Cosmology@Home

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Etude du fond diffus cosmologique et modélisation de l'Univers des tout premiers instants après le Big Bang jusqu'à nos jours

INSCRIPTION

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URL du projet : http://cosmologyathome.org

OS / Clients :

Applications optimisées : Aucune

• Premiers tests du projet le 31 Mars 2007
• Groupe de recherche de l'Université de l'Illinois situé dans les villes jumelles de Champaign et Urbana
• Page internet de Ben Wandelt (en anglais)
• L'équipe du projet (en anglais)
• Publications (en anglais)

Les partenaires du projet

SOMMAIRE :

• Le Rayonnement Cosmique Fossile (Micro-Onde)
• Paramètres cosmologiques

Le Rayonnement Cosmique Fossile (Micro-Onde)

Depuis sa découverte, permettant à Penzias et Wilson d'obtenir le prix Nobel à la fin des années 60, le rayonnement cosmique micro-onde (CMB) est devenu la pierre angulaire de la cosmologie. Ce rayonnement a été émis lorsque l'univers n'était âgé que de 300 000 ans à peine. Il permet donc de visualiser la jeunesse de l'univers tel qu'il se présentait lorsqu'il était 40 000 fois plus jeune qu'aujourd'hui. Sa principale caractéristique est sa remarquable uniformité d'intensité dans toutes les directions. Sur ce rayonnement isotrope se greffe de petites fluctuations (environ 105 fois plus faibles que la luminosité (ou la température) du rayonnement uniforme) formant des anisotropies (ou fluctuactions)

Le satellite COBE

Ces anisotropies furent détectées de manière fiable pour la première fois par le satellite COBE à faible résolution au début des années 90. Depuis, les observations de COBE ont été confirmées et largement généralisées via l'utilisation d'autres instruments allant des instruments terrestres, à ceux placés dans la haute-atmosphère et dans l'espace. Très récemment, la présence de ces anisotropies dans le schéma de polarisation du rayonnement cosmique a été découverte, en accord avec les attentes théoriques. Cette polarisation anisotropique, encore plus faible que les fluctuations de la température du rayonnement cosmique micro-onde, porte des informations supplémentaires de valeur. Extraire les propriétés de corrélation de ces anisotropies sur la sphère céleste permet d'obtenir des mesures précises des propriétés globales de l'univers telles que sa densité globale et sa géométrie, sa composition et ses propriétés aux tout premiers moment de son existence.
Ces informations sont quantitativement encodées dans les paramètres cosmologiques (CP). Comme aucune autre observation cosmologique ne peut le faire, des analyses détaillées des anisotropies du rayonnement cosmique permettent de déterminer la structure, les propriétés et les ingrédients de l'univers sur des échelles extrêmement grande et à des temps très jeunes ; c'est à dire les bases sur lesquelles s'appuie n'importe quelle description théorique de l'histoire cosmique.

Satellite Planck (vue d'artiste) ESA

Ces observations directes de l'univers lorsqu'il était âgé de 300 000 ans peuvent être reliées avec un haut degré de confiance aux paramètres cosmologiques, parce que la physique qui gouverne les anisotropies du rayonnement cosmique est simple au niveau conceptuel. Tout comme nous pouvons déduire quand, où et comment la surface d'un lac a été perturbée par la façon dont les ventres et les noeuds d'une onde (ventre : partie de l'onde où la variation en amplitude est maximale, noeud : partie de l'onde où la variation en amplitude est nulle (amplitude constante dans le temps)) arrivent sur la rive, nous pouvons utiliser les propriétés statistiques de la température des anisotropies du rayonnement cosmique pour en déduire plus sur l'histoire et la nature des perturbations à des temps très jeunes, c'est à dire jusqu'au moment où notre compréhension de la physique s'arrête : le Temps de Planck.

L'immédiateté de l'impact des observations du rayonnement cosmique sur nos connaissances des propriétés globales de l'univers et des premiers instants de sa création a mené à une explosion de l'intérêt dans ce domaine scientifique, tant au niveau de la théorie que de l'observation. Du point de vue théorique, la théorie de la physique fondamentale des particules regarde de plus en plus vers la cosmologie comme guide sur la voie de la théorie de l'unification de toutes les interactions. Du côté des observations, les USA mènent un effort international pour générer des données de haute qualité sur le rayonnement cosmique. L'apogée de cet effort consiste en une série d'observatoires spatiaux du rayonnement cosmique menés par la sonde Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (actuellement en service et remplissant de manière adéquate sa mission) et le futur satellite Planck.

Dans un univers globalement isotrope, l'information n'est pas contenue dans les caractéristiques locales des anisotropies du rayonnement cosmique comme la position absolue (c'est à dire par rapport à un référentiel fixe) et la forme des points froids et chauds, mais dans le motif ou la texture globale du champ. Les informations sont contenues uniquement dans les propriétés du champ qui dépendent des distances angulaires relatives entre 2 points du ciel. Mathématiquement, les anisotropies du rayonnement cosmique sont localisées en suivant un "Gaussian random field" (Champ dont la distribution est régie par des fonctions de probabilité de densité Gaussienne), où des statistiques sur 2 points spécifient tous les moments d'ordre supérieur, ce qui signifie que les coefficients angulaires de puissance du spectre (Cl) des anisotropies contiennent toutes ces informations. En s'appuyant sur le paradigme standard de la cosmologie, l'univers est isotrope et les fluctuations primordiales, et donc le CMB, sont gaussiens. La théorie cosmologique prédit les Cl pour un jeu de paramètres cosmologiques fixés. La mesure de la puissance spectrale Cl est donc le but principal de toutes les expériences sur le rayonnement cosmique.

Améliorations successives des observations des anisotropies (ou fluctuations) du fond diffus cosmologique

Paramètres cosmologiques

Différentes propriétés rendent possibles l'existence (potentielle) d'une large variété d'Univers, dont le notre. Ces propriétés sont décrites par un ensemble d'environ 10 paramètres ou plus. Chaque paramètre décrit une propriété fondamentale de l'univers.

1ère catégorie

Le contenu et la géométrie de notre Univers

1.1 La densité moyenne de la matière noire dans l'Univers (Omega_cdm)

1.2 La densité moyenne de la matière ordinaire (baryons) dans l'Univers (Omega_b)

1.3 La densité moyenne de l'énergie sombre dans l'Univers (Omega_Lambda)

1.4 La densité moyenne des neutrino (Omega_nu)

1.5 La vitesse d'expansion de l'Univers (H_0, la constante de Hubble)

La densité totale (somme de 1.1 à 1.4) détermine la géométrie de l'Univers grâce aux équations d'Einstein

2ème catégorie

La "physique du commencement". Ce sont des paramètres qui décrivent la physique lors des tout premiers instants après le Big Bang qui est le responsable des premières fluctuations de densité, la petite graine de toute les structures dans l'Univers.

2.1 Taille et amplitude des fluctuations primordiales : A.

2.2 Caractéristiques des corrélations entre les fluctuations primordiales (n_s, dln n_s/dln k)

2.3 Proportion de fluctuations de densité et de vagues gravitationnelles (r=T/S)

3ème catégorie

Propriétés de la matière noire. Ces paramètres décrivent les propriétés génériques de l'énergie noire comme un fluide cosmologique.

3.1 Paramètre de l'équation d'état (w)

3.2 Taux de variation du paramètre de l'équation d'état (w_a)

3.3 Vitesse du son à l'intérieur de l'énergie sombre (c_s^2)

En fait, de nombreuses possibilités supplémentaires pourraient être explorées. Dans la 2ème catégorie, on pourrait définir des paramètres supplémentaires pour diversifier les théories relatives à la création des perturbations primordiales, la première catégorie pourrait être élargie pour tester la présence de particules actuellement inconnues, et la 3ème catégorie pourrait être modifiée pour compter en son sein des paramètres spécifiques à un modèle particulier d'énergie sombre.

En gros avec ce large ensemble de paramètres, disons 15 à 20, examiner ne serait-ce que deux valeurs possibles pour chaque paramètre exigerait de calculer un nombre énorme de modèles. Deux paramètres avec chacun deux valeurs signifierait 4 calculs, 3 paramètres donne 8 calculs, et ainsi de suite. Un total de n paramètres donnerait 2ⁿ calculs de puissance - cela donne plus d'un million de possibilités pour tester le strict minimum de variations. Nous utilisons des algorithmes d'apprentissage sophistiqués pour rechercher dans ce large ensemble de paramètres des modèles en accords avec les données et nous utiliserons les possibilité de Cosmology@Home pour calculer des millions de modèles qui "formeront" ces algorithmes.