échelle elle-même rend les BAO l'un des indicateurs cosmiques les plus fiables face à de nombreuses erreurs systémiques. Avec le développement de nouvelles enquêtes couvrant des redshifts plus élevés et une qualité de données plus précise, l'analyse des BAO restera une méthode clé pour vérifier si l'énergie noire est vraiment une constante ou s'il existe peut-être des signes de nouvelle physique dans la mesure des distances cosmiques. Ainsi, en combinant la physique de l'Univers primordial et la distribution des galaxies à des époques tardives, les BAO demeurent un excellent exemple de la façon dont une histoire cosmique unifiée relie les ondes sonores primordiales au réseau cosmique à grande échelle observé après des milliards d'années.
Littérature et lectures complémentaires
- 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.
- Cole, S., et al. (2005). « Enquête 2dF Galaxy Redshift : Analyse du spectre de puissance du jeu de données final et implications cosmologiques. » Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
- Weinberg, D. H., et al. (2013). « Sondes observationnelles de l'accélération cosmique. » Physics Reports, 530, 87–255.
- Alam, S., et al. (2021). « Enquête spectroscopique étendue des oscillations acoustiques baryoniques SDSS-IV terminée : Implications cosmologiques de deux décennies d'enquêtes spectroscopiques à l'Observatoire Apache Point. » Physical Review D, 103, 083533.
- Addison, G. E., et al. (2023). « Mesures BAO et la tension de Hubble. » arXiv preprint arXiv:2301.06613.