Radiotélescope d'Arecibo


Radiotélescope d'Arecibo

Caractéristiques
Organisation
Université Cornell, National Science Foundation
Type
observatoire astronomique, radiotélescope +/-
Climat
Tropical
Site
http://www.naic.edu/
Lieu
Arecibo, Porto Rico ( États-Unis)
Pays
 États-Unis +/-
Coordonnées
18° 20′ 39″ N 66° 45′ 10″ O +/-
Localisation sur la carte des Petites Antilles

Le radiotélescope d’Arecibo est situé à Arecibo sur la côte nord de l’île de Porto Rico. Il est exploité par l’université Cornell avec un accord de coopération avec la National Science Foundation. L’observatoire fonctionne sous le nom National Astronomy and Ionosphere Center (NAIC) même si les deux noms sont officiellement utilisés.
Il est le plus grand radiotélescope simple jamais construit. Il collecte des données radioastronomiques, d'aéronomie terrestre et des données radar planétaires pour les scientifiques mondiaux. Son utilisation se fait après soumission de proposition à un comité indépendant.
Même s'il a été utilisé pour divers usages, il est utilisé principalement pour l'observation d'objets stellaires.

Sommaire
        1 Informations générales
        2 Conception et architecture
        3 Découvertes
        4 Utilisation
        5 Dans la culture
        6 Article connexe
        7 Voir aussi
        8 Liens externes

Informations générales
Le télescope d'Arecibo se distingue par sa grande taille : le diamètre de l'antenne principale est de 305 mètres, construite à l'intérieur de la dépression laissée par un effondrement. L'antenne est la plus grande antenne convergente incurvée du monde, ce qui lui donne la plus grande capacité de collecte d'ondes électromagnétiques. La surface de l'antenne est faite de 38 778 panneaux d'aluminium perforés, chacun mesurant environ 1 m sur 2 m, supportés par un maillage de câbles en acier.
C'est une antenne sphérique (par opposition à antenne parabolique). Cette forme provient de la méthode utilisée pour pointer le télescope. L'antenne est fixe mais le récepteur se positionne en son point focal pour intercepter les signaux réfléchis des différentes directions par la surface sphérique. Le récepteur est situé sur une plateforme de 900 tonnes suspendue à 150 m au-dessus de l'antenne par 18 câbles à partir de trois tours en béton armé, une de 110 m de hauteur et deux autres de 80 m de haut (les sommets des trois tours sont au même niveau). La plateforme possède une voie tournante de 93 m de long, en forme d'arc, sur laquelle sont montés l'antenne de réception, les réflecteurs secondaires et tertiaires. Cela permet au télescope d'observer n'importe quelle région du ciel dans un cône de 40 degrés autour du zénith local (entre -1 et 38 degrés de déclinaison). La localisation de Porto Rico près de l'équateur permet à Arecibo d'observer toutes les planètes du système solaire pendant environ la moitié de leur orbite.
Conception et architecture

La construction du télescope d'Arecibo a été initiée par le professeur William E. Gordon de l'Université Cornell, qui avait l'intention de l'utiliser à l'origine pour étudier l'ionosphère de la Terre. À l'origine, un réflecteur parabolique fixe, pointant dans une direction fixe avec une tour de 150 m pour porter l'équipement au foyer. Cette conception aurait eu un intérêt très limité pour d'autres domaines potentiels de recherche, tels que la science planétaire et la radioastronomie, qui ont besoin de viser différentes positions dans le ciel et de suivre ces positions pendant une longue période, alors que la Terre est en rotation. Ward Low de la Advanced Research Projects Agency (ARPA), a fait remarquer ce point faible et a mis Gordon en contact avec le Air Force Cambridge Research Laboratory (AFCRL) à Boston (Massachusetts) où un groupe dirigé par Phil Blacksmith travaillait sur les réflecteurs sphériques et un autre groupe étudiait la propagation des ondes radio dans et à travers la haute atmosphère. L'Université Cornell a proposé le projet à l'ARPA l'été 1958 et un contrat a été signé entre l'AFCRL et l'Université en novembre 1959. La construction a commencé l'été 1960 et l'ouverture officielle a eu lieu le 1er novembre 1963.
Le télescope a subi plusieurs modifications durant sa vie. La première grande modification a eu lieu en 1974 quand une surface haute précision a été ajoutée au réflecteur actuel. En 1997, un écran au sol a été installé autour du périmètre pour faire écran au rayonnement au sol et un transmetteur plus puissant a été installé.
Découvertes
Le télescope d'Arecibo a fait plusieurs découvertes importantes.
Le 7 avril 1964, peu après son inauguration, l'équipe de Gordon H. Pettengill l'a utilisé pour déterminer que la période de rotation de la planète Mercure n'était pas de 88 jours, comme ce qui était pensé, mais de seulement 59 jours.
En août 1989, l'observatoire a fait une image d'un astéroïde pour la première fois dans l'histoire : l'astéroïde (4769) Castalia.
L'année suivante, l'astronome polonais Aleksander Wolszczan a fait la découverte du pulsar PSR B1257+12, qui l'amènera plus tard à découvrir ses deux planètes en orbite. Elles furent les premières planètes extrasolaires jamais découvertes[réf. nécessaire].
Utilisation
Le télescope a également eu des utilisations militaires de renseignement, par exemple pour localiser les installations de radar soviétiques, en détectant leurs signaux rebondissant sur la Lune.
Arecibo est la source de données pour le projet SETI@home proposé par le laboratoire de sciences spatiales de l'Université de Berkeley.
En 1974, une tentative a été faite pour envoyer un message vers d'autres mondes. Un message de 1 679 bits a été transmis à partir du radiotélescope vers l'amas globulaire M13, qui se trouve à environ 25 000 années-lumière. Le modèle de 1 et 0 définit une image bitmap de 23 pixels par 73 qui inclut des nombres, des bonshommes dessinés, des formules chimiques et une image brute du télescope lui-même.
Article détaillé : Message d'Arecibo.
Du 3 au 7 mars 2001, l'observatoire a été utilisé pour observer l'astéroïde (29075) 1950 DA, considéré comme étant l'objet le plus proche de la Terre.
Dans la culture
Le télescope est apparu dans le film de James Bond GoldenEye, où Alec Trevelyan communiquait avec le satellite russe qui devait détruire Londres.
Dans l'épisode de X-Files intitulé Petits Hommes Verts, Fox Mulder est envoyé à l'observatoire d'Arecibo par un sénateur des États-Unis parce qu'ils ont été en contact avec une vie extraterrestre. L'observatoire devait être détruit par un groupe d'agents du gouvernement pour empêcher que le public découvre la vérité.
Il est apparu également dans les films Contact, The Arrival, The Losers et La Mutante 1.
Dans le jeu vidéo GoldenEye 007 sur Nintendo 64, la mission finale "Cradle" se déroule suspendu au dessus du télescope.
Dans le jeu de rôle COPS, dont l'action se passe entre 2030 et 2035, le télescope d'Ibanez au Mexique reçoit, le 5 mars 2028, un message en provenance d'une vie extraterrestre en réponse au message d'Arecibo.
Il est présent dans l'une des cartes du multijoueur de Battlefield 4, Transmission Pirate.

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Le télescope Noema découvre une formation d'étoiles inédite

Avec l’inauguration de la première des six nouvelles antennes, l’observatoire du Plateau de Bure, dans les Hautes-Alpes, est devenu Noema, le radiotélescope millimétrique le plus puissant de l’hémisphère nord. Ce nouveau télescope, à la pointe de la technologie moderne, vient de dévoiler sa première image astronomique : une vue inédite et spectaculaire d’une région de formation stellaire inconnue à ce jour. Noema montre ainsi qu’il sera l’un des télescopes phares dans les années à venir dans la recherche des régions les plus reculées où les interactions entre galaxies influencent l’évolution de notre univers.


Le 20/06/2015 à 13:32 - CNRS


 


 Le télescope Noema déployé sur le Plateau de Bure, dans les Hautes-Alpes, est actuellement composé de sept antennes de 15 mètres de diamètre. Cinq autres viendront compléter l’installation qui est d’ores et déjà l’interféromètre le plus puissant de l’hémisphère nord. © André Rambaud, Iram
Le télescope Noema déployé sur le Plateau de Bure, dans les Hautes-Alpes, est actuellement composé de sept antennes de 15 mètres de diamètre. Cinq autres viendront compléter l’installation qui est d’ores et déjà l’interféromètre le plus puissant de l’hémisphère nord. © André Rambaud, Iram
 
 
Conçu et exploité par l’Institut de radioastronomie millimétrique, Iram, Noema appartient à une nouvelle génération de radiotélescopes. Cet instrument est financé par le CNRS, ainsi que la MPG (Max-Planck-Gesellschaft), en Allemagne, et l’IGN (Instituto Geografico Nacional), en Espagne. Bien qu'encore en construction, il est déjà l’interféromètre le plus puissant de l’hémisphère nord. Il se compose actuellement de sept antennes de 15 mètres de diamètre, toutes équipées d’un système de réception inédit et ultrasensible approchant la limite quantique. D’ici à quatre ans, l’observatoire décuplera ses capacités : il sera doté de douze antennes au total qui ouvriront aux scientifiques un regard d’une finesse exceptionnelle sur notre univers.

Noema (NOrthern Extended Millimeter Array) vient de produire sa première image : un résultat exceptionnel puisqu’une équipe internationale de scientifiques a découvert une région de formation stellaire hyperactive, entièrement inconnue à ce jour et située dans le « Medusa merger » (NGC 4194), une collision ultralumineuse de deux galaxies à plus de 100 millions d’années-lumière de nous. Les observations ont révélé une région gigantesque, étendue sur plus de 500 années-lumière, peuplée de jeunes étoiles tout juste formées. Les étoiles sont encore enfouies dans les nuages de gaz et de poussière cosmique dans lesquelles elles naissent et sont, par conséquent, complètement invisibles par les télescopes optiques. En outre, aucune des observations précédentes de cette région, effectuées dans d’autres longueurs d’onde, n’a pu dévoiler ce qui se cachait derrière les nuages. Malgré les efforts des scientifiques, cette région spectaculaire, nommée « l’œil de Meduse », demeurait dans le noir.

Grâce à l’observatoire Noema, les astronomes ont pu détecter une région de formation stellaire très active dans le « Medusa merger ». L’image multilongueur d’onde montre « l’œil de Méduse » (orange) qui se situe directement en dessous du trou noir au centre de NGC 4194 (blanc et vert ici). © Iram, Nasa, Esa, Hubble Space Telescope, Hubble Legacy Archive
Grâce à l’observatoire Noema, les astronomes ont pu détecter une région de formation stellaire très active dans le « Medusa merger ». L’image multilongueur d’onde montre « l’œil de Méduse » (orange) qui se situe directement en dessous du trou noir au centre de NGC 4194 (blanc et vert ici). © Iram, Nasa, Esa, Hubble Space Telescope, Hubble Legacy Archive

L'œil de Méduse, une collision de galaxies

Les chercheurs ont donc tenté une nouvelle voie : grâce aux antennes Noema qui détectent les molécules de cyanure d’hydrogène (HCN) et de formylium (HCO+), ils ont enfin pu dévoiler la face cachée de « l’œil de Meduse ». « Je ne peux vous décrire à quel point nous étions étonnés de voir cette région s’illuminer d’un coup et de la voir briller de la lumière des milliers d’étoiles formées récemment », confie l’astronome coordinatrice du projet Sabine Kœnig (Iram). « Il se trouve que cette région est même la région la plus active de formation stellaire dans tout cet ensemble formé par la fusion galactique de deux galaxies, une pouponnière d’étoiles gigantesque ! »

Les études sur les collisions des galaxies et leur impact sur la formation stellaire sont fondamentales pour comprendre comment évoluent les galaxies et notre univers dans son ensemble. Roberto Neri (Iram), responsable scientifique de l’observatoire Noema, est très satisfait : « Ces observations démontrent que nous maitrisons parfaitement le nouvel instrument et à quel point la puissance de Noema nous permettra, dans les années à venir, de dévoiler et d’explorer la formation des étoiles aux endroits les plus enfouis de notre univers. »

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La Voie lactée, un poids lourd de 210 milliards de fois la masse du Soleil

CALCUL. L’équivalent de 210 milliards de fois la masse du Soleil, voilà la quantité de matière rassemblée dans un rayon de 60.000 années-lumière autour du centre galactique, soit le rayon du disque de notre galaxie… C’est ainsi que les astronomes expriment la masse des objets célestes, en nombre de fois la masse de notre étoile. Sachant que cette dernière pèse 1,989.1030 kg, alors un rapide calcul met la masse de la galaxie à 420.1039 kg, soit 4,2.1041 kg, autrement dit 42.000 milliards de milliards de milliards de milliards de kilogrammes. Voici donc la valeur la plus précise obtenue à ce jour par une équipe du département d’Astronomie de l’université de Columbia (Etats-Unis) grâce à une nouvelle méthode publiée dans la revue américaine The Astrophysical journal.

Repérer la vitesse des étoiles périphériques
Pour avancer cette estimation, les astrophysiciens n’ont pas chômé : la difficulté vient du fait qu’il est impossible de peser la Voie Lactée directement, alors que notre système solaire en fait partie… Il faut donc employer quelques astuces : repérer la vitesse des étoiles périphériques par exemple. En effet, la vitesse d’une étoile en rotation est fonction de sa distance au centre galactique et de la valeur de l’attraction gravitationnelle à cet endroit. Or, ce dernier paramètre est relié à la masse du disque… et plus l’étoile est au bord du disque galactique plus sa vitesse nous informe sur la masse de l’intégralité du disque. Pendant longtemps, les évaluations basées sur cette méthode donnaient une valeur entachée d’une grosse erreur… qui pouvaient atteindre jusqu’à quatre fois la valeur.

Le coup de pouce de Palomar 5
Les astronomes de Columbia ont utilisé les données d’un des relevés astronomiques les plus ambitieux, le Sloan Digital Sky Survey qui balaie depuis dix ans le ciel de l’hémisphère nord pour dresser des catalogues d’étoiles. Ils ont aussi bénéficié du supercalculateur de l’université de Columbia, le Yeti. Ils se sont intéressés aux "courants stellaires", ces trainées de gaz et d’étoiles qui gravitent au-delà du disque galactique. Un de ces courants baptisé Palomar 5 est particulièrement connu, car découvert dans les années 1950 par l'astrophysicien américain d’origine allemande Walter Baade. Les étoiles de Palomar 5 appartenaient à un amas d’étoiles qui s’est délité au cours du temps. Grâce à la mesure de leur vitesse, l’équipe a déterminé une fourchette de valeurs pour la masse de la galaxie.

Observer la forme des trainées d'étoiles
Puis ils ont affiné leur méthode en observant la forme de cette trainée d’étoiles : des sillons denses et régulièrement espacés, qui ne pouvaient pas être le fruit du hasard. Ils ont ensuite modélisé à l’aide du super-calculateur Yeti plusieurs millions de formes de trainées d’étoiles en fonction des valeurs probables de masse de la galaxie pour finir par comparer la trainée observée avec les millions de modèles de trainées calculés par Yeti. Une fois repéré la bonne forme de sillon, ils ont regardé, dans les modèles, la masse galactique censée fournir ce sillon. Bingo ! Le travail fastidieux a bien payé : c’est ainsi qu’ils ont pu déterminer la masse de la Voie Lactée à 20% près ! Un record de précision pour un tel astre…

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SUR LES TRACES DE LA MATIÈRE DANS LE COSMOS

Texte de la 532e conférence de l'Université de tous les savoirs donnée le 19 juin 2004
Sur les traces de la matière dans le cosmos
Reza Ansari
La cosmologie nous fournit une image relativement précise et détaillée de l'origine et de l'histoire de notre univers. Elle est aujourd'hui une discipline scientifique à la croisée de la physique des interactions fondamentales, de l'astronomie et de l'astrophysique. La compréhension de la structure intime de la matière d'une part, et les mécanismes responsables de l'évolution de l'univers primordial d'autre part sont des domaines qui se nourrissent mutuellement.
Nous décrirons en particulier quelques-unes des méthodes utilisées pour rechercher les différentes formes de matière présentes dans l'univers et d'en quantifier l'effet sur son évolution. Un survol du modèle standard cosmologique est présenté dans la première partie de l'article (section 2). Nous nous intéresserons ensuite à notre Galaxie, pour y découvrir la matière noire du halo, ainsi que le trou noir qui se trouverait en son centre. La section 3 est consacrée à la recherche de l'énergie noire grâce aux supernovae lointaines. Enfin, la dernière partie de l'article présente une brève introduction à la physique du fond diffus cosmologique et la détermination de la densité des différentes formes de matière et d'énergie par la mesure des anisotropies du fond diffus cosmologique.
Les fondements du modèle cosmologique
La théorie de la relativité générale et le modèle standard des particules et des interactions en physique des particules constituent les deux socles sur lesquels repose le modèle cosmologique standard, appelé aussi modèle du Big Bang. Ce modèle dont les prédictions sont confirmées par de nombreuses observations, est communément admis par les chercheurs du domaine. Durant les dix ou quinze dernières années, ce modèle et notre compréhension de l'univers ont été affinés grâce à des observations de plus en plus précises.
Particules et interactions
Le modèle standard des particules et de leurs interactions est présenté brièvement ici. Celui-ci est souvent noté SU(2)Ä U(1)Ä SU(3) par référence aux groupes de symétrie de l'interaction électro-faible SU(2)Ä U(1) et de l'interaction forte SU(3).
Dans le cadre du modèle standard, la matière est constituée de particules de spin 1/2, appelées fermions. L'interaction entre ces fermions est portée par des particules de spin entier, qui sont les médiateurs des forces. On distingue deux types de fermions, les quarks et les leptons.
- Les quarks sont les briques de base qui forment la matière hadronique, c'est-à-dire sensible aux interactions fortes. En particulier, les protons et les neutrons qui forment le noyau atomique sont formés de quarks.
- Les leptons regroupent en trois familles des particules dont les propriétés sont proches de celles des électrons et des neutrinos. Dans chaque famille, les leptons sont sensiblement plus légers que les quarks.
L'ensemble des forces est décrit en faisant appel à quatre interactions fondamentales dans le modèle standard :
- L'interaction forte, appelée aussi la chromodynamique quantique (QCD) est responsable de la cohésion du noyau atomique et se trouve à l'origine de l'énergie nucléaire. Seuls les quarks sont sensibles à cette interaction, portée par les gluons.
- L'interaction électromagnétique est responsable de la presque totalité des propriétés physiques et chimiques de la matière. C'est le photon, quanta de lumière et du rayonnement électromagnétique qui est le médiateur de cette interaction.
- La radioactivité beta ne peut s'interpréter qu'en faisant appel à une nouvelle force, la force faible, moins intense que la force électromagnétique. Les forces faible et électromagnétique sont décrites par une théorie unifiée dans le cadre du modèle standard.
- La gravitation qui agit sur toutes les formes de matière. Nous ne disposons pas encore d'une théorie quantique de la gravitation. Il faut donc faire appel à la théorie de la relativité générale pour compléter la description des interactions.
Enfin, il faut noter qu'afin de palier certaines insuffisances du modèle standard SU(2)Ä U(1)Ä SU(3), d'autres modèles théoriques ont été élaborés. Les théories dites supersymétriques prédisent l'existence de nouvelles particules dont certaines pourraient former la matière noire à l'échelle de l'univers. Le mot WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) désigne de manière générique ces particules.
Parmi les différentes formes de matière et d'énergie, il y a celles qui sont présentes de manière certaine dans l'univers, et celles pour lesquelles nous avons des indications théoriques ou observationnelles. Dans la première catégorie se trouve la matière ordinaire, appelée parfois la matière baryonique. Cette dénomination provient de la classification des neutrons et des protons, constituants du noyau atomique qui sont des baryons parmi les hadrons. La matière ordinaire se présente sous différentes formes dans l'univers, depuis des formes diffuses comme des gaz atomiques ou moléculaires et des plasmas, jusqu'aux objets célestes que sont les étoiles et les planètes en passant par des agrégats et la poussière. Les photons constituent une autre composante essentielle de l'univers. De même, les neutrinos, qui sont des particules extrêmement discrètes, jouent un rôle important dans l'évolution de l'univers et des étoiles.
Quantifier la contribution relative de ces différentes formes de matière et d'énergie est essentiel pour une bonne compréhension de l'histoire de l'univers. Mais comme nous allons le montrer dans la suite de cet article, d'autres formes de matière et d'énergie semblent influencer l'évolution de l'univers. Clarifier la nature de celles-ci constitue le défi majeur de la cosmologie des prochaines années.
La relativité générale
Les forces gravitationnelles sont beaucoup moins intenses que les forces électromagnétiques ou les forces nucléaires ; Elles sont toujours attractives et dominent l'évolution des structures à grande échelle. C'est en effet la gravitation qui est responsable du mouvement des planètes, du système solaire dans la Galaxie et des galaxies au sein des amas. Naturellement, c'est encore la gravitation qui domine la dynamique de l'univers dans son ensemble.
La relativité générale est une théorie qui décrit l'interaction gravitationnelle comme une déformation de l'espace-temps à travers les équations d'Einstein. Celles-ci relient en particulier la courbure de l'espace-temps à la densité de matière et d'énergie. Ces équations admettent des solutions avec un espace-temps en expansion ou en contraction pour une distribution homogène et isotrope de matière. Einstein considérait initialement que ces solutions n'étaient pas physiquement acceptables et c'est en cherchant une solution statique pour la structure de l'espace-temps qu'il introduisit le terme connu sous le nom de constante cosmologique (L) dans les équations de la relativité générale.
Pour construire le modèle cosmologique, il faut en outre faire appel au principe cosmologique qui suppose que l'univers est homogène et isotrope à grande échelle pour construire le modèle du Big Bang. La métrique de Friedmann-Robertson-Walker (FRW) décrit alors la structure de l'espace-temps à grande échelle en fonction du paramètre d'échelle R( t) qui fixe l'échelle physique des distances, notamment des distances entre galaxies, à un instant donné. La dynamique de l'univers est alors fixée par les équations d'Einstein, associées à l'équation de Friedmann qui relie le taux d'expansion à la densité totale de l'énergie, sous quelque forme que ce soit. a( t)= R( t)/ R(0) est un terme sans dimension, appelé facteur d'échelle et correspond au rapport du facteur d'échelle à un instant t à sa valeur actuelle.
L'observation de l'expansion de l'univers, l'accord entre les prédictions de la nucléosynthèse primordiale et l'abondance mesurée des éléments légers et les mesures du fond diffus cosmologique sont les trois piliers observationnels du Big Bang[1].
L'expansion de l'univers
Dans un univers en expansion, les galaxies sont soumises à la dynamique gravitationnelle globale de l'univers et s'éloignent les unes des autres. La densité de la matière décroît au fur et à mesure que l'expansion progresse et, à l'inverse, si on remonte dans le temps, cette densité croît jusqu'à dépasser les valeurs caractérisant la matière nucléaire. C'est G. Lemaître, astrophysicien et mathématicien belge, qui avait remarqué le premier cette possibilité et avait envisagé, dès 1927, le commencement de l'univers à partir de ce qu'il avait appelé l'atome primitif. Mais ce n'est que lorsque l'astronome américain Edwin Powell Hubble publia l'observation de la récession des galaxies en 1929 que ce modèle, dénommé le Big Bang par la suite, sera accepté par les scientifiques. Nous verrons dans la suite (section Erreur ! Source du renvoi introuvable.) comment la mesure de l'évolution du taux d'expansion permet de contraindre la densité totale de matière et d'énergie dans l'univers
L'origine des éléments chimiques
La centaine d'éléments chimiques connus, depuis l'atome d'hydrogène, le plus léger, jusqu'aux atomes lourds, comme celui de l'uranium, sont tous des assemblages de neutrons, de protons et d'électrons. Le noyau atomique et l'énergie nucléaire ont commencé à livrer leurs secrets à partir des années 1920. La compréhension des mécanismes nucléaires a permis, entre autres, de résoudre l'énigme de la source d'énergie du soleil et des étoiles en général. En 1939, Hans Albrecht Bethe, physicien américain d'origine allemande, propose un cycle de réactions nucléaires conduisant à la formation d'hélium par fusion de protons comme source d'énergie des étoiles. On sait aujourd'hui que presque tous les noyaux sont formés dans la fournaise nucléaire au coeur des étoiles, ou lors de l'explosion de supernovae. La nucléosynthèse stellaire rencontre néanmoins quelques difficultés lorsqu'elle est confrontée aux mesures d'abondances nucléaires : l'abondance de l'hélium, qui représente près du quart de la masse de matière ordinaire dans l'univers est largement supérieure à la production cumulée de l'hélium dans les étoiles. En revanche, le modèle du Big Bang apporte une solution à ce problème. En effet, dans le cadre de ce modèle, la densité et la température de l'univers croissent lorsque l'on remonte le temps. Dans l'univers âgé de quelques minutes, les conditions sont réunies pour que le cycle de réactions de formation des noyaux légers - le deutérium, l'hélium et le lithium - puisse avoir lieu : c'est la nucléosynthèse primordiale. Le bon accord entre les abondances mesurées des éléments légers et les prédictions de la nucléosynthèse primordiale constitue le deuxième pilier du modèle standard cosmologique.
Une étrange lumière
L'univers jeune était donc formé d'un plasma extrêmement chaud et dense où les photons étaient en équilibre thermique avec les constituants fondamentaux de la matière : Les électrons, les quarks, les neutrinos... La température et la densité diminuent avec le temps, soumises à l'expansion de l'espace-temps. Petit à petit, les quarks peuvent s'assembler pour former les protons et les neutrons. Quelques secondes après, les protons et les neutrons forment à leur tour les noyaux légers, l'hélium en particulier. La nucléosynthèse primordiale correspond à la fin d'une première période d'évolution intense de l'univers.
Mais l'expansion continue et l'univers se refroidit donc de plus en plus : la température n'est plus que de 3000 K lorsque l'univers atteint quelques 300000 ans. Les photons ne sont plus assez énergétiques pour dissocier les atomes neutres qui se forment. L'univers devient alors transparent et les photons peuvent se propager librement.
Ces photons nous parviennent au terme d'un voyage de près de quatorze milliards d'années subissant au passage l'effet de l'expansion de l'univers. Émis essentiellement dans le domaine infrarouge proche ( ), nous les détectons aujourd'hui sous forme de rayonnement micro-ondes ( ).
Ce rayonnement, appelé le fond de rayonnement cosmologique, a été observé pour la première fois en 1964 par Arno Penzias et Robert Wilson. Chercheurs auprès de Bell Labs (Lucent Technologies aujourd'hui), ils tentaient de mesurer les émissions radio de la voie lactée grâce à une antenne géante de télécommunications. Ils identifient alors la présence d'un niveau de bruit plus élevé que prévu qui s'avérera provenir d'un rayonnement extra galactique.
Ce rayonnement de fond cosmologique, dont l'existence avait été suggéré dès 1948 par G. Gamow, R. Alpher et R. Herman, constitue le troisième pilier du modèle de Big bang. Les propriétés de ce rayonnement seront discutées dans la section Erreur ! Source du renvoi introuvable..
La matière noire dans notre Galaxie
Notre Galaxie, la Voie Lactée est une immense structure autogravitante formée d'étoiles, de gaz et de poussières. Elle comporte quelques dizaines de milliards d'étoiles, de nombreux nuages de gaz composés essentiellement d'hydrogène et d'hélium, et des grains de poussières contenant des éléments plus lourds (oxygène, carbone ...). Toutes ces composantes correspondent à différentes formes de matière ordinaire ou baryonique.
Si on était capable d'observer notre Galaxie de l'extérieur, on la verrait semblable à la nébuleuse M83, dont la photographie prise par le grand télescope VLT de l'ESO est présentée sur la figure Erreur ! Source du renvoi introuvable.. Les étoiles, le gaz et la poussière sont concentrés dans un disque peu épais, moins d'un millier d'années-lumière (AL), mais s'étendant sur près de 200000 AL. Les bras, structures riches en étoiles brillantes, semblent s'enrouler autour d'un noyau central, amas très dense d'étoiles.
figure 1
Galaxie spirale Messier 83, située à une distance d'environ 15 millions d'AL. Image prise par le télescope VLT de European Southern Observatory - Ó ESO
Le Soleil est une étoile ordinaire située à 25000 AL du centre de la Galaxie. Le système solaire, à l'instar des autres étoiles et nuages de gaz et de poussières, tourne autour du centre Galactique, l'ensemble constituant un système en équilibre gravitationnel.
Le halo Galactique
Lorsqu'on mesure les vitesses de rotation des étoiles, du gaz et des poussières en fonction de la distance au centre (courbe de rotation) pour notre Galaxie, et pour de nombreuses autres galaxies similaires, on observe un comportement étrange. En effet, comme on peut le voir sur la figure Erreur ! Source du renvoi introuvable., la matière lumineuse est concentrée vers le centre, et l'on s'attend à voir décroître les vitesses de rotation lorsqu'on s'éloigne suffisamment du centre (). Or la courbe de rotation comporte un plateau où la vitesse reste constante. Ce phénomène est interprété comme étant dû à la présence d'un halo de matière sombre qui n'émet, ni n'absorbe la lumière, mais qui interagit gravitationnellement. La masse du halo atteindrait une dizaine de fois la masse de la matière visible (étoiles, gaz, poussière) dans notre galaxie. Le halo sombre pourrait être formé d'une nouvelle forme exotique de matière, celle qu'on regroupe sous la dénomination WIMPs par exemple. Plusieurs équipes tentent de mettre en évidence cette forme de matière à l'aide de détecteurs cryogéniques, comme celui d'EDELWEISS [2] installé dans le laboratoire souterrain de Modane.
figure 2
Mesure de la courbe de rotation et du profil de luminosité en fonction de la distance au centre pour la galaxie spirale NGC3198
Mais ce halo sombre pourrait être constitué de matière ordinaire, mais sous une forme presque invisible. Plusieurs hypothèses ont été envisagées, comme celle de nuages de gaz moléculaires froids avec une structure fractale, ou celle d'objets compacts n'émettant pas de rayonnement électromagnétique. Les cadavres stellaires, les trous noirs et les naines brunes qui sont des étoiles avortées sont des candidats possibles pour de tels objets compacts. Ils sont regroupés sous le nom MACHO [3].
L'effet de microlentille gravitationnelle
Dans un article publié en 1986, B. Paczynski suggérait que de tels objets pouvaient être détectés à l'aide de l'effet de microlentille gravitationnelle. En effet, comme le prévoit la relativité générale, la lumière d'astres se trouvant en arrière plan serait défléchie par le champ gravitationnel de ces objets compacts. Il y a alors formation d'images multiples, comme cela est observé pour des effets de lentille gravitationnelle provoqués par des galaxies ou des amas de galaxies.
Dans le cas d'objets compacts de faible masse situés dans le halo, ayant moins d'une masse solaire, il n'est pas possible de résoudre les différentes images. Mais le mouvement de l'objet compact provoque une augmentation transitoire de la luminosité apparente de l'étoile en arrière-plan lorsque la ligne de visée est suffisamment proche de l'objet déflecteur : c'est l'effet de microlentille gravitationnelle. Bien que très peu probable, le phénomène serait détectable si les objets compacts étaient suffisamment nombreux pour constituer une fraction importante du halo. Il y a moins d'une chance sur un million pour qu'une étoile du fond soit affectée par cet effet.
Afin de rechercher les objets compacts du halo, l'équipe EROS [4] a mis sur pied un ambitieux programme d'observations de plusieurs dizaines de millions d'étoiles de la Galaxie et des nuages de Magellan durant la décennie 1990. Ce projet a été un grand succès : l'effet de microlentille a été observé et est devenu aujourd'hui un nouvel outil d'investigation en astrophysique. D'autres équipes dans le monde ont effectué des observations analogues.
En revanche, le nombre d'événements observés montre que seule une petite fraction du halo, au plus 10 % à 15 % de sa masse, serait formée d'objets compacts de faible masse. La figure Erreur ! Source du renvoi introuvable. résume les résultats de la collaboration EROS concernant la contribution de MACHOs à la masse totale du halo tactique, en fonction de la masse des objets déflecteurs [2].
figure 3
Résultat de l'équipe EROS basée sur l'analyse des observations vers les nuages de Magellan (LMC et SMC). Contribution maximale des objets compacts, exprimée sous forme de fraction de la masse totale d'un halo de masses solaires, en fonction de la masse typique des objets déflecteurs [2].
Un trou noir au Centre de la Galaxie ?
La mesure du mouvement apparent des étoiles très près du Centre Galactique a permis de mettre en évidence des vitesses de rotation très élevées, jusqu'à 1500 Km/s [3]. Les observations dans le plan Galactique et vers le centre Galactique en particulier sont rendues difficiles par l'absorption de la lumière par l'importante quantité de poussières présentes le long de la ligne de visée. L'utilisation des émissions dans le domaine des ondes radio et des rayons X permet néanmoins de voir à travers ce voile de poussières.
Les observations radio en interférométrie à très longue base (VLBI) montre que c'est un objet compact qui est présent au centre Galactique. L'observation des vitesses de rotation élevées associée à la compacité de la distribution de masse représente une indication forte en faveur de l'existence d'un trou noir de grande masse au centre de la Voie Lactée. Celui-ci aurait une masse d'environ 2,6 millions de fois la masse du soleil. Dans le langage de la relativité générale, un trou noir est une singularité de la structure de l'espace-temps provoquée par un objet massif très dense. En simplifiant, on peut considérer qu'un trou noir est un profond puits de potentiel gravitationnel, pour lequel la vitesse de libération dépasserait celle de la lumière à des distances suffisamment proches. Cette limite de distance définit le domaine que l'on appelle l'horizon du trou noir ().
D'autres observations en radio et en rayons X apportent des preuves complémentaires de l'existence de ce trou noir. En effet, il se forme des disques d'accrétion autour des trous noirs massifs. La matière du disque, proche du trou noir s'échauffe jusqu'à des températures très élevées () par friction lors de sa chute dans le trou noir. On peut observer alors des émissions dans le domaine des rayons X et, parfois, des jets relativistes de matière.
Les supernovae lointaines et le mystère de l'énergie noire
Les phares de l'univers
Les supernovae de type Ia (SNIa) sont de véritables feux d'artifice cosmiques, provoqués par l'explosion d'une naine blanche composée essentiellement de carbone et d'oxygène. L'explosion se produit lorsque l'équilibre gravitationnel est rompu suite à l'accrétion de matière par la naine blanche. Lorsque la masse de l'objet s'approche de la limite de Chandrasekhar, la pression du gaz dégénéré d'électrons n'est plus suffisante pour compenser l'attraction gravitationnelle. Cette rupture d'équilibre provoque une augmentation de la température et de la densité, déclenchant l'allumage des réactions de fusion thermonucléaire. Lorsqu'elles atteignent leur luminosité maximale, les supernovae deviennent aussi lumineuses qu'une galaxie entière, brillant comme une dizaine de milliards d'étoiles pendant quelques jours. La figure 4 provient des observations effectuées en 1994 par le télescope spatial Hubble (HST) de l'explosion d'une supernova dans une galaxie lointaine. La supernova, visible en bas à gauche, a une luminosité comparable à sa galaxie hôte.
figure 4
Image de la supernovae 1994D et de sa galaxie hôte, observée par le télescope spatial Hubble en 1994. Ó HST/STScI
Du fait de leur extrême brillance, les SNIa sont visibles jusqu'à des distances cosmologiques, c'est-à-dire plusieurs milliards d'années-lumière. En outre, leur luminosité intrinsèque au maximum est suffisamment uniforme pour qu'on puisse les considérer comme des chandelles standard. Cette uniformité s'explique par la masse de combustible nucléaire disponible, correspondant à la limite de Chandrasekhar à 1,4 .
Les SNIa peuvent donc être utilisées pour mesurer la distance en fonction du décalage vers le rouge z, jusqu'à des valeurs de z dépassant l'unité. La mesure de distance, appelée distance de luminosité , est obtenue en comparant la luminosité apparente de la supernova à sa luminosité intrinsèque. Les propriétés géométriques de l'univers peuvent être déterminées en analysant la courbe .
Les paramètres cosmologiques
Une dizaine de paramètres environ sont nécessaires pour caractériser notre univers dans le cadre du modèle standard cosmologique. L'évolution de l'univers dépend de la valeur de ces paramètres qui ne peuvent être obtenus qu'à partir des observations.
Parmi ceux-ci, la "constante" de Hubble et les paramètres de densité (Ω m, ΩΛ) tiennent une place à part. Ils déterminent en effet la géométrie de l'univers et la loi d'évolution du facteur d'échelle a( t) avec le temps cosmologique.
- La "constante" de Hubble est à la valeur actuelle du taux d'expansion .
- Le décalage vers le rouge z( t) appelé redshift en anglais correspond à la variation relative du facteur d'échelle, entre aujourd'hui et un moment t dans le passé : . z est souvent mesuré à l'aide du décalage en longueur d'onde de raies atomiques ou moléculaires ( z=Dl/l).
- Pour une valeur particulière de la densité totale de matière et d'énergie, appelée la densité critique , la géométrie de l'univers est euclidienne. Les paramètres de densité sont en général exprimés en unité de densité critique et sont notés .
- est la densité moyenne de matière aujourd'hui, qu'elle soit formée de matière ordinaire ou de particules exotiques massives.
- Si la constante cosmologique L était non-nulle, elle se manifesterait sous forme d'une force répulsive à grande échelle dans les équations d'évolution de l'univers. représente la densité d'énergie équivalente à celle de la constante cosmologique, rapportée à la densité critique. Dans le cadre de la mécanique quantique, l'état du vide peut avoir une énergie non nulle. L'énergie du vide aurait alors un comportement gravitationnel similaire à la constante cosmologique.
La figure 5 montre la variation de la distance de luminosité en fonction du décalage vers le rouge pour différentes valeurs de densité totale de matière et de densité associée à la constante cosmologique .
figure 5
Distance de luminosité en fonction du décalage vers le rouge pour trois jeux de paramètres de densité : ( = 1, = 0), ( = 0.3, = 0), ( = 0.3, = 0.7)
Plusieurs programmes de recherche et de mesure de supernovae lointaines ont été mis sur pied dans les dernières années, comme le relevé SNLS [5] auprès du télescope franco-canadien CFHT au Maunea Kea, à Hawaï, pour déterminer la variation de la distance de luminosité avec le décalage vers le rouge.
Les résultats récents publiés par différents groupes dans ce domaine, dont le SCP (Supenovae Cosmology Project) et le High Z Supernovae Team ont créé la surprise dans le milieu des cosmologistes en fournissant les premières indications en faveur d'une valeur non nulle pour la constante cosmologique.
La figure Erreur ! Source du renvoi introuvable. résume les contraintes obtenues à partir de l'observation des SNIa lointaines dans le plan (Ωm, ΩΛ) [4].
figure 6
Contraintes dans le plan (Ωm, ΩΛ) obtenues à partir des observations des supernovae lointaines [4].
Les anisotropies du fond diffus cosmologique
Nous avons vu dans la section Erreur ! Source du renvoi introuvable. que le fond diffus micro-ondes est un rayonnement thermique, vestige du passé chaud de l'univers, émis à un moment de l'histoire de l'univers caractérisé par un décalage vers le rouge z~1100. Ce rayonnement est remarquablement isotrope et présente le spectre d'un corps noir à une température de 2,725K, au moins lorsqu'on l'étudie en dehors des sources brillantes du ciel et de la Galaxie en particulier. Ces caractéristiques sont à la base de l'interprétation attribuant une origine cosmologique à ce rayonnement.
Or, l'univers bien qu'homogène et isotrope dans son ensemble, est de plus en plus structuré lorsqu'on l'observe à des échelles de plus en plus fines. De nombreuses galaxies, semblables à la Voie Lactée, formées d'étoiles et de nuages de gaz existent dans l'univers. Ces galaxies sont regroupées en structures de très grande taille, appelées amas, eux-mêmes rassemblés en superamas. Ces structures se seraient formées suite à l'effondrement gravitationnel d'infimes inhomogénéités de densité de matière, présentes dès les premiers instants de l'expansion. Dans le cadre du modèle cosmologique standard, l'origine de ces inhomogénéités de densité est attribuée aux fluctuations quantiques d'un champ qui serait responsable d'une première phase d'expansion accélérée de l'univers, appelée période d'inflation.
On s'attend à retrouver la trace de ces fluctuations de densité dans le rayonnement du fond cosmologique, sous forme d'anisotropies de température, c'est-à-dire de petites variations d'intensité du rayonnement en fonction de la direction d'observation. Après 25 années de tentatives infructueuses, c'est finalement en 1992 que l'instrument DMR (Differential Microwave Radiometers), embarqué à bord du satellite COBE, a pu mesurer ces anisotropies, correspondant à des variations de quelques dizaines de microkelvins () en fonction de la direction d'observation.
Le satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), lancé par la NASA en juillet 2001, a fourni au début 2003 une cartographie complète du fond micro-ondes et une mesure précise du spectre des anisotropies jusqu'à des échelles angulaires de 15' d'arc.
La figure Erreur ! Source du renvoi introuvable. montre l'évolution de notre connaissance du ciel micro-ondes depuis sa découverte par Penzias et Wilson, et l'apport des satellites COBE [6] et WMAP [7].
figure 7
Evolution de la connaissance du ciel micro-ondes, depuis sa découverte en 1965, jusqu'aux mesures de WMAP en 2003, en passant par celles du satellite COBE en 1992
Les anisotropies du fond diffus sont une mine d'informations pour l'étude des modèles cosmologiques. Des variations de température sont visibles à toutes les échelles angulaires sur la carte de température du fond diffus (figure Erreur ! Source du renvoi introuvable.). Le spectre angulaire de ces anisotropies ( C( l)) permet de caractériser statistiquement l'amplitude des variations de température en fonction de l'échelle angulaire. Ce spectre présente une succession de pics et de creux, à des échelles angulaires inférieures au degré, caractéristique des oscillations acoustiques du plasma formé par les protons, les électrons et les photons avant la formation des atomes neutres et du découplage des photons.
L'analyse fine de ce spectre permet entre autres une détermination précise de la presque totalité des paramètres cosmologiques. La figure 8 représente le spectre des anisotropies de température mesuré par WMAP [5]. Fin 2002, quelques mois avant WMAP, la collaboration Archeops [8] , qui utilisait un instrument bolométrique embarqué à bord d'un ballon stratosphérique, publiait ses résultats obtenus à partir d'une large couverture du ciel, fournissant ainsi les premières mesures homogènes dans le domaine des échelles angulaires intermédiaires, de un à dix degrés. Le spectre des fluctuations mesuré par Archeops est représenté sur la figure 9 [6].
figure 8
Spectre de puissance mesuré par WMAP [5]
figure 9
Spectre de puissance mesuré par Archeops [6]
L'interprétation des observations décrites ici, celles du fond diffus et des supernovae lointaines, complétées par les mesures du paramètre de Hubble et d'autres observations cosmologiques provenant des grands relevés de galaxies par exemple, confirme de manière spectaculaire le modèle du Big Bang. Elles indiquent en outre que la densité totale de matière et d'énergie dans l'univers est proche de la densité critique, correspondant à un univers plat, de géométrie euclidienne.
La matière ordinaire (baryonique) ne représenterait que 4 % environ de la densité totale d'énergie, plus des deux tiers de la densité (~ 70 %) étant sous une forme mystérieuse d'énergie qui se comporte comme une constante cosmologique. Celle-ci agit comme une force gravitationnelle répulsive et serait à l'origine de l'accélération de l'expansion. Le quart restant (~ 25 %) serait composé d'une forme encore inconnue de matière, appelée matière noire froide. Les neutrinos et les photons, bien que très nombreux, ne représentent plus aujourd'hui qu'une toute petite fraction de la densité moyenne totale de l'Univers.
Malgré les grandes avancées dans la compréhension de l'Univers, de nombreuses questions sont encore sans réponse. Parmi celles-ci, élucider la nature de la matière sombre, notamment celle qui entoure notre Galaxie, déterminer les propriétés de l'énergie noire et en comprendre l'origine constituent certainement les grands défis de la cosmologie dans les années à venir.

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