Évolution de l'Univers - le modèle standard de la cosmologie - APC Jean-Christophe Hamilton
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Évolution de l’Univers
le modèle standard de la cosmologie
Jean-Christophe Hamilton
APC
hamilton@apc.univ-paris7.fr
J.-Ch. Hamilton - Université Paris-Diderot - DEPAES Décembre 2009
vendredi 18 décembre 2009
Plan du cours
• ★Cours I : Une vue d’ensemble de la cosmologie
Le modèle standard FLRW - alias Big Bang
• ★Cours II : La cosmologie observationnelle aujourd’hui
Histoire thermique, mesures de distance, matière noire
• Cours III : La cosmologie observationnelle aujourd’hui
(suite)
★ Énergie noire, fond diffus cosmologique, inflation
J.-Ch. Hamilton - Université Paris-Diderot - DEPAES Décembre 2009
vendredi 18 décembre 2009
• Cours III : La cosmologie observationnelle aujourd’hui
(suite)
★ Énergie noire
- Bug ou réalité ?
★ Le fond diffus cosmologique
- L’outil de rêve pour la cosmologie
★ L’inflation et la polarisation B du fond diffus cosmologique
- Une fenêtre vers l’Univers primordial
J.-Ch. Hamilton - Université Paris-Diderot - DEPAES Décembre 2009
vendredi 18 décembre 2009
• Cours III : La cosmologie observationnelle aujourd’hui
(suite)
★ Énergie noire
- Bug ou réalité ?
★ Le fond diffus cosmologique
- L’outil de rêve pour la cosmologie
★ L’inflation et la polarisation B du fond diffus cosmologique
- Une fenêtre vers l’Univers primordial
J.-Ch. Hamilton - Université Paris-Diderot - DEPAES Décembre 2009
vendredi 18 décembre 2009
Énergie sombre:
• ★Questions
Valeur de
importantes :
★ Nature de l’énergie sombre : équation d’état «w»
- Ingrédient des équations de Friedman : p = wρ
• ★Indications observationnelles:
Supernovae de type Ia
- Mesure de distance de luminosité
★ Soustraction cosmique
- Beaucoup d’observations différentes + Ω k = Ω m + ΩΛ − 1
J.-Ch. Hamilton - École de Gif 2009 - Batz-sur-mer
vendredi 18 décembre 2009
Les Supernovae de type Ia
• «Stella Nova» (Kepler) aussi
brillante qu’une galaxie toute
entière
➡ Visible de très loin !
➡ rare ~ qques / galaxie / siècle
• Explosion stellaire
SNII
}
Hydrogène
Uniquement dans les
populations jeunes
pas de Si II SNIb/c
Pas d’Hydrogène
Si II SNIa Un peu partout ...
J.-Ch. Hamilton - École de Gif 2009 - Batz-sur-mer
vendredi 18 décembre 2009
Modèles de supernovae
• ★SNII, SNIb/c : «Core Collapse»
effondrement sur elle même d’une étoile
massive (jeune)
• SNIa : Explosion
thermonucléaire d’une naine
banche (système binaire)
★ La naine blanche a consommé tout son H
- Elle ne tient que par la pression quantique des
électrons
- Stable uniquement si M < 1.44 Mo
★ Elle phagocyte son compagnon
- sa masse augmente
★ Quand M/1.44 Mo : explosion
thermonucléaire
- La matière est incinérée et forme des noyaux
lourds
J.-Ch. Hamilton - École de Gif 2009 - Batz-sur-mer
vendredi 18 décembre 2009
SNIa
• Physique de l’explosion
Röpke (2006)
mal comprise
★ mode d’ignition ?
★ Détonation (supersonique) ?
★ Déflagration (subsonique) ?
• L’explosion produit une
large quantité de 56Ni
Temps (jours)
★ Désintégration : ~ 15j
★ Suivi de Cobalt : ~ plusieurs mois
• La masse est toujours la
même
★ On attend une grande
homogénéité Temps (jours)
J.-Ch. Hamilton - École de Gif 2009 - Batz-sur-mer
vendredi 18 décembre 2009
SNIa : Chandelles standard
• Très lumineuses (plus que leur galaxie): visibles de loin
• Luminosité au max. standardisable : Mesure de D (z)
-20
B Band
l
as measured
-19
MB – 5 log(h/65)
-18
-17
-16
Calan/Tololo SNe Ia
-15
-20 0 20 40 60
days
-20
light-curve timescale
-19
“stretch-factor” corrected
MB – 5 log(h/65)
-18
-17
-16
-15
-20 0 20 40 60
days
Phillips (1993) Kim (1996) J.-Ch. Hamilton - École de Gif 2009 - Batz-sur-mer
vendredi 18 décembre 2009
«Découverte» de : 1998
• ★Deux équipes :
SCP : Perlumtter et al.
L’Univers est en
★ High-z : Riess et al. expansion accélérée !
Luminosité
Redshift z
J.-Ch. Hamilton - École de Gif 2009 - Batz-sur-mer
vendredi 18 décembre 2009«Découverte» de : 1998
• ★Deux équipes :
SCP : Perlumtter et al.
L’Univers est en
★ High-z : Riess et al. expansion accélérée !
Luminosité
Résultats actuels
Redshift z
J.-Ch. Hamilton - École de Gif 2009 - Batz-sur-mer
vendredi 18 décembre 2009Soustraction Cosmique
• Diverses observations montrent que m=0.3
m ~ 0.3
Tiré de R. Kolb
J.-Ch. Hamilton - École de Gif 2009 - Batz-sur-mer
vendredi 18 décembre 2009Soustraction Cosmique
tot
?
1- 0.3 = 0.7
m
J.-Ch. Hamilton - École de Gif 2009 - Batz-sur-mer
vendredi 18 décembre 2009Preuves expérimentales de
• Trois méthodes indépendantes
• Convergence remarquable
★ m=0.3 =0.7
WMAP
• CDM est incontournable
★ Bug théorique ? observationnel ?
★ Énergie noire ?
★ Gravitation ?
➡ Aller plus loin: équation d’état de en fct de z [Kowalski et al. (2008)]
w(z) = w0 + z w1 ou w(a) = w0 + (1-a) wa
J.-Ch. Hamilton - École de Gif 2009 - Batz-sur-mer
vendredi 18 décembre 2009• Cours III : La cosmologie observationnelle aujourd’hui
(suite)
★ Énergie noire
- Bug ou réalité ?
★ Le fond diffus cosmologique
- L’outil de rêve pour la cosmologie
★ L’inflation et la polarisation B du fond diffus cosmologique
- Une fenêtre vers l’Univers primordial
J.-Ch. Hamilton - Université Paris-Diderot - DEPAES Décembre 2009
vendredi 18 décembre 2009Le fond diffus cosmologique (CMB)
• Relique du découplage matière-
rayonnement
★ Prédit par G. Gamow (1948)
★ Découvert par A. Penzias & R. Wilson (1965)
• ★Rayonnement isotrope G. Gamow
“corps noir” parfait à 2.728K
★ plutôt millimétrique que micro-onde A. Penzias & R. Wilson
★ 400 photons/cm3
★ Devrait conserver la trace des fluctuations
primordiales
• ★Prix1978Nobel :
: Penzias & Wilson
★ 2006 : Smoot & Mather : COBE
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Le fond diffus cosmologique (CMB)
• Relique du découplage matière-
rayonnement
★ Prédit par G. Gamow (1948)
★ Découvert par A. Penzias & R. Wilson (1965)
• ★Rayonnement isotrope G. Gamow
“corps noir” parfait à 2.728K
★ plutôt millimétrique que micro-onde A. Penzias & R. Wilson
★ 400 photons/cm3 (COBE/DMR homepage)
★ Devrait conserver la trace des fluctuations
primordiales
• ★Prix1978Nobel :
: Penzias & Wilson
★ 2006 : Smoot & Mather : COBE
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Le fond diffus cosmologique (CMB)
• Relique du découplage matière-
rayonnement
★ Prédit par G. Gamow (1948)
★ Découvert par A. Penzias & R. Wilson (1965)
• ★Rayonnement isotrope G. Gamow
“corps noir” parfait à 2.728K
★ plutôt millimétrique que micro-onde A. Penzias & R. Wilson
★ 400 photons/cm3 (COBE/DMR homepage)
★ Devrait conserver la trace des fluctuations
+1.4 mK
primordiales
• ★Prix1978Nobel :
: Penzias & Wilson
-1.4 mK
★ 2006 : Smoot & Mather : COBE
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Le fond diffus cosmologique (CMB)
• Relique du découplage matière-
rayonnement
★ Prédit par G. Gamow (1948)
★ Découvert par A. Penzias & R. Wilson (1965)
• ★Rayonnement isotrope G. Gamow
“corps noir” parfait à 2.728K
★ plutôt millimétrique que micro-onde A. Penzias & R. Wilson
★ 400 photons/cm3 (COBE/DMR homepage)
★ Devrait conserver la trace des fluctuations
+1.4 mKµK
+/- 30
primordiales
• ★Prix1978Nobel :
: Penzias & Wilson
-1.4 mK
WMAP
★ 2006 : Smoot & Mather : COBE
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Lancé le 14 mai 2009
Température : 100 mK
1st light survey 13-26 août
All-sky survey : 27 août - ...
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Relier les anisotropies du CMB aux
fluctuations primordiales
• Développement en harmoniques
sphériques
∞ �
� �
∆T
(θ, φ) = a�m Y�m (θ, φ)
T
�=0 m=�
• Spectre de puissance angulaire
1
�
� 2
C� = |a�m |
2� + 1
m=−�
• � est l’inverse d’un angle
� = 200 ↔ θ = 1deg.
B. Revenu
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Forme du spectre de puissance
★ L’univers primordial est un fluide couplé Structures de taille décroissante (modes de Fourier)
photons-matière dominé par le
rayonnement
Pas d’effondrement de matière
★ La matière commence à s’effondrer à
l’égalité matière-rayonnement
★ Des ondes acoustiques dues à la
pression de radiation
√ se propagent à la
vitesse du son ( c/ 3 )
W. Hu
★ les oscillations sont gelées au moment
du découplage matière-rayonnement
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Forme du spectre de puissance
★ L’univers primordial est un fluide couplé Structures de taille décroissante (modes de Fourier)
photons-matière dominé par le
rayonnement
Pas d’effondrement de matière
★ La matière commence à s’effondrer à
l’égalité matière-rayonnement
★ Des ondes acoustiques dues à la
pression de radiation
√ se propagent à la
vitesse du son ( c/ 3 )
W. Hu
★ les oscillations sont gelées au moment
du découplage matière-rayonnement
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Forme du spectre de puissance
★ L’univers primordial est un fluide couplé Structures de taille décroissante (modes de Fourier)
photons-matière dominé par le
rayonnement
Pas d’effondrement de matière
★ La matière commence à s’effondrer à
l’égalité matière-rayonnement
★ Des ondes acoustiques dues à la
pression de radiation
√ se propagent à la
vitesse du son ( c/ 3 )
W. Hu
★ les oscillations sont gelées au moment
du découplage matière-rayonnement
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Forme du spectre de puissance
★ L’univers primordial est un fluide couplé Structures de taille décroissante (modes de Fourier)
photons-matière dominé par le
rayonnement
Pas d’effondrement de matière
★ La matière commence à s’effondrer à
l’égalité matière-rayonnement
★ Des ondes acoustiques dues à la
pression de radiation
√ se propagent à la
vitesse du son ( c/ 3 )
W. Hu
★ les oscillations sont gelées au moment
du découplage matière-rayonnement
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Forme du spectre de puissance
★ L’univers primordial est un fluide couplé Structures de taille décroissante (modes de Fourier)
photons-matière dominé par le
rayonnement
Pas d’effondrement de matière
★ La matière commence à s’effondrer à
l’égalité matière-rayonnement
★ Des ondes acoustiques dues à la
pression de radiation
√ se propagent à la
vitesse du son ( c/ 3 )
W. Hu
★ les oscillations sont gelées au moment
du découplage matière-rayonnement
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Forme du spectre de puissance
★ L’univers primordial est un fluide couplé Structures de taille décroissante (modes de Fourier)
photons-matière dominé par le
rayonnement
Pas d’effondrement de matière
★ La matière commence à s’effondrer à
l’égalité matière-rayonnement
★ Des ondes acoustiques dues à la
pression de radiation
√ se propagent à la
vitesse du son ( c/ 3 )
W. Hu
★ les oscillations sont gelées au moment
du découplage matière-rayonnement
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Forme du spectre de puissance
★ L’univers primordial est un fluide couplé Structures de taille décroissante (modes de Fourier)
photons-matière dominé par le
rayonnement
Pas d’effondrement de matière
★ La matière commence à s’effondrer à
l’égalité matière-rayonnement
★ Des ondes acoustiques dues à la
pression de radiation
√ se propagent à la
vitesse du son ( c/ 3 )
W. Hu
★ les oscillations sont gelées au moment
du découplage matière-rayonnement
150 Mpc à z=1000
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Influence de la géométrie de l’Univers
ore
n e
so lag
n p
ir zo cou
é
Ho u d
a
Ouvert Ouvert Plat Fermé
Fermé
Plat
Mais : C’est un plus compliqué que cela
à cause de la dégénérescence
avec H et
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Constante
!
de Hubble
dz
D∝
H(z)
ure
uct
str
’ u ne
d
aille
t D
(z
=
re 10
ctu 00
r u ,
st h
ne gr
d’u an
D
(z aille d)
t
=
10
00
,
h
pe
tit
)
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009!
Énergie sombre
dz
D∝
H(z)
accélère l’expansion
u re
uct
str
’ u ne
d
aille
t
D
(z
re =
tu 10
uc 00
str ,
ne Λ
D d’u gr
an
(z
aille d)
= t
10
00
,
Λ
pe
tit
)
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Matière baryonique
W. Hu
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009un domaine bouillonnant...
1999 2009
Immense succès : plusieurs milliers de points de mesures indépendants
ajustés avec moins de 10 paramètres ...
Gràce à WMAP, mais surtout à l’apparition des bolomètres et à
l’augmentation de leur nombre
Bientôt Planck ...
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Le CMB est polarisé à ~ 10%
W. Hu
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Le CMB est polarisé à ~ 10%
W. Hu
N. Ponthieu
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Le CMB est polarisé à ~ 10%
★ Paramètres de Stokes :
�� �2 � � �
�E� (�n)� + |E⊥ (�n)| 2 (scalaire)
I(�n) =
�� �2 � � �
�E� (�n)� − |E⊥ (�n)| 2
Q(�n) = (spin 2)
� � � �
U (�n) = E� (�n)E⊥ (�n) + E⊥ (�n)E� (�n)
� �
(spin 2)
�� � � ��
V (�n) = i E� (�n)E⊥ (�n) − E⊥ (�n)E� (�n)
� � (spin 2)
W. Hu
N. Ponthieu
★ Décomposition en harmoniques sphériques de spin +/- 2
�
Q(�n) + iU (�n) = a2,�m 2 Y�m (�n)
�m
�
Q(�n) − iU (�n) = a−2,�m −2 Y�m (�
n)
�m
★ Tout champ de polarisation peut être décomposé en 2
champs scalaires E et B
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Le CMB est polarisé à ~ 10%
★ Paramètres de Stokes :
�� �2 � � �
�E� (�n)� + |E⊥ (�n)| 2 (scalaire)
I(�n) =
�� �2 � � �
�E� (�n)� − |E⊥ (�n)| 2
Q(�n) = (spin 2)
� � � �
U (�n) = E� (�n)E⊥ (�n) + E⊥ (�n)E� (�n)
� �
(spin 2)
�� � � ��
V (�n) = i E� (�n)E⊥ (�n) − E⊥ (�n)E� (�n)
� � (spin 2)
W. Hu
N. Ponthieu
★ Décomposition en harmoniques sphériques de spin +/- 2
�
Q(�n) + iU (�n) = a2,�m 2 Y�m (�n)
�m
�
Q(�n) − iU (�n) = a−2,�m −2 Y�m (�
n)
�m
★ Tout champ de polarisation peut être décomposé en 2
champs scalaires E et B
a2,�m + a−2,�m (pair) E>0 E0 BLe CMB est polarisé à ~ 10%
★ Paramètres de Stokes :
�� �2 � � �
�E� (�n)� + |E⊥ (�n)| 2 (scalaire)
I(�n) =
�� �2 � � �
�E� (�n)� − |E⊥ (�n)| 2
Q(�n) = (spin 2)
� � � �
U (�n) = E� (�n)E⊥ (�n) + E⊥ (�n)E� (�n)
� �
(spin 2)
�� � � ��
V (�n) = i E� (�n)E⊥ (�n) − E⊥ (�n)E� (�n)
� � (spin 2)
W. Hu
N. Ponthieu
★ Décomposition en harmoniques sphériques de spin +/- 2
�
Q(�n) + iU (�n) = a2,�m 2 Y�m (�n)
�m
�
Q(�n) − iU (�n) = a−2,�m −2 Y�m (�
n)
�m
★ Tout champ de polarisation peut être décomposé en 2
champs scalaires E et B
}
a2,�m + a−2,�m (pair) E>0 E0 BMesures de polarisation du CMB
• Détection en 2001
★ DASI et CBI (interféromètres)
• Mesures ultérieures:
★ Parfait accord avec les
mesures de température
• Correspondance
entre pics de TT et
creux de EE
★ Caractéristique de
perturbations primordiales
adiabatiques (inflation par
exemple ...) [QUAD Collaboration: Arxiv:0906.1003]
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Mesures de polarisation du CMB
• Détection en 2001
★ DASI et CBI (interféromètres)
• Mesures ultérieures:
★ Parfait accord avec les
mesures de température
• Correspondance
entre pics de TT et
creux de EE
★ Caractéristique de
perturbations primordiales
adiabatiques (inflation par
exemple ...) [QUAD Collaboration: Arxiv:0906.1003]
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009ce que l’on sait déjà
• Modèle standard de la
cosmologie : CDM
★ L’Univers est en expansion
- Constante de Hubble
★ L’Univers est plat : tot≈1
- CMB + Constante de Hubble
★ Il contient de l’énergie sombre ~ 74%
- SNIa, CMB+H, mesures de m
- quantité connue, nature inconnue
WMAP
★ Il contient de la matière noire ~ 22%
- Courbes de rotation, formation des
structures, CMB
- quantité connue, nature inconnue
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009ce que l’on sait déjà
• Modèle standard de la
cosmologie : CDM
★ L’Univers est en expansion
- Constante de Hubble
★ L’Univers est plat : tot≈1
- CMB + Constante de Hubble
★ Il contient de l’énergie sombre ~ 74%
- SNIa, CMB+H, mesures de m
- quantité connue, nature inconnue
WMAP
★ Il contient de la matière noire ~ 22%
- Courbes de rotation, formation des
[Kowalski et al. (2008)]
structures, CMB
- quantité connue, nature inconnue
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009ce que l’on sait déjà
• Modèle standard de la
Énergie sombre
Matière noire
Matière baryonique
cosmologie : CDM 4%
★ L’Univers est en expansion 22 %
- Constante de Hubble 74 %
★ L’Univers est plat : tot≈1
- CMB + Constante de Hubble
★ Il contient de l’énergie sombre ~ 74%
- SNIa, CMB+H, mesures de m
- quantité connue, nature inconnue
WMAP
★ Il contient de la matière noire ~ 22%
- Courbes de rotation, formation des
[Kowalski et al. (2008)]
structures, CMB
- quantité connue, nature inconnue
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Le satellite Planck
Communiqué de presse
(17/09/2009)
Lancé le 14 mai 2009
1st light survey 13-26 août
All-sky survey : 27 août - ...
Prévisions
Planck
[Planck Bluebook]
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Le CMB après Planck [Planck Bluebook]
Prédictions Planck Prédictions Planck
Spectre TT Spectre TE
Prédictions Planck
Spectre EE
Prédictions Planck
Spectre BB r=0.1
Qu’y a-t-il au delà ? D’où viennent les
formes de spectre de Inflation !
Cela vaut-il le coup Cl que l’on ajuste sur
d’aller plus loin ? les données ?
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009• Cours III : La cosmologie observationnelle aujourd’hui
(suite)
★ Énergie noire
- Bug ou réalité ?
★ Le fond diffus cosmologique
- L’outil de rêve pour la cosmologie
★ L’inflation et la polarisation B du fond diffus cosmologique
- Une fenêtre vers l’Univers primordial
J.-Ch. Hamilton - Université Paris-Diderot - DEPAES Décembre 2009
vendredi 18 décembre 2009L’inflation
• Expansion accélérée aux premiers instants de l’Univers.
• Résout des paradoxes connus du modèle du Big-Bang
★ Horizon
★ Platitude
★ Monopoles
• Prédit la forme des fluctuations de densité primordiales
★ Graines pour la formation des structures
★ Gaussianité
★ présence de modes scalaires et tenseurs
★ indice spectral proche légèrement inférieur à 1
• Tous les modèles ajustés sur le CMB, les modèles de formation des
structures, supposent implicitement une inflation
★ On aimerait quand même vérifier ...
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Problème de l’horizon
• L’Univers est très homogène aux
grandes échelles Fluctuations de
température de
~1/100 000
• Cela signe un processus de
«thermalisation» dans l’Univers jeune
• Or l’horizon au moment du
découplage était ~ 1 degré
• Comment des zones déconnectées Taille d’une
zone
homogène s inflatio
n
causalement se sont-elles sa n
p are
n t
p
thermalisées ? o riz
o na
h
• Solution : Inflation
Temps
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Problème de l’horizon
(COBE/DMR homepage)
• L’Univers est très homogène aux
grandes échelles Fluctuations de
température de
~1/100 000
• Cela signe un processus de
«thermalisation» dans l’Univers jeune
• Or l’horizon au moment du
découplage était ~ 1 degré
• Comment des zones déconnectées Taille d’une
zone
homogène s inflatio
n
causalement se sont-elles sa n
p are
n t
p
thermalisées ? o riz
o na
h
• Solution : Inflation
Temps
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Problème de l’horizon
(COBE/DMR homepage)
• L’Univers est très homogène aux
grandes échelles Fluctuations de
température deau
Taille de l’horizon
~1/100
moment 000
du découplage
• Cela signe un processus de
«thermalisation» dans l’Univers jeune
• Or l’horizon au moment du
découplage était ~ 1 degré
• Comment des zones déconnectées Taille d’une
zone
homogène s inflatio
n
causalement se sont-elles sa n
p are
n t
p
thermalisées ? o riz
o na
h
• Solution : Inflation
Temps
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Problème de l’horizon
(COBE/DMR homepage)
• L’Univers est très homogène aux
grandes échelles Fluctuations de
température deau
Taille de l’horizon
~1/100
moment 000
du découplage
• Cela signe un processus de
«thermalisation» dans l’Univers jeune
• Or l’horizon au moment du
découplage était ~ 1 degré
• Comment des zones déconnectées Taille d’une
zone
homogène s inflatio
n
avec inflatio
n
causalement se sont-elles sa n
p are
n t
p
thermalisées ? o riz
o na
h
• Solution : Inflation
Thermalisation Temps
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Problème de la platitude
• tot=1 est «instable»
- le moindre écart à la platitude à t=0
se traduirait aujourd’hui par une
écart considérable
- or on mesure tot=1 avec 1% de
précision !
à t=10-43 sec : |tot-1|Problème de la platitude
• tot=1 est «instable»
- le moindre écart à la platitude à t=0
se traduirait aujourd’hui par une
écart considérable
- or on mesure tot=1 avec 1% de
précision !
à t=10-43 sec : |tot-1|D’où viennent les structures ?
Galaxies dans une tranche
en déclinaison de SDSS
• On observe de nombreuses
structures denses autour de nous
(galaxies, amas, filaments)
• le Big-Bang «simple» n’explique
pas leur origine
• si on «suppose» les graines alors
on explique bien les structures Simulation numérique (V. Springel - MPIA)
• Deux alternatives :
★ conditions initiales ad-hoc
★ processus permettant de les générer :
L’inflation
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009D’où viennent les structures ?
Galaxies dans une tranche
en déclinaison de SDSS
• On observe de nombreuses
structures denses autour de nous
(galaxies, amas, filaments)
• le Big-Bang «simple» n’explique
pas leur origine
• si on «suppose» les graines alors
on explique bien les structures Simulation numérique (V. Springel - MPIA)
• Deux alternatives :
★ conditions initiales ad-hoc
★ processus permettant de les générer :
L’inflation
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009La Phase d’inflation
Slow-Roll : faible pente et faible courbure
V()
• Un champ scalaire, l’inflaton, domine
l’Univers primordial
• Potentiel de slow-roll
expansion accélérée inflation
• L’inflation s’arrête quand le champ
approche de son minimum
Reheating : production de particules
• L’univers suit alors une évolution
classique
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009 Slow-RollSlow-Roll
: faible pente
: faible
etpente
faible et
courbure
faible courbureLa Phase d’inflation
Slow-Roll : faible pente et faible courbure
V()
• Un champ scalaire, l’inflaton, domine
Inflation Reheating
l’Univers primordial
• Potentiel de slow-roll
expansion accélérée inflation
• L’inflation s’arrête quand le champ
Expansion accélérée L’inflaton se désintègre
approche de son minimum en particules
Reheating : production de particules
• L’univers suit alors une évolution
classique
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009 Slow-RollSlow-Roll
: faible pente
: faible
etpente
faible et
courbure
faible courbureLa Phase d’inflation
Slow-Roll : faible pente et faible courbure
V()
• Un champ scalaire, l’inflaton, domine
Inflation Reheating
l’Univers primordial
• Potentiel de slow-roll
expansion accélérée inflation
• L’inflation s’arrête quand le champ
Expansion accélérée L’inflaton se désintègre
approche de son minimum en particules
Reheating : production de particules
les fluctuations quantiques du potentiel de
l’inflaton sont «grossies» par l’inflation et
• L’univers suit alors une évolution donnent des fluctuations macroscopiques
dont on peut prédire la forme
classique graines pour la formation des structures
modes scalaires et tenseurs
spectre presque invariant d’échelle
fluctuations presque gaussiennes
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009 Slow-RollSlow-Roll
: faible pente
: faible
etpente
faible et
courbure
faible courburePrédictions de l’inflation
wmap5y + quad (ade et al. 2007)
100.000
ctt
10.000
cte
sqrt(l(l+1)cl/2π) [µk]
1.000
cee
BICEP 2009
t/s=0.1
0.100
t/s=0.01
cbb t/s=0.001
0.010
cbb lensing
0.001
1 10 100 1000
ell
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Beaucoup de questions
a.k.a. «rien n’est gratuit dans ce bas monde»
Pourquoi être ici
au départ ? Comment
V() Inflation Reheating convertir le
champ en
Quelle est la forme
particules ?
exacte du potentiel ?
D’où vient cette
fonction ?
Y a-t-il un seul
champ ?
Pourquoi le potentiel
est il si plat ?
Le CMB (température et polarisation) contient des réponses à ces questions fondamentales
mais actuellement, presque tous les modèles d’inflation sont compatibles avec les données
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Modes Scalaires & tenseurs
Polarisation E & B
! "ns −1
• Perturbations scalaires Ps (k) = As
k
k0
• Fluctuations de densité
• Température T
σscal � 100µK
• Polarisation E E
σscal � 4µK
• Pas de Polarisation B
Pt (k0 )
! "nt r=
k Ps (k0 )
• Perturbations tensorielles Pr (k) = At
k0
• Prédiction spécifique de l’inflation ! ~ rapport entre
modes B et E
• Ondes gravitationnelles primordiales
• Température T
σtens ≤ 30µK
• Polarisation E E
σtens ≤ 1µK
• Polarisation B B
σtens ≤ 0.3µK
détecter les modes B c’est :
‣ Mettre en évidence les modes tenseurs
‣ «Prouver» qu’il y a eu inflation !r
CMB
"1/4
1/4 16
‣ Mesurer son échelle en énergie V = 1.06 × 10 GeV
0.01
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009r=1 r=0.1 r=0.01
Total
Scalaire
Tenseur
Lentillage
Seuls les modes B permettent de «voir» les modes tenseurs directement
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009r=1 r=0.1 r=0.01
Total Contraintes WMAP5
Scalaire (T et E)
Tenseur WMAP seul 95% C.L.
WMAP
+SNIa+LSS
95% C.L.
Komatsu et al. (2008)
Lentillage
Seuls les modes B permettent de «voir» les modes tenseurs directement
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Seule autre approche
• Détecteurs directs d’ondes Gravitationnelles :
Virgo/Ligo LISA (~2018)
La détection sera difficile : plus adaptés aux événements violents
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 20096 9 1/4
Preheating after chaotic inflation: f∗ ∼ 10 − 10 Hz (ρinf ∼ 1015 GeV)
Perspectives de détection directe
Preheating after hybrid inflation: GW cover a wide range of frequencies and
amplitudes. Can be observable, but requires very small coupling constants
J.-F. Dufaux
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 20096 9 1/4
Preheating after chaotic inflation: f∗ ∼ 10 − 10 Hz (ρinf ∼ 1015 GeV)
Perspectives de détection directe
Preheating after hybrid inflation: GW cover a wide range of frequencies and
amplitudes. Can be observable, but requires very small coupling constants
J.-F. Dufaux
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 20096 9 1/4
Preheating after chaotic inflation: f∗ ∼ 10 − 10 Hz (ρinf ∼ 1015 GeV)
Perspectives de détection directe
Preheating after hybrid inflation: GW cover a wide range of frequencies and
amplitudes. Can be observable, but requires very small coupling constants
J.-F. Dufaux
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Mesurer l’inflation avec le CMB ?
Quatre quantités à mesurer :
★ As : connu
★ ns : connu
★ At ou r : inconnu, recquiert une détection du spectre B
★ nt : inconnu, recquiert une mesure du spectre B
Test de cohérence
• Prédiction générique de l’inflation : r = −8nt
de l’inflation
• Mesure directe du potentiel par développement de Taylor:
! 1 !! 2 1 ! 3
V (φ) ! V |φCMB + V |φCMB (φ − φCMB ) + V |φCMB (φ − φCMB ) + V |φCMB (φ − φCMB )
2 3!
★ As relié à V’
★ ns relié à V’’ Reconstruction de la forme
★ running de ns relié à V’’’ du potentiel de l’inflaton !
★ At relié à V
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009ex: relations entre n s et r
“Empirical” constraints on specific models
red blue
1
η>0 4
3
2
0.1 η Mpl
large-field
0.01
u ra l ∆φ < Mpl
na t
small-field
hill -top
0.001
WMAP
very small-field inflation
0.92 0.94 0.95 0.96 0.97 0.98 0.99 1.00 1.02
ns
CMBpol Mission Concept Study - Inflation WG report (arXiv:0811-3119)
!r determines whether model is large or small field.
!vendredi
ns determines
18 décembre 2009
whether spectrum is red or blue. J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouseex: relations entre n s et
Forecasted CMBpol constraints for r=0.01
“Empirical” constraints on specific models
r
red blue
1
η>0 4
3
2
0.1 η Mpl
large-field
0.01
u ra l ∆φ < Mpl
na t
small-field
hill -top
0.001
WMAP
very small-field inflation
0.92 0.94 0.95 0.96 0.97 0.98 0.99 1.00 1.02
ns
CMBpol Mission
CMBpol Concept
Mission Study
Concept - Inflation
Study: WG
Inflation report
Working (arXiv:0811-3119)
Group Report (arxiv: 0811.3919)
!r determines whether model is large or small field.
Tuesday, 7 April 2009
!vendredi
ns determines
18 décembre 2009
whether spectrum is red or blue. J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - ToulouseFluctuations primordiales : où en sommes nous ?
Prédictions de l’inflation
• ★Nature des pertubations:
Pics de TT superposés aux creux de EE
➡ Perturbations adiabatiques
✔
• ★ QUAD+WMAP+ACBAR+SDSS
Indice spectral P (k) ∝ k ns −1
ns = 0.967+0.013
−0.013
✔
➡ Spectre presque invariant d’échelle
• ★Gaussianités
Aucun indice convaincant de non-gaussianité
✔
• ★Perturbations
Pas de détection
tensorielles ?
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
vendredi 18 décembre 2009Les modes B : le Graal de la cosmologie
•• Signature directe de l’inflation
Ondes gravitationnelles primordiales : modes tenseur
• Prédiction spécifique de l’inflation
• rapport T/S :
• < 0.2 [contribution au spectre TT]
• > 0.01 pour les modèles les plus simples d’inflation
• peut être très bas pour des modèles plus complexes
•• Cordes cosmiques et autres défauts ?
Faible contribution à la formation des structures
• ... mais il devrait y en avoir «un peu» ...
• Contribution significative aux modes B
• [Bevis et al. (2007), Phys.Rev.D76:043005]
• [Urrestilla et al. (2008), astro-ph/0803.2059]
• [Pogosian et Wyman (2007), astro-ph/0711.0747]
•• Supercordes ?
la plupart (toutes ?) des phases d’inflation issues de théories
connues de supercordes prédisent rDifficultés attendues dans la quête...
• ★Sensibilité :
La polarisation B est au mieux 10x plus faible que E
★ L’amplitude pourraît être très basse ...
★ 1 année de Planck, c’est ~ S/N=1 pour T/S=0.01
★ Une mission spatiale n’est pas pour demain ...
• ★Avant-plans :
Nécessité de les soustraire avec précision
➡ Détecteur multi-longueur d’onde
★ Observer un région ultra-propre
➡ Ne peut pas être trop petite car les modes B primordiaux sont
aux grandes échelles
• ★Effets systématiques :
L’instrument induit de la fuite de T dans E et B
➡ Les angles des polariseurs, la propreté des lobes sont critiques
➡ La cross-polarisation est aussi un problème majeur
★ Polarisation atmosphérique ...
J.-Ch. Hamilton - 2 octobre 2009 - Toulouse
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