Cosmologie observationnelle - Observational cosmology

La cosmologie observationnelle est l'étude de la structure, de l'évolution et de l'origine de l' univers à travers l' observation , à l'aide d'instruments tels que des télescopes et des détecteurs de rayons cosmiques .

Premières observations

La science de la cosmologie physique telle qu'elle est pratiquée aujourd'hui avait son sujet défini dans les années qui ont suivi le débat Shapley-Curtis lorsqu'il a été déterminé que l' univers avait une plus grande échelle que la galaxie de la Voie lactée . Cela a été précipité par des observations qui ont établi la taille et la dynamique du cosmos qui pourrait être expliqué par Albert Einstein de la théorie de la relativité générale . À ses débuts, la cosmologie était une science spéculative basée sur un nombre très limité d'observations et caractérisée par une querelle entre les théoriciens de l' état stationnaire et les promoteurs de la cosmologie du Big Bang . Ce n'est que dans les années 1990 et au-delà que les observations astronomiques pourraient éliminer les théories concurrentes et conduire la science vers « l'âge d'or de la cosmologie », annoncé par David Schramm lors d'un colloque de l'Académie nationale des sciences en 1992.

La loi de Hubble et l'échelle de distance cosmique

L'astronome Edwin Hubble

Les mesures de distance en astronomie ont historiquement été et continuent d'être perturbées par une incertitude de mesure considérable. En particulier, alors que la parallaxe stellaire peut être utilisée pour mesurer la distance aux étoiles proches, les limites d'observation imposées par la difficulté de mesurer les minuscules parallaxes associées aux objets au-delà de notre galaxie ont obligé les astronomes à rechercher d'autres moyens de mesurer les distances cosmiques. À cette fin, une mesure de bougie standard pour les variables des céphéides a été découverte par Henrietta Swan Leavitt en 1908, ce qui fournirait à Edwin Hubble le barreau de l' échelle de distance cosmique dont il aurait besoin pour déterminer la distance à la nébuleuse spirale . Hubble a utilisé le 100 pouces télescope Hooker à l' observatoire du mont Wilson pour identifier les différentes étoiles dans ces galaxies , et déterminer la distance aux galaxies en isolant Céphéides individuelles. Cela a fermement établi la nébuleuse spirale comme étant des objets bien en dehors de la galaxie de la Voie lactée. Déterminer la distance aux « univers insulaires », comme ils étaient surnommés dans les médias populaires, a établi l'échelle de l'univers et a réglé une fois pour toutes le débat Shapley-Curtis.

En 1927, en combinant diverses mesures, dont les mesures de distance de Hubble et les déterminations de décalages vers le rouge de Vesto Slipher pour ces objets, Georges Lemaître a été le premier à estimer une constante de proportionnalité entre les distances des galaxies et ce qu'on a appelé leurs "vitesses de récession", trouvant une valeur d'environ 600 km/s/Mpc. Il a montré que cela était théoriquement attendu dans un modèle d'univers basé sur la relativité générale . Deux ans plus tard, Hubble montra que la relation entre les distances et les vitesses était une corrélation positive et avait une pente d'environ 500 km/s/Mpc. Cette corrélation serait connue sous le nom de loi de Hubble et servirait de fondement d'observation pour les théories de l'univers en expansion sur lesquelles la cosmologie est toujours basée. La publication des observations de Slipher, Wirtz, Hubble et de leurs collègues et l'acceptation par les théoriciens de leurs implications théoriques à la lumière de la théorie de la relativité générale d'Einstein est considérée comme le début de la science moderne de la cosmologie.

Abondances de nucléides

La détermination de l' abondance cosmique des éléments a une histoire qui remonte aux premières mesures spectroscopiques de la lumière provenant d'objets astronomiques et à l'identification des raies d' émission et d' absorption qui correspondaient à des transitions électroniques particulières dans les éléments chimiques identifiés sur Terre. Par exemple, l'élément Hélium a d'abord été identifié grâce à sa signature spectroscopique dans le Soleil avant d'être isolé sous forme de gaz sur Terre.

Le calcul des abondances relatives a été réalisé par des observations spectroscopiques correspondantes aux mesures de la composition élémentaire des météorites .

Détection du fond diffus cosmologique

le CMB vu par WMAP

Un fond diffus cosmologique a été prédit en 1948 par George Gamow et Ralph Alpher , et par Alpher et Robert Herman comme étant dû au modèle chaud du Big Bang . De plus, Alpher et Herman ont pu estimer la température, mais leurs résultats n'ont pas été largement discutés dans la communauté. Leur prédiction a été redécouverte par Robert Dicke et Yakov Zel'dovich au début des années 1960 avec la première reconnaissance publiée du rayonnement CMB en tant que phénomène détectable apparu dans un bref article des astrophysiciens soviétiques AG Doroshkevich et Igor Novikov , au printemps 1964. Dans 1964, David Todd Wilkinson et Peter Roll, collègues de Dicke à l'Université de Princeton , ont commencé à construire un radiomètre Dicke pour mesurer le fond diffus cosmologique. En 1965, Arno Penzias et Robert Woodrow Wilson à Crawford Hill des laboratoires Bell Telephone dans le canton voisin de Holmdel, New Jersey avaient construit un radiomètre Dicke qu'ils avaient l'intention d'utiliser pour des expériences de radioastronomie et de communication par satellite. Leur instrument avait une température d'antenne excessive de 3,5 K dont ils ne pouvaient pas tenir compte. Après avoir reçu un appel téléphonique de Crawford Hill, Dicke a dit en plaisantant: "Les garçons, nous avons été ramassés." Une réunion entre les groupes de Princeton et de Crawford Hill a déterminé que la température de l'antenne était bien due au bruit de fond des micro-ondes. Penzias et Wilson ont reçu le prix Nobel de physique 1978 pour leur découverte.

Observations modernes

Aujourd'hui, la cosmologie observationnelle continue de tester les prédictions de la cosmologie théorique et a conduit au raffinement des modèles cosmologiques. Par exemple, les preuves d'observation de la matière noire ont fortement influencé la modélisation théorique de la structure et de la formation des galaxies . En essayant de calibrer le diagramme de Hubble avec des bougies standard de supernova précises , des preuves d'observation de l'énergie noire ont été obtenues à la fin des années 1990. Ces observations ont été intégrées dans un cadre à six paramètres connu sous le nom de modèle Lambda-CDM qui explique l'évolution de l'univers en termes de ses matériaux constitutifs. Ce modèle a ensuite été vérifié par des observations détaillées du fond diffus cosmologique, notamment grâce à l' expérience WMAP .

Sont inclus ici les efforts d'observation modernes qui ont directement influencé la cosmologie.

Enquêtes Redshift

Avec l'avènement des télescopes automatisés et les améliorations apportées aux spectroscopes , un certain nombre de collaborations ont été réalisées pour cartographier l'univers dans l' espace à décalage vers le rouge . En combinant le décalage vers le rouge avec des données de position angulaire, un levé de décalage vers le rouge cartographie la distribution 3D de la matière dans un champ du ciel. Ces observations sont utilisées pour mesurer les propriétés de la structure à grande échelle de l'univers. La Grande Muraille , un vaste superamas de galaxies de plus de 500 millions d' années-lumière de large, fournit un exemple dramatique d'une structure à grande échelle que les relevés de décalage vers le rouge peuvent détecter.

Le premier levé redshift était le CfA Redshift Survey , commencé en 1977 avec la collecte de données initiale achevée en 1982. Plus récemment, le 2dF Galaxy Redshift Survey a déterminé la structure à grande échelle d'une section de l'Univers, mesurant les valeurs z pour plus de 220 000 galaxies; la collecte de données a été achevée en 2002, et l' ensemble de données final a été publié le 30 juin 2003. (En plus de cartographier les modèles de galaxies à grande échelle, 2dF a établi une limite supérieure sur la masse des neutrinos .) Une autre enquête notable, le Sloan Digital Sky Survey ( SDSS), est en cours depuis 2011 et vise à obtenir des mesures sur environ 100 millions d'objets. Le SDSS a enregistré des décalages vers le rouge pour des galaxies aussi élevés que 0,4, et a été impliqué dans la détection de quasars au-delà de z = 6. Le DEEP2 Redshift Survey utilise les télescopes Keck avec le nouveau spectrographe "DEIMOS" ; un suivi du programme pilote DEEP1, DEEP2 est conçu pour mesurer les galaxies faibles avec des décalages vers le rouge de 0,7 et plus, et il est donc prévu de fournir un complément à SDSS et 2dF.

Expériences de fond de micro-ondes cosmiques

Après la découverte du CMB, des centaines d'expériences de fond diffus cosmologique ont été menées pour mesurer et caractériser les signatures du rayonnement. L'expérience la plus connue est probablement le satellite NASA Cosmic Background Explorer (COBE) qui a orbité en 1989-1996 et qui a détecté et quantifié les anisotropies à grande échelle à la limite de ses capacités de détection. Inspirée par les premiers résultats COBE d'un fond extrêmement isotrope et homogène, une série d'expériences au sol et en ballon a quantifié les anisotropies du CMB à des échelles angulaires plus petites au cours de la prochaine décennie. L'objectif principal de ces expériences était de mesurer l'échelle angulaire du premier pic acoustique, pour lequel COBE n'avait pas une résolution suffisante. Les mesures ont pu exclure les cordes cosmiques en tant que théorie principale de la formation de la structure cosmique, et ont suggéré que l'inflation cosmique était la bonne théorie. Au cours des années 1990, le premier pic a été mesuré avec une sensibilité croissante et en 2000, l' expérience BOOMERanG a signalé que les fluctuations de puissance les plus élevées se produisent à des échelles d'environ un degré. Avec d'autres données cosmologiques, ces résultats impliquaient que la géométrie de l'Univers est plate . Un certain nombre d' interféromètres au sol ont fourni des mesures des fluctuations avec une plus grande précision au cours des trois années suivantes, notamment le Very Small Array , l' interféromètre à échelle angulaire de degré (DASI) et le Cosmic Background Imager (CBI). DASI a effectué la première détection de la polarisation du CMB et le CBI a fourni le premier spectre en mode E avec des preuves convaincantes qu'il est déphasé par rapport au spectre en mode T.

En juin 2001, la NASA a lancé une deuxième mission spatiale CMB, WMAP , pour effectuer des mesures beaucoup plus précises des anisotropies à grande échelle sur tout le ciel. Les premiers résultats de cette mission, divulgués en 2003, étaient des mesures détaillées du spectre de puissance angulaire à des échelles inférieures aux degrés, contraignant étroitement divers paramètres cosmologiques. Les résultats sont largement cohérents avec ceux attendus de l'inflation cosmique ainsi que de diverses autres théories concurrentes, et sont disponibles en détail au centre de données de la NASA pour le fond cosmique micro-ondes (CMB) (voir les liens ci-dessous). Bien que WMAP ait fourni des mesures très précises des fluctuations à grande échelle angulaire dans le CMB (structures à peu près aussi grandes dans le ciel que la Lune), il n'avait pas la résolution angulaire pour mesurer les fluctuations à plus petite échelle qui avaient été observées à l'aide des précédentes techniques au sol. interféromètres basés.

Une troisième mission spatiale, Planck , a été lancée en mai 2009. Planck utilise à la fois des radiomètres HEMT et une technologie de bolomètre et mesure les anisotropies CMB à une résolution plus élevée que WMAP. Contrairement aux deux missions spatiales précédentes, Planck est une collaboration entre la NASA et l' Agence spatiale européenne (ESA). Ses détecteurs ont fait l'objet d'essais au télescope Antarctique Viper en tant qu'expérience ACBAR ( Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ) - qui a produit les mesures les plus précises à de petites échelles angulaires à ce jour - et au télescope à ballon Archeops .

Des instruments au sol supplémentaires tels que le télescope du pôle Sud en Antarctique et le projet Clover proposé , le télescope de cosmologie d'Atacama et le télescope QUIET au Chili fourniront des données supplémentaires non disponibles à partir des observations satellitaires, y compris éventuellement la polarisation en mode B.

Observations au télescope

Radio

Les sources les plus brillantes d'émission radio à basse fréquence (10 MHz et 100 GHz) sont les radiogalaxies qui peuvent être observées avec des décalages vers le rouge extrêmement élevés. Ce sont des sous-ensembles des galaxies actives qui ont des caractéristiques étendues appelées lobes et jets qui s'éloignent des noyaux galactiques à des distances de l'ordre du mégaparsec . Parce que les radiogalaxies sont si brillantes, les astronomes les ont utilisées pour sonder des distances extrêmes et les premiers temps de l'évolution de l'univers.

Infrarouge

Les observations dans l' infrarouge lointain , y compris l'astronomie submillimétrique, ont révélé un certain nombre de sources à des distances cosmologiques. À l'exception de quelques fenêtres atmosphériques , la majeure partie de la lumière infrarouge est bloquée par l'atmosphère, de sorte que les observations ont généralement lieu à partir de ballons ou d'instruments spatiaux. Les expériences d'observation actuelles dans l'infrarouge comprennent le NICMOS , le spectrographe des origines cosmiques , le télescope spatial Spitzer , l' interféromètre de Keck , l' observatoire stratosphérique pour l'astronomie infrarouge et l' observatoire spatial Herschel . Le prochain grand télescope spatial prévu par la NASA, le télescope spatial James Webb explorera également dans l'infrarouge.

Un relevé infrarouge supplémentaire, le Two-Micron All Sky Survey , a également été très utile pour révéler la distribution des galaxies, similaire à d'autres relevés optiques décrits ci-dessous.

Rayons optiques (visibles à l'œil humain)

La lumière optique est toujours le principal moyen par lequel l'astronomie se produit, et dans le contexte de la cosmologie, cela signifie observer des galaxies lointaines et des amas de galaxies afin d'en apprendre davantage sur la structure à grande échelle de l'Univers ainsi que sur l' évolution des galaxies . Les levés Redshift ont été un moyen commun par lequel cela a été accompli avec certains des plus célèbres, notamment le 2dF Galaxy Redshift Survey , le Sloan Digital Sky Survey et le futur Large Synoptic Survey Telescope . Ces observations optiques utilisent généralement soit la photométrie, soit la spectroscopie pour mesurer le décalage vers le rouge d'une galaxie puis, via la loi de Hubble , déterminer sa distance modulo les distorsions du décalage vers le rouge dues à des vitesses particulières . De plus, la position des galaxies vue dans le ciel en coordonnées célestes peut être utilisée pour obtenir des informations sur les deux autres dimensions spatiales.

Les observations très profondes (c'est-à-dire sensibles aux sources faibles) sont également des outils utiles en cosmologie. Les champs Hubble Deep Field , Hubble Ultra Deep Field , Hubble Extreme Deep Field et Hubble Deep Field South en sont tous des exemples.

Ultra-violet

Voir Astronomie ultraviolette .

rayons X

Voir Astronomie aux rayons X .

Rayons gamma

Voir Astronomie des rayons gamma .

Observations des rayons cosmiques

Voir Observatoire des rayons cosmiques .

Observations futures

Les neutrinos cosmiques

C'est une prédiction du modèle du Big Bang que l'univers est rempli d'un rayonnement de fond de neutrinos , analogue au rayonnement de fond de micro-ondes cosmique . Le fond des micro-ondes est une relique de l'époque où l'univers avait environ 380 000 ans, mais le fond des neutrinos est une relique de l'époque où l'univers avait environ deux secondes.

Si ce rayonnement de neutrinos pouvait être observé, ce serait une fenêtre sur les tout premiers stades de l'univers. Malheureusement, ces neutrinos seraient désormais très froids et donc impossibles à observer directement.

Ondes gravitationnelles

Voir également

Les références