Science

Observables

De la même manière que les mesures des courants marins, ou des vents, sont de précieux outils pour comprendre la physique des océans ou celle de l’atmosphère, les observables ou sondes cosmologiques révèlent des phénomènes physiques permettant de mieux comprendre l’Univers et son évolution. Pour résoudre le mystère de l’Univers invisible, quelles sont celles que va explorer Euclid ?

Lentille
gravitationnelle
faible

révélatrices
de l’invisible 

Depuis 1915, avec la théorie de la Relativité Générale d’Albert Einstein puis sa confirmation par l’observation d’une éclipse par Arthur Eddington en 1919, nous savons que la lumière est elle aussi affectée par la gravitation. C’est-à-dire qu’en présence d’un corps massif sur son trajet, les rayons de lumière vont être déviés en le traversant. Telle une lentille, ce corps massif va focaliser la lumière et en déformer ainsi l’image d’un objet situé en arrière-plan.

Cet effet est d’autant plus fort que le corps est massif. Ceci est également vrai pour la matière noire, étant donné que cette dernière présente elle aussi une masse. N’émettant et n’absorbant de lumière, sa présence ne se manifeste d’ailleurs qu’à partir des interactions gravitationnelles qu’elle entretient avec son environnement via sa masse. La matière noire étant distribuée partout dans l’Univers, la lumière d’une galaxie va donc être déviée toute au long de son trajet pour nous parvenir.

De ce fait, la toile cosmique que forment les structures filamentaires de l’Univers imprime des déformations sur les images de ces galaxies lointaines, comme si on les regardait à travers une vitre imparfaite. En mesurant ces distorsions (ou cisaillements) des images, il est possible de déduire les propriétés de la toile cosmique : plus grande est la structuration et plus grandes sont les déformations.

Ces distorsions sont si infimes que nous ne pouvons les détecter seulement à partir d’une seule galaxie. Elles ne peuvent être mises en évidence que statistiquement sur un grand nombre de galaxies.  D’où son appellation d’ « effet de lentille gravitationnelle faible » ou « lentillage gravitationnel faible ».

… et formidables
sondes cosmologiques

Depuis plus d’une vingtaine d’années, l’effet de lentille gravitationnelle faible est devenu une véritable technique en cosmologie pour sonder les grandes structures de l’Univers à travers ses âges. En mesurant les déformations des galaxies, nous pouvons évaluer à la fois le contenu visible (les galaxies observées) ainsi que la quantité de matière noire sur la ligne de visée. Ces observations nous permettent de dresser ces éléments cruciaux que sont les cartes de distribution de matière. Elles nous permettent en effet de mesurer la formation et l’évolution des structures dans l’Univers et ainsi d’essayer de mieux comprendre les effets de l’énergie sombre au fil du temps.

Affiner la précision de ces cartes nécessite d’observer un très grand nombre de galaxies lointaines. Ces dernières étant typiquement de petite taille et de faible luminosité, elles nécessitent des observations profondes à bord d’un télescope conséquent à grand champ de vue, des caractéristiques implémentées chez Euclid.

Durant ses 6 ans de mission, Euclid va inspecter – via l’instrument VIS – plus d’1.5 milliards de galaxies accroissant de 100 fois la taille de nos relevés actuels !

Pour atteindre la précision requise, un des défis majeurs sera de maîtriser toutes les déformations des galaxies dues à des effets instrumentaux ou environnementaux. Les instruments n’étant pas parfaits, ils vont créer des distorsions sur les galaxies qui ne seraient à ce moment-là pas dues aux effets de lentilles gravitationnelles faibles et pourraient fausser les résultats. Pour pallier à ce problème, une collaboration entre les chercheurs et les ingénieurs est fondamentale dans l’identification des différents effets afin de les corriger au mieux.

Agrégation
des galaxies

Les oscillations baryoniques
acoustiques :
un écho de la jeunesse
de l’Univers

De ses premiers instants jusqu’à ce qu’il ait environ 380 000 ans, l’Univers se présentait comme un plasma de particules (baryons, électrons et photons). Du fait des conditions de température et de densité qui régnaient dans ce milieu à cette époque-là, les particules de lumière – les photons – ne cessaient d’interagir avec la matière alentour, empêchant les protons de capturer des électrons pour former des atomes. La matière et la lumière étaient ainsi indissociables l’une de l’autre à cette époque-là.

Il existait déjà dans ce bouillon originel certaines zones légèrement plus denses que d’autres qui, sous l’effet de la gravitation, attiraient le plasma aux alentours. Ces mouvements de contraction de la matière se heurtent cependant à la pression de radiation générée par les particules de lumière (les photons), conduisant à des mouvements de rebond. Cela entraîne un phénomène physique bien identifié :  les ondes plasma nommées oscillations baryoniques acoustiques (BAO) en cosmologie. Il s’agit là d’ondes semblables à celles créées à la surface de l’eau après y avoir jeté une pierre, sauf que l’origine de leur création est de nature autrement différente.

L’Univers – déjà en expansion – se refroidit peu à peu et devint de moins en moins dense jusqu’à ce que les conditions furent telles que les atomes purent enfin se former ; il s’agit du découplage matière-rayonnement. La lumière put alors s’échapper et laisser entrevoir la première image de l’Univers alors âgé de 380 000 ans : le fond diffus cosmologique (ou en anglais Cosmic Microwave Background, CMB). La lumière échappée, les forces de pression liées au rayonnement de la lumière cessèrent, entraînant inévitablement un coup d’arrêt de la propagation des ondes plasma. La distribution de matière à cet instant resta figée, ne laissant plus qu’un motif imprimé, comme si l’eau de tout à l’heure avait brutalement gelé. Cette répartition joua un rôle primordial dans l’évolution de l’Univers puisque les surdensités imprimées dans le milieu seraient – sous l’égide de la gravitation – à l’origine des galaxies et amas de galaxies observés aujourd’hui. La distribution des galaxies dans le ciel révèle ainsi des phénomènes physiques résultant d’une époque reculée de l’Univers.

Comparer la distribution de galaxies passée et présente permet d’accéder à des informations précieuses sur l’évolution de l’Univers, sa géométrie et la quantité de matière qui le compose. D’où l’intérêt d’effectuer un grand relevé de plusieurs millions de galaxies à différentes périodes de l’Univers permettant de reconstruire une carte en 3 dimensions de l’évolution des structures de l’Univers. D’autant plus que ce dernier ayant énormément grandi en 13.5 milliards d’années, détecter le motif imprimé par les ondes baryoniques acoustiques ne peut se faire qu’à très grandes échelles. 

RSD la toile
cosmique
distordue

Déterminer la distance cosmologique d’une galaxie requiert la mesure de son décalage vers le rouge (redshift en anglais). Du fait que les galaxies s’éloignent de la nôtre – la voie lactée – ou plutôt que l’espace entre elles et la nôtre augmente, conséquence de l’expansion de l’Univers, les fréquences de la lumière émise par les galaxies se décalent vers le rouge. L’évaluation de ce décalage vers le rouge du spectre lumineux de la galaxie, qui est proportionnel à la vitesse d’expansion, permet d’estimer la distance à partir de la généralisation de la loi de Hubble. Cette méthode a priori bien maîtrisée depuis près d’un siècle comprend toutefois une complication. En effet, le décalage mesuré correspond plus précisément à la vitesse d’expansion ajoutée de la vitesse propre de la galaxie dans son environnement. Comme cette dernière n’est pas connue a priori et ne peut être différenciée de la vitesse d’expansion, les catalogues tridimensionnels ainsi construits seront déformés.

Ces distorsions dans l’espace des redshifts (en anglais : redshift space distorsions, RSD), sont un outil puissant pour tester les lois de la gravitation. Les vitesses propres des galaxies sont en effet liées à la vitesse à laquelle les structures croissent dans l’Univers et donnent une indication de l’efficacité de la gravitation à regrouper la matière. Ceci est de première importance pour comprendre l’accélération récente de l’expansion de l’Univers.

Pour résoudre le puzzle de l’énergie noire et de l’accélération de l’expansion de l’Univers par les méthodes des BAO ou des RSD, un relevé à grandes échelles est essentiel. Euclid, par le biais de son volet spectroscopique assuré par l’instrument NISP, permettra de déterminer la position en 3 dimensions de plusieurs dizaines de millions de galaxies, une cartographie de la toile cosmique d’une ampleur et d’une précision inégalées nécessaires à l’accomplissement de cet objectif scientifique.

Les amas
de galaxies

Les astres les plus
massifs de l’Univers…

Les amas de galaxies sont des concentrations de galaxies extrêmement riches pouvant recenser jusqu’à des milliers de membres. Dans chacun des amas, les galaxies cohabitent avec du gaz extrêmement chaud et la matière noire qui est la composante dominante. Ces divers milieux sont liés par la force de gravité exercée par la masse colossale de l’amas qui peut atteindre un million de milliards de fois la masse du Soleil ! Ce sont véritablement les objets gravitationnellement liés les plus massifs de l’Univers.

Au cours des dernières décennies, les grands relevés recensant la distribution de galaxies ont permis d’appréhender la structure à grande échelle de l’Univers proche caractérisée par ces filaments de matière enserrant des bulles de vides cosmiques. Avec Euclid et les milliards de galaxies observées, les scientifiques vont effectuer une cartographie 3D d’envergure inégalée de cette tapisserie cosmique.

portant la signature de l’histoire de la croissance des grandes structures

La théorie actuelle préconise que les amas se forment progressivement au cours du temps de manière hiérarchique. En d’autres termes, d’abord par accrétion de petits groupes de galaxies jusqu’aux fusions le long des filaments aux plus grandes échelles. Étant ainsi les dernières structures à se former, les amas de galaxies sont des objets astrophysiques uniques portant la signature de l’histoire de la croissance des structures et du modèle cosmologique sous-jacent. De longue date, la distribution globale, le nombre et la répartition spatiale de ces amas nous permettent de contraindre la physique qui régit l’Univers tout au long de son histoire. Ainsi, selon le modèle choisi dans les simulations, les estimations de ces paramètres auront des valeurs différentes. Les comparaisons de ces simulations à l’observation permettront alors de préciser ou rejeter un modèle.

Une véritable révolution

Avec les performances d’Euclid et les techniques de détections très sophistiquées que les scientifiques ont mises en place, il sera possible, à partir de centaines de milliers de nouveaux amas révélés, de reconstruire le scénario de la formation des amas et de tester le modèle de formation hiérarchique des galaxies et des structures. Avec une couverture angulaire et une profondeur inégalées, le relevé Euclid permettra de détecter plus de 100 000 amas riches, balayant les derniers 12 milliards d’années de l’histoire de l’Univers et deviendra une véritable référence pour les études scientifiques à venir. Il sera notamment capable de sonder la période entre 10 et 12 milliards d’années pour la première fois, époque où les premiers amas se sont formés et à laquelle la dépendance du nombre d’amas en fonction de l’énergie sombre est la plus forte. Alors que seulement quelques dizaines d’amas sont aujourd’hui identifiés au-delà de 9 milliards d’années, la mission en dévoilera des milliers, révélant les morphologies de leurs galaxies et leurs couleurs avec une richesse inouïe de détails, et traquant les flambées de formation stellaire en leur sein.
En outre, il sera possible de « peser » ces amas en utilisant la méthode de cisaillement gravitationnel avec une précision et une exactitude inégalées. En combinant l’analyse de la distribution des galaxies à celle de la matière noire provenant du cisaillement gravitationnel au sein des amas, les scientifiques pourront aussi tester les propriétés intrinsèques de la matière noire.
Les amas vus par Euclid apporteront ainsi une approche originale, complémentaire aux sondes principales (cisaillement gravitationnel, structure à grande échelle de l’Univers) permettant de contraindre l’équation d’état de l’énergie sombre et de tester notre théorie de la gravitation.

Corrélations
croisées

L’Univers tel qu’il est aujourd’hui
est fortement lié
à ses premiers instants…

Les galaxies et amas de galaxies sont issus d’infimes perturbations présentes aux premiers instants de l’Univers qui se sont ensuite accrues sous l’effet de la gravité. Elles se matérialisent sous forme d’anisotropie de température dans le fond diffus cosmologique. Par cette relation de cause-conséquence, ce dernier nous donne ainsi une fenêtre unique et puissante du début, de la géométrie et du contenu de l’Univers.

Les observables cosmologiques utilisées pour sonder l’Univers à différents âges partagent toutes les mêmes causes physiques (les perturbations de densité attribuées à un champ inflationnaire) et un cadre commun de leur évolution (le modèle cosmologique). Depuis leur émission il y a 13,7 milliards d’années et leur observation aujourd’hui, les photons du fond diffus cosmologique ont interagi avec la matière présente dans l’Univers. Ainsi, nos sondes cosmologiques ont une relation de dépendance avec les écarts de température présents dans le fond diffus cosmologique. On parle de corrélation.

c’est pourquoi les corrélations croisées sont de précieux outils

Une corrélation telle que celle entre les conditions au début de l’Univers et les sondes cosmologiques, apporte une information complémentaire précieuse à exploiter pour améliorer les contraintes sur le modèle cosmologique, et en particulier sur l’histoire de l’expansion de l’Univers. En réalité, tester la validité du modèle cosmologique nécessite une accumulation de données d’excellente qualité, mais aussi une grande variété de sondes. Chaque observable possède une dépendance unique aux paramètres cosmologiques, c’est pourquoi il est nécessaire de les combiner dans les analyses. Non seulement cela donne de meilleures contraintes sur le modèle cosmologique, cela met également en avant de potentiels conflits entre les données et le modèle d’une théorie donnée. En d’autres termes une telle combinaison permet de distinguer si ce qui est observé résulte d’un effet systématique ou d’un résultat nouveau en physique.

La complémentarité entre le fond diffus cosmologique et les sondes des structures à grande échelle est extraite via des calculs de corrélation entre les données du fond diffus cosmologique (les cartes de température, de polarisation, etc.) et des sondes extraites des catalogues à grande échelle (carte de densités de galaxie, cisaillement gravitationnel, etc.). C’est ce que l’on appelle une corrélation croisée.