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Vers quelque direction que l’on orienterait nos télescopes, en supposant qu’ils soient suffisamment puissants pour collecter les rayonnements électromagnétiques émis il y a plus de 13,799 milliard d’années-lumière, nous ne pourrions « regarder » plus loin dans l’espace ou avant dans le passé car la surface dite de « dernière-diffusion » (les photons interagissant immédiatement avec les électrons encore « libres ») constitue un mur infranchissable à l’observation utilisant ces rayonnements. En effet, avant d’arriver au volume correspondant à cette surface (quelques dizaines de millions d’années-lumière de diamètre), dilaté par l’inflation puis l’expansion, l’Univers né du Big-bang 380.000 ans auparavant, ne pouvait émettre aucune radiation électromagnétique (c’était un « corps-noir » parfait), sa densité étant jusque-là trop élevée. C’est alors seulement, l’expansion continuant à réduire la densité, qu’apparaît la « première lumière » résultant de la libération des photons de la matière (les protons disposant alors de suffisamment d’espace pour prendre le contrôle des électrons). Théorisée par George Gamow dans les années 1940, découverte fortuitement par Arno Penzias et Robert Wilson en 1965, on a nommé cette surface le « Fond-diffus-cosmologique », en Anglais « Cosmic Microwave Background » ou communément « CMB », et c’est ce CMB qui a constitué le premier objet d’étude du télescope Planck.
Si en Anglais on parle de « micro-ondes », c’est que le pic d’émission du CMB se situe, aujourd’hui, dans la bande du spectre électromagnétique, qui se trouve dans la zone des micro-ondes, entre le rayonnement infrarouge-lointain et les ondes-radio. Si on a estimé qu’il provient de l’origine de l’Univers c’est qu’il est « isentropique » c’est-à-dire qu’il ne dépend pas d’un astre, d’une galaxie ou d’un système de galaxies mais qu’il est partout à peu près égal avec en moyenne une température de 2,725°K, une longueur d’onde de 3 mm, un pic de fréquence à 100 GHz, avec quelques irrégularités que l’on appelle « anisotropies », qui sont de très faibles différences de température selon la direction des micro-ondes (de l’ordre de 1/10000 par rapport à la moyenne). Ces différences de température témoignent de différences de densité de la matière, sur lesquelles ensuite a joué la pesanteur (la force gravitationnelle). Elles témoignent de ce qui s’est passé « avant », lorsque les photons n’avaient pu encore échapper à la matière et elles annoncent ce qui va se passer « après » (formation des diverses concentrations de matière de notre Univers). L’objectif du télescope Planck était donc de dresser une carte aussi précise que possible de ces inhomogénéités et d’en déduire des indications sur la structure et l’évolution de l’Univers. NB : le CMB est un rayonnement dit « fossile » car sa source, l’événement qui l’a créé, remonte à 13,799 milliards d’années. Il était à l’origine beaucoup plus chaud (3000°K) et se situait dans le proche infrarouge. C’est le passage du Temps et la dilatation de l’Univers avec l’accroissement constant de la vitesse de fuite, qui a étiré de plus en plus les longueurs d’onde (effet Doppler).
Mais le télescope Planck a aussi étudié la phase d’après le CMB, qu’on appelle « le fonds diffus infrarouge », « CIB » (Cosmic Infrared Background), provenant de la période de formation des grandes structures de l’Univers. Le CIB comprend aussi bien le rayonnement des premières étoiles que celui des nuages de poussière échauffés par le rayonnement des étoiles. Comme le CMB, le CIB est un rayonnement très ancien, soumis de ce fait à un très fort effet Doppler. On voit tout de suite l’intérêt de cette seconde représentation du jeune Univers pour comprendre la première puisqu’elle donne une ébauche de l’évolution qui a conduit jusqu’à nous.
Le télescope Planck, nommé en hommage au physicien allemand, Max Planck, découvreur en 1900 de la forme du spectre du corps-noir, est un télescope spatial développé par l’ESA avec une participation NASA. Il remonte à 1993 et a sa source dans deux projets, l’un italien COBRA (Cosmic Background Radiation Anisotropy Satellite) qui prévoyait pour sa surface focale l’utilisation de transistors et l’autre français, SAMBA (SAtellite for Measurement of Background Anisotropies) qui prévoyait l’utilisation de bolomètres (des absorbeurs qui convertissent l’énergie cinétique du rayonnement électromagnétique incident en énergie interne. Les absorbeurs sont liés à des « thermomètres » qui traduisent les variations de température dans les variations de leurs propriétés électriques ou magnétiques). Sélectionné en 1996 en un projet combiné qui devient alors « Planck », le télescope comprend deux instruments, le HFI d’origine SAMBA et le TFI d’origine COBRA. Il est réalisé par un ensemble de plusieurs dizaines d’entreprises et de centres de recherches, sous la direction scientifique de l’IAS (Institut d’Astrophysique Spatiale, d’Orsay, en France) et de l’IASC (Istituto di Astrofisica Spaziale et Cosmica de Bologne), technique de Thalès Alenia Space. La NASA a participé (bolomètres, refroidisseurs, amplificateurs). La mission a été lancé en 2009. Elle avait pour objectif d’améliorer en précision de 20 à 30 fois les résultats obtenus par les deux missions précédentes visant le CMB, les missions COBE, lancée en 1989 et WMAP, lancée en 2001. Elle s’est terminée officiellement en juillet 2018 (bien après que les instruments aient cessé d’être opérationnels).
Le HFI pour High Frequency Instrument avait pour P.I. Jean-Loup Puget de l’IAS. Il opérait dans des bandes allant de 100 GHz à 850 GHz. Il utilisait 54 bolomètres, qui fonctionnaient d’autant mieux qu’ils étaient plus froids et il fallait évidemment descendre le plus possible en dessous de 2,725°K (température moyenne du CMB). On a atteint 0,1°K, par un dispositif complexe utilisant l’hélium liquide, ce qui permettait au HFI de percevoir beaucoup mieux que ses prédécesseurs les fluctuations autour du rayonnement du CMB. Bien entendu cela ne pouvait durer que tant qu’il y avait de l’hélium liquide disponible ; ce fut le cas jusqu’en janvier 2012.
Le LFI pour Low Frequency Instrument avait pour P.I. Nazzareno Mandolesi de l’IASC. Il opérait dans des fréquences allant de 30 à 70 GHz. Ce sont des fréquences inférieures au pic du CMB (100 GHz) mais cela a permis d’améliorer les observations du HFI et de leur donner un avant plan (le CIB). Ses radiomètres fonctionnaient avec une température de 20°K et il n’avait donc pas les mêmes exigences de refroidissement que le HFI.
La plateforme construite par Thalès Alenia Space était particulièrement étudiée pour éviter le réchauffement. Le télescope lui-même comprenait un miroir primaire et un miroir secondaire réfléchissant les rayonnements vers la surface focale comprenant les capteurs HFI et LFI, munis de leurs systèmes de refroidissement et de leur réserves de liquide cryogénique (36.000 litres d’hélium 4 et 12.000 litres d’hélium 3 pour HFI ; de l’hydrogène recyclable pour LFI, ce qui a permis un fonctionnement beaucoup plus long). La localisation était une orbite autour du point de Lagrange L2 (derrière la Terre par rapport au Soleil), pour bénéficier en permanence de l’éclairage du Soleil sur les panneaux solaires couvrant le fond de la plateforme de l’observatoire et éviter les émissions thermiques de la Terre. Un peu d’hydrazine, 160 kg, était utilisé pour les ajustements de trajectoire (il fallait évidemment suivre un plan d’exploration de la voûte céleste en évitant tout angle trop ouvert vers le Soleil (15° maximum d’inclinaison par rapport à la direction du Soleil). HFI a ainsi fonctionné entre juillet 2010 et le 17 janvier 2012 (épuisement de l’hélium). LFI a fonctionné jusqu’en octobre 2013.
Les résultats scientifiques ont été publiés une première fois en mars 2013, une deuxième fois fin 2014, et la version intégrale, définitive, plus fiable, des données avec les articles associés, a été publiée sur le site Web de l’ESA le 17 juillet 2018. Ils ont apporté un progrès évident à la représentation du CMB. Le CNES nous dit que cela renforce le « modèle standard » des cosmologues (qui repose sur une combinaison de matière ordinaire, matière noire et énergie noire). Une des conséquences importantes a été, grâce au HFI, la prise de connaissance de la polarisation du CMB (signaux 50 à 100 fois plus faible que ceux de la température et 10 à 20 fois plus faible que ceux du CIB) car elle détermine comment, au niveau microscopique, vibrent les ondes qui composent la lumière. C’est l’empreinte de la dernière interaction entre la lumière et la matière avant la libération des photons.
Mais toute réponse apporte de nouvelles questions ! On a ainsi constatée un taux d’expansion de l’Univers légèrement inférieur à ce qu’il devrait être d’après Hubble et une asymétrie des températures moyennes dans les deux hémisphères de la CMB. Elle est légèrement plus élevée au Sud qu’au Nord de l’écliptique. Le CMB n’est donc pas parfaitement isotrope et homogène ! Par ailleurs un point froid, bien plus important qu’une simple fluctuation apparaît dans le Sud-Est de l’hémisphère Sud. Les astrophysiciens réfléchissent ! Maintenant, ils pourraient être aidés par de nouveaux progrès technologiques. On pourrait construire un « super-Planck » pour observer encore plus finement la surface de dernière-diffusion. Si nous voulons aller encore plus loin, pour la transpercer, il nous faudrait utiliser d’autres rayonnements que les rayonnements électromagnétiques. Je pense évidemment, pour demain, à l’astronomie des ondes gravitationnelles et, pour après-demain, à celle du rayonnement des neutrinos.
Image à la Une : comparaison de la précision de Planck par rapport à ses prédécesseurs COBE et WMAP constatée sur un même secteur de 10 degrés carrés du CMB (crédit NASA/JPL-CalTech/ESA). Les « grumeaux » sont les anisotropies.
Image ci-dessous (1) : Vue d’artiste du télescope Planck (crédit CNES, France).
Image ci-dessous (2): Les éléments du télescope Planck.
Liens :
contributions suisses au télescope:
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