Fondements théoriques des mesures effectuée par COBE

Le satellite COBE ayant pour mission de mesurer les anisotropies du rayonnement cosmologique, il s'agit tout d’abord de présenter ce qu'est le rayonnement cosmologique et l’intérêt que présente son étude.

1° Le fond de rayonnement cosmologique

La notion de rayonnement cosmologique est apparue dans le cadre de la théorie dite du Big Bang ; cette théorie cosmologique, issue des observations du décalage vers le rouge des galaxies lointaines faite par E. Hubble, décrit la "naissance" de l’Univers comme une "explosion" dans laquelle seraient créés à la fois le temps et l’espace. Travaillant sur la formation des galaxies primordiales, le physicien américain George Gamow, en 1948, montra que l’Univers a été très dense et très chaud dans le passé, allant ainsi dans le sens de la théorie du Big Bang.

George Gamow montra que, dans de telles conditions, la totalité de la matière (constituée essentiellement de protons et électrons) était ionisée du fait de l’agitation thermique, formant ainsi un plasma, et de la sorte, interagissait avec le rayonnement électromagnétique : les photons étaient ainsi constamment absorbés, puis réémis, conférant à l’Univers, alors opaque, une structure de corps noir. Du fait de l’expansion de l’Univers, celui-ci progressivement se refroidit ; quand il a atteint la température de 3000 K (événement qui marque la fin de la période dite de découplage, environ un demi-million d’années après le Big Bang), l’agitation thermique est devenue insuffisante pour rompre les structures atomiques qui se formaient sous l’effet des forces électromagnétiques : l’Univers devint alors "brusquement" transparent aux photons.

Dans le cadre de cette description, Gamow prévit que doit exister un rayonnement fossile de cette phase de découplage et calcula avec ses collègues Alphen et Herman, qu'il devrait avoir à notre époque la température de 5 Kelvins. Mais ne disposant pas d’instruments suffisamment sensibles dans le domaine des micro-ondes (domaine correspondant à une température de l’ordre de 5 K selon la loi de Wien) pour mesurer un tel rayonnement, il ne donna aucune suite expérimentale à cette hypothèse.

Ainsi, c'est par hasard que, en 1964, Arno Penzias et Robert Wilson, étudiant les sources radios provenant du ciel, découvrirent le rayonnement cosmologique : constatant une émission constante et isotrope dans toutes leurs mesures, et ayant vainement cherché une erreur dans leurs instruments, ils remarquèrent après une analyse plus poussée que ce rayonnement persistant présentait toutes les caractéristiques d’un rayonnement de corps noir à 3 K. Ils en référèrent à leurs collègues physiciens (en l’occurrence une équipe dirigée par Robert Dicke, qui travaillait précisément sur une mission de recherche du rayonnement cosmologique) qui comprirent qu'ils venaient de détecter le rayonnement prévu par Gamow quelques années plus tôt.

Cette découverte fut l’une des pierres d’angle de la mise en place comme modèle cosmologique du Big Bang. Récompensée par un prix Nobel, elle fut par ailleurs la source de nombreuses questions qui appelaient des mesures très précises.

2° Principes de la mesure

Les mesures faites par Penzias et Wilson permettaient d’affirmer que ce rayonnement était approximativement celui d’un corps noir et isotrope à 10% près. Mais la mesure de l’isotropie demandait à être fortement affinée et le rayonnement de corps noir confirmé pour donner des bases solides à la théorie.

De nombreuses mesures ont été effectuées depuis, aussi bien sur la terre ferme que par l’intermédiaire de ballons sondes et d’avions, suivant que l’on essayât de corriger les interférences du rayonnement terrestre ou atmosphérique : on en arriva à la conclusion que le rayonnement cosmologique présentait une isotropie de température au moins au dix-millième.

Cependant, une mesure plus précise apparût encore indispensable : une connaissance très précise du rayonnement cosmologique nous renseigne très précisément sur les conditions de la formation de ce rayonnement. Il s'agit en fait d’analyser la première image de l’Univers vieille de 15 milliards d’années, qui peut ainsi nous renseigner sur l’origine des structures que nous observons aujourd’hui, telles que les galaxies.

En fait, une mesure au cent millième (c'est-à-dire permettant de détecter des anisotropies de températures telles que ) devait être effectuée pour conforter ou infirmer les différents modèles de formation de ces structures : une isotropie qui irait au-delà du cent millième serait l’image d’une homogénéité telle que peu de modèles (dans le cadre de la théorie de Big Bang) pourraient expliquer la structure essentiellement inhomogène de l’Univers tel qu'on l’observe ; en effet, cette structure exige (compte tenu de l’âge estimé de l’Univers) l’existence de fluctuations dans la répartition de la matière d’alors, qui auraient fait subir aux photons un décalage gravitationnel, dont la relativité générale permet d’évaluer le niveau (une sur-densité doit entraîner une légère baisse de l’énergie des photons émis par cette région de l’espace). De plus, une vérification précise de la nature de spectre de corps noir du rayonnement cosmologique permettait d’assurer l’origine thermique du rayonnement, et donc sa concordance avec le modèle du Big Bang.

Enfin, la détection d’anisotropies locales permettait de prédire la présence de gaz chaud et d’amas stellaires dans les directions concernées, compte tenu de l’énergie que ces éléments peuvent fournir aux photons du rayonnement fossile.

Bien sûr, la précision requise par de telles mesures n’était pas sans poser de problèmes : il s'agissait de détecter les fluctuations du rayonnement cosmologiques uniquement, et donc d’éliminer les fluctuations dues à d’autres phénomènes.

Le premier phénomène à éliminer est celui dû à l’effet Doppler : le satellite tournant autour de la Terre, elle-même en mouvement dans le système solaire, en mouvement dans la galaxie, celle-ci étant animée d’un mouvement de rotation et d’un mouvement de translation vaer le centre de l’Amas Local ; la composition de ces mouvements induit un effet Doppler par rapport au rayonnement cosmologique ; le rayonnement en provenance de la direction vers laquelle se dirige globalement la Terre paraît plus chaud que celui de la direction opposée. Cette configuration entraîne la constitution d’un dipôle dans le ciel, qu'il convient de mesurer avec précision. Certaines mesures concernant ce dipôle ont certes été déjà faites, mais la mission COBE se doit d’établir la carte de ce dipôle avec une précision accrue pour en éliminer toute composante résultante dans la carte des fluctuations. Par ailleurs, une telle mesure permet d’affiner la mesure de la vitesse de la Terre par rapport au rayonnement cosmologique, et donc celui de notre galaxie, voire du Groupe local.

Il s'agit ensuite d’éliminer les rayonnements dus aux différentes poussières interstellaires (rayonnement d’origine galactique) : pour cela, on se sert d’un marqueur : l’hydrogène. On a en effet constater une corrélation entre la répartition des nuages de poussières et des émissions infrarouges de l’hydrogène. En déduisant ainsi la carte des émissions galactiques, on peut ensuite la soustraire à la carte du rayonnement total pour obtenir une image dépourvue au maximum des fluctuations non "cosmologiques".