Compte rendu de la réunion du 15 mars 2003

Premiers résultats de WMAP

1. WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) a été lancée en juin 2001 et mis en poste autour du point de Lagrange L2 pour mesurer le rayonnement du fond diffus cosmologique (CMB). Cette position permet de balayer tout le ciel, sans être gêné par le soleil et le système terre-lune

WMAP travaille dans 5 longueurs d'ondes, entre 23 et 94 Ghz, avec des spectromètres différentiels. Il peut détecter des écarts de températures de 2 10^-6 K, et mesure également la polarisation du rayonnement. Sa résolution atteint 0.25 ° d'arc pour les plus hautes fréquences (contre 7° pour COBE), et génère 3 millions de pixels pour tout le ciel (contre 6000 pour COBE). WMAP observe 30 % du ciel en une heure et balaye tout le ciel deux fois par an. Un soin tout particulier est apporté aux corrections des phénomènes parasites ( dipôle, rayonnement galactique, etc…)

Les procédures et la précision des instruments permettent des observations d'une qualité et d'une fiabilité inégalées.

Les confirmations

Température du CMB : T = 2.725 ± 0.002 K

410 photons / cm³

Constante de Hubble : H₀ = 71 ± 5 %

Réduction de moitié de l'incertitude

Densité totale : W = 1.02 ± 0.02

Univers "plat"

Densité de matière : W _M = 0.27 ± 0.04

Densité d'énergie noire : W L = 0.73 ± 0.04

Densité baryonique : W b = 0.044 ± 0.004

Densité de neutrinos : W n < 0.015 (à 95 %)

Matière noire froide

Équation d'état w < - 0.78 (à 95 %) Ceci ne permet pas de trancher entre constante cosmologique et quintessence, mais contraint les modèles

Ratio baryons/ photons : h = 6.1 ± 0.3 10^-10 Compatible avec la nucléosynthèse primordiale

Âge de l'univers : t₀ = 13.7 ± 0.2 10⁹ ans Compatible avec les âges des amas globulaires, les modèles de naines blanches, les études isotopique

Découplage :

Âge : t_dec = 379 000 ± 8000 ans après le Big Bang

Redshift : z_dec = 1089 ± 1

Épaisseur : D z_dec = 195 ± 2

Le spectre de puissance

Très forte amélioration de la précision sur les deux premiers pics, complétée par d'autres résultats pour les petites échelles angulaires

Coupure aux grandes échelles : incertitude des mesures ou apparition d'un effet topologique ?

Tout ceci conforte le modèle "L CDM" avec Big Bang, inflation, constante cosmologique et matière noire froide, qui devient, me semble-t-il, un nouveau modèle standard, rendu robuste par la convergence d'approches indépendantes diverses (CMB, SNIa, Weak Lensing, amas galactiques,…) et par la précision apportée par WMAP;

La surprise !

La corrélation entre la polarisation du rayonnement et la température est bonne pour les petites échelles, mais laisse apparaître un excès de température aux grandes échelles angulaires. Ceci est interprété comme étant l'incidence de la réionisation du milieu, suite à la formation de la première génération d'étoiles et des premières structures.

La réionisation serait ainsi intervenue à t_r = 180 (+220, –80) 10⁶ années après le Big Bang, pour un redshift de z_r = 20 (+10, –9), beaucoup plus tôt que ce que l'on envisageait précédemment.

Ce délai réduit condamne les modèles à matière noire chaude, car il n'est pas possible dans ces modèles de former les premières structures assez rapidement.

Il reste à valider cette approche et à en comprendre la physique.

2. Les trous noirs

Jacques Fric a présenté son diaporama que l'on pourra retrouver intégralement sur notre site Internet, sur : http://www.chez.com/cosmosaf/trous-noirs/Trous%20Noirs%20en%20cosmologie-6_fichiers/frame.htm

Les aspects suivants ont été évoqués :

• La métrique de Schwarzschild

• Le trou noir de Schwarzschild

• Le diagramme de Kruskal

• Les trous de vers

• Le trou noir de Kerr, de Kerr Newmann

• Autour des trous noirs

• Formation des trous noirs

• Si le soleil devenait un trou noir?

• En chute libre vers un trou noir statique

• En chute libre vers un trou noir de Kerr

• L'évaporation des trous noirs

• Trous noirs et thermodynamique classiqu

• La perte d'information des trous noirs

• Le diagramme de Penrose

• Les trous noirs existent-ils ?

3-Utilisation des étoiles variables pour la détermination des distances astronomiques

(Résumé de la conférence de Jean GUNTHER)

EN 1912 Miss Henrietta LEAVITT, collaboratrice de PICKERING à l'observatoire de Harvard, découvrit, au cours d'études de routine sur les étoiles variables, qu'il y avait une relation période luminosité pour les céphéides des Nuages de Magellan.

Les céphéides sont une classe d'étoiles variables pulsantes, ainsi nommées d'après le prototype, Delta Cephei. Cette étoile, dont la variabilité est connue depuis le XVIII^ème siècle, est facilement observable à l'œil nu, chacun peut se convaincre de sa variabilité et s'entraîner ainsi à la photométrie visuelle. D'autres céphéides, telle Zeta Geminorum, sont aussi visibles à l'œil nu.

Le problème du zéro de la relation période-luminosité n'est pas aisé. Les parallaxes géométriques, même pour les plus proches, sont faibles, et il a fallu attendre le satellite HIPPARCOS pour avoir des mesures, de précision encore insuffisante. On a donc recouru à des méthodes indirectes, essentiellement la mesure de distance d'amas ouverts contenant une céphéide par ajustement de la séquence principale du diagramme HR sur celle de l'amas des Hyades, dont la distance était déterminée par la méthode du point de fuite. Cette méthode était peu précise. Elle fonctionnait mieux pour une autre classe de variables pulsantes, les RR Lyrae, que l'on trouve en grand nombre dans les amas globulaires. Malheureusement l'hypothèse faite d'une continuité entre la relation période-luminosité de ces deux types était fausse, conduisant à sous-estimer la distance des galaxies où l'on observait les céphéides, donc à surestimer le constante de HUBBLE.

Cette question déjà ancienne a repris de l'importance pour deux raisons:

• le télescope spatial détecte les céphéides dans des galaxies plus lointaines, et peut améliorer ainsi la connaissance directe de leurs distances; il faut toutefois mieux apprécier les déviations à la relation période-luminosité sous l'influence, par exemple, de la métallicité.

• les méthodes interférométriques permettent de déterminer directement le diamètre apparent des céphéides galactiques. En utilisant cette valeur en combinaison avec la mesure par effet DOPPLER de la vitesse des couches externes au cours de la pulsation, on obtient une détermination indépendante de la distance (méthode de BAADE-WESSELINK). Les premiers résultats obtenus sur Zeta Geminorum sont compatibles avec la mesure par HIPPARCOS, mais guère plus précises. Un espoir d'amélioration existe; parallèlement la mission GAIA permettra une bien meilleure connaissance des parallaxes.

4-Prochaines réunions

Sauf indication contraire, les réunions se tiennent à 15 heures, au siège de la SAF, 3 rue Beethoven Paris XVIème

Samedi 12 avril :

Réunion supprimée

Samedi 10 mai :

Le modèle quasi-stationnaire ( Guy Chollet)

Le voyageur de Langevin (Jacques Fric)

Activité fin 2003

Samedi 21 juin :

La matière Noire (Bernard Lempel et Claude Picard)

Samedi 13 septembre : programme à fixer

Autres sujets répertoriés à traiter ultérieurement :

Physique des particules (suite)(F. Perrin)

La théorie des cordes

Le rayonnement cosmologique à 2.7 K et l'évaluation des paramètres cosmologiques.

La formation des galaxies

Coalescence d’objets compacts