WMAP et la mesure des anisotropies du rayonnement de fond cosmologique

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WMAP et la mesure des anisotropies du rayonnement
de fond cosmologique
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Le rayonnement de fond cosmologique

• Prédit par George Gamow en 1948 et par Ralph
  Alpher et Robert Herman en 1950
• Observé en 1965 par Arno Penzias et Robert
  Wilson (Bell Lab) comme bruit sur un récepteur
  radio ? Prix Nobel 1978
• Deux papiers dans Phys. Rev.
• Penzias et Wilson sur les observations
• Dicke, Peebles, Roll, Wilkinson sur
  linterprétation cosmologique

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Histoire de lunivers
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Rayonnement de fond cosmologique

• Derniers photons diffusés au moment du découplage
  dû à la re(?)combinaison des e- avec les noyaux
• Rayonnement de corps noir à 2.725 K
• Mesures faites par COBE (rayonnement très
  isotrope)

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Anisotropies

• Différence entre les régions les plus chaudes et
  les moins chaudes de lordre de 0.0005K

Régions de haute densité au moment de la dernière
diffusion plus chaudes, régions de moindre
densité plus froides.
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Origine des anisotropies et ondes acoustiques

• Variations dans le potentiel gravitationnel dues
  aux variations de densité créées par des
  fluctuations quantiques agrandies par
  linflation.
• Avant la recombinaison T gt 3000K fluide (plasma)
  de photons et baryons
• La gravité tend à comprimer le fluide dans les
  puits de potentiel des régions de haute densité,
  et la pression de radiation résiste ondes
  acoustiques.

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Ondes acoustiques
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Recombinaison

• Lorsque T lt 3000 K, les électrons libres qui
  emprisonnaient les photons dans le fluide
  disparaissent pour former les atomes
  dhydrogène.
• Les photons quittent les régions de compression
  ou de raréfaction à cette époque (dernière
  diffusion) ? régions de haute ou de basse
  température dans le rayonnement de fond.
• Les pics forment une série harmonique en nombre
  donde basé sur la grandeur de lhorizon sonique
  lors de la dernière diffusion.
• Les photons subissent aussi un redshift quand ils
  sortent des puits de potentiel.

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Modes des ondes acoustiques
Depuis linflation jusquà la recombinaison
(300000 ans), les ondes ont pu osciller un
certain nombre de fois avant de geler. Chaque
mode donne une grandeur caractéristique entre les
extrema, traduite en angles vus sur le ciel (1
pour le premier mode et plus petit pour les
autres). Il est usuel dexprimer les
anisotropies de température du rayonnement de
fond sur le ciel comme une expansion en
harmoniques sphériques Puissance pour une
échelle angulaire

Tous les m équivalents (ciel
statistiquement isotrope)
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Décomposition en multipôles
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Plateau de Sachs-Wolfe

• Le plateau Sachs-Wolfe (à l lt 100 dans le spectre
  de puissance) vient de perturbations de périodes
  plus grande que lâge de lunivers au moment de
  la dernière diffusion.
• Les photons du rayonnement de fond perdent de
  lénergie en sortant des puits de potentiel
  associés avec ces perturbations de densité de
  grande longueur donde.
• Si les fluctuations sont à peu près invariantes
  déchelle (comme le prédit linflation), le
  plateau est plat.

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Pics

• Au temps de recombinaison, les pics pairs sont au
  maximum de raréfaction, les pics impairs, au
  maximum de compression
• Les positions des pics de ce spectre fournissent
  énormément dinformations.

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1er pic

1er pic (k p / s) 1ere compression lors de
la dernière diffusion. Pour un univers ouvert,
lhorizon sonique va correspondre à un
angle plus petit Détemination
de la courbure selon la position du premier pic
!
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2ème pic
Plus le nombre de baryons est grand dans le
plasma, plus la compression est grande par
rapport à la raréfaction. Le rapport entre le
1er et le 2eme pic nous donne le nombre de
baryons.
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3ème pic
Le troisième pic nous donne le rapport entre
matière et radiation. On connaît la
quantité de baryons, on connaît la quantité de
radiation, on peut donc en extraire la quantité
de matière sombre.
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Atténuation des pics subséquents

• Lors de la recombinaison, les photons effectuent
  une marche aléatoire avant leur dernière
  diffusion.
• Si leur libre parcours moyen est du même ordre de
  grandeur que la distance de fluctuation les
  oscillations sont amorties.
• Libre parcours moyen (mode à partir de laquelle
  les pics sont amortis) ? courbure de lunivers.
• Ou, en connaissant la courbure trouver, à
  partir du libre parcours moyen, les densités
  baryoniques et de matière correspondantes.
• ? Permet de contre-vérifier les valeurs données
  par les autres pics.

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Pics résumé
plateau Sachs-Wolfe
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WMAP

• Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
• Objectif cartographier la température du
  rayonnement de fond cosmologique pour tout le
  ciel, avec une résolution de moins de 0.3 et une
  sensibilité de 20mK par pixel de 0.3
• Données stockées dans des archives en ligne
• Legacy Archive for Microwave Background Data
  Analysis (LAMBDA)
• Mesure non seulement la température, mais aussi
  la polarisation (formation des étoiles, etc)

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Historique de WMAP

• 1995 Proposé à la NASA
• 1997 Approuvé pour développement
• 30/06/2001 Lancement à bord de DELTA-II
• 1/10/2001 Arrive à L2
• 08/2002 A couvert tout le ciel deux fois
• 02/2003 Première données publiées
• 08/2003 A complété ses 4 couvertures du ciel.
• 45x la sensibilité et 33x la résolution de COBE

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WMAP, les outils
 

• Paire de télescopes (primaires 1.4m x 1.6m,
  scondaires 0.9m x 1.0 m) focussant la radiation
  micro-onde de deux points dans le ciel séparés
  par 140, transmise à 10 récepteurs différentiels
  
• Utilise des radiomètres micro-ondes différentiels
  pour mesurer les différence de température entre
  deux points dans le ciel.
• Tout le système est protégé par un écran solaire
  supportant les panneaux solaires
• Certaines parties refroidies passivement
  (radiateurs) jusquà environ 95 K.

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Fiche technique
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Élimination du bruit

• Différentes bandes de fréquence pour faciliter
  lélimination du bruit.

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Calibration
Les données vont être calibrées en différence de
température en se servant du signal attendu pour
lanisotropie dipolaire provenant du mouvement du
soleil par rapport au rayonnement de fond
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Orbite
L2 instable, donc corrections à la trajectoire
nécessaires
Grande distance de la Terre protège des émissions
de la Terre, du champ magnétique Environnement
thermal stable La Terre, le Soleil et la Lune
toujours derrière la visée 100 efficace
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Scan du ciel
Le signal mesuré est T(A)-T(B) Pour connaître
T(A), utilise un T(B) estimé par une itération
précédante. La température du pixel i est
déterminée par la moyenne sur toutes les
observations de i corrigées par lestimation du
signal sur les pixels associés. On doit donc
avoir plusieurs mesures différentielles
différentes pour chaque i.
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Résultats de WMAP
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Résultats (WMAP autres mesures)

• Lunivers a 13.7 milliards dannées (1)
• Premières étoiles 200 millions dannées ABB
• Surface de dernière diffusion 379 000 ans ABB
• Contenu de lunivers
• 4 atomes
• 23 matière sombre froide
• 73 énergie sombre
• Contraintes sur lénergie sombre
• constante cosmologique plutôt que
• quintessence (pas mise à mort)
• Valeur de la constante de Hubble 71 km/sec/Mpc
  (5)
• Nouvelle preuve de linflation
• Univers plat

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Valeur des paramètres obtenus
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PLANCK 2007 ?
Agence spatiale européenne Lancement prévu sur
Ariane-5 en 2007 vers L2 Utilisation de
bolomètres refroidis à lhélium liquide 3x la
résolution de WMAP Meilleure suppression des
bruits