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Mise à jour 02 Juillet 2024

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CONFÉRENCE de

Etienne BURTIN  Astrophysicien CEA (IRFU)

 « PERCER LE MYSTÈRE DE L’ÉNERGIE NOIRE AVEC
LE GRAND RELEVÉ DE GALAXIES DESI»

Organisée par la SAF

En direct du siège et par téléconférence

Le Samedi 22 Juin 2024 à 15H00

À l'occasion de la réunion de la Commission de Cosmologie

 

Photos : JPM, MC et TM pour l'ambiance.

Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur.  Voir les crédits des autres photos et des animations.

Le conférencier a eu la gentillesse de nous donner sa présentation, elle est disponible sur ma liaison ftp et se nomme :

Juin2024-burtin-DESI-2.pdf, qui se trouve dans le dossier COSMOLOGIE-SAF/ saison 2023-2024.

Ceux qui n'ont pas les mots de passe doivent me contacter avant.

 

Les actualités présentées sont ici.

 

 

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La vidéo de la séance se trouve : en cours de montage.

 

 

Les enregistrements des commissions cosmologie sont sur le site de la SAF/Cosmologie à l’adresse suivante :

 

https://youtu.be/_PN8ffrnas0

 

Nous étions une douzaine dans la salle et 16 sur Zoom.

 

 

DESI : Dark Energy Spectroscopic Instrument

 

Etienne Burtin est physicien à l’IRFU, l’Institut de Recherche sur les lois Fondamentales de l’Univers, située au CEA Saclay, au département cosmologie.

Il a débuté dans la physique des particules sur la structure du proton avant de se diriger vers la cosmologie.

 

Il est déjà venu nous voir il y a peu, pour nous parler de DESI et des grands relevés, il se Une image contenant personne, Visage humain, habits, intérieur

Description générée automatiquementtrouve qu’une nouvelle campagne vient de se terminer et il nous en parle aujourd’hui.

Voici son introduction :

 

Le grand relevé de galaxies DESI vient de publier les résultats de sa première année d’observations.

La précision de DESI dépasse déjà celle de tous les précédents relevés cumulés. Dans cette présentation nous passerons en revue les résultats de DESI portant sur la détection des oscillations acoustiques de baryons et leurs implications cosmologiques et nous montrerons les contraintes que DESI apporte pour percer le mystère de l’Energie Noire.

 

 

 

 

Etienne Burtin nous parle d’abord du modèle cosmologique LamdaCDM

 

Jusqu’à 380.000 ans après le BB (à l’époque du CMB, où z=1000) l’Univers est sous forme de plasma.

L’Univers serait composé de

         De rayonnement

         De matière ordinaire (5% du contenu énergétique)

         De matière noire (25%) et

         De l’énergie noire (70%)

Les Baryons (nous, les étoiles..) ne représentant que 5%

 

Le rôle important des ondes acoustiques BAO est ensuite expliqué :

 

UN RAPPEL SUR LES BAO :

 

Les oscillations acoustiques baryoniques (BAO) sont des oscillations périodiques de la matière baryonique (c'est-à-dire la matière ordinaire composée de protons et de neutrons) dans l'univers primordial. Elles se sont produites en raison des interactions entre la matière et le rayonnement dans l'univers très jeune.

La vitesse du son dans ce contexte est cruciale car elle influence la taille des structures observées aujourd'hui.

Les fluctuations de densité créées par les instabilités gravitationnelles se déplacent à cette vitesse du son dans le plasma primordial, générant des ondes acoustiques. Lorsque l'Univers se refroidit suffisamment pour permettre aux électrons de se combiner avec les protons pour former des atomes d'hydrogène (le CMB), les photons se découplent des baryons, marquant la fin de ces oscillations acoustiques. Ces oscillations ont laissé une empreinte caractéristique qui peut encore être observée aujourd'hui dans la distribution des galaxies.

 

La vitesse du son dans le plasma primordial (qui dépend du rapport photons/baryons) influence directement la distance à laquelle ces ondes acoustiques peuvent se propager avant la recombinaison.

Cette distance se manifeste dans la distribution des galaxies sous la forme d'une échelle caractéristique, connue sous le nom d'échelle des BAO (BAO standard ruler en anglais), que l'on peut observer aujourd'hui dans la structure à grande échelle de l'Univers.

Elle correspond à une distance caractéristique d’environ 500 millions d’al. Cette « règle cosmique » peut être utilisée pour étudier l’Univers à différentes époques.

 

Fin du rappel.

 

 

 

 

Dans le plasma de l’Univers primordial, il y a propagation d’ondes acoustiques dues aux surdensités de matière et de rayonnement.

Ce sont les oscillations acoustiques baryoniques (BAO : Baryonic Acoustic Oscillations)

Ces BAO ont un paramètre caractéristique, la « distance BAO » au niveau des galaxies les plus lointaines à différentes époques.

C’est un paramètre qui dépend de la distance de deux objets lointains à la même époque. Ce paramètre se dilate avec l’expansion de l’Univers.

La distance caractéristique de deux objets jeunes est plus petite que pour deux objets récents, à cause de l’expansion de l’Univers.

 

À l’époque du fond diffus cosmologique (CMB  z = approx 1100) ; vers 380.000 ans après le BB, quand l’Univers devient transparent, les BAO se figent.

 

La mesure des BAO, à différentes époques, dans les relevés de galaxies permet aux cosmologistes de contraindre des paramètres cosmologiques importants, tels que le taux d'expansion de l'Univers et la densité de matière baryonique.

 

Pour cela il faut énormément de spectres à mesurer en même temps. C’est le rôle du télescope DESI.

 

DESI est capable de mesurer 5000 spectres sélectionnés en même temps toutes les 20 minutes.

 

DESI est monté sur le 4m de Kitt Peak en Arizona.

2 milliards d’objets   35 millions de spectres.

En tout : 10 spectro et chaque spectro = 500 fibres (100 microns de diamètre) motorisées.

 

DESI s’intéresse tout particulièrement à 5 classes d’objets dont les redshifts sont :

 

D’après le CEA :

Pour construire la carte de l’Univers, DESI a choisi 5 types de “traceurs” de la distribution de matière de l’Univers dans le but d’accéder à des époques différentes de l'histoire de l’Univers, de maintenant jusqu’à 11 milliards d’années.  L’univers proche est sondé par un échantillon de galaxies très brillantes (Bright Galaxy Sample, BGS). Ensuite DESI utilise des galaxies rouges lumineuses (Luminous Red Galaxies, LRG) qui sont des galaxies massives ayant terminé leur cycle de formation d’étoiles. Viennent après les galaxies à raies d’émissions (Emission Line Galaxies, ELG), galaxies plus légères et formant des étoiles qui permettent de sonder l’Univers entre 8 et 10 milliards d’années. Enfin, l’univers lointain est reconstruit grâce aux objets les plus lumineux de l’univers, les quasars. Ils sont utilisés de deux manières distinctes, soit directement par leur position comme dans le cas des galaxies, soit indirectement, en détectant les nuages de gaz d'hydrogène dans leurs spectres grâce à l'absorption dans la forêt Ly-alpha.

 

 

 

·         Une image contenant texte, capture d’écran, tissu, art

Description générée automatiquementPour 0 <z < 0,4 : 13 millions des galaxies les plus brillantes

·         Pour 0,4 < z < 1 : 8 millions de galaxies LRG (Luminous Red Galaxies)

·         Pour 0,6 < z < 1,6 : 16 millions de galaxies ELG (Emission Line Galaxies) galaxies à raie d’émission

·         Pour 0,9 < z < 2,1 : 3 millions de quasars (QSO) et pour z > 2,1 les galaxies avec raie Lyman alpha.

En tout près de 40 millions d’objets.

 

Les cercles bleus correspondent chacun à UNE fibre, les petits cercles à l’intérieur de ces cercles correspondent aux objets étudiés, la couleur donnant leur nature.

 

 

 

Toutes ces mesures menant à une représentation 3D d’une partie de l’Univers dont on voit clairement la structure filamentaire.

Cette carte à trois dimensions du ciel est produite par DESI. Chaque point représente une galaxie ou un quasar dont le spectre et ainsi le décalage vers le rouge ont été mesurés et permettent de déterminer la distance à laquelle ils se trouvent.

Crédit : Claire Lamman/DESI collaboration and Jenny Nuss/Berkeley Lab

 

Tiré du communiqué de l’organisation :

 

En mesurant cette distance caractéristique (l’échelle BAO) pour plusieurs types de galaxies différents, la collaboration DESI a ainsi mesuré l’histoire de l’expansion de l’Univers au cours de 11 derniers milliards d’années. L’analyse fine de ces données permet de préciser notre compréhension de l’Energie sombre, dont la nature est encore inconnue et qui est responsable de l’accélération de l’expansion de l’Univers. En particulier, les résultats de DESI tendent à montrer que l'Énergie sombre pourrait ne pas être décrite par une constante cosmologique mais qu’elle aurait évolué au cours du temps.

 

 

 

 

L’ÉCHELLE BAO.

 

Revenons à cette échelle standard BAO.

 

 

 

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Vue d’artiste des BAO, où les galaxies ont tendance à s’agglomérer en sphères.

 

 

Le rayon de ces sphères (trait blanc) correspond à l’échelle BAO servant à déterminer l’évolution des galaxies.

 

 

Crédit : Zosia Rostomian / Lawrence Berkeley National Laboratory)

 

 

 

 

 

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Description générée automatiquementL’échelle BAO :

 

rd = distance parcourue des ondes acoustiques jusqu’au CMB.

 

Perpendiculaire à la ligne de visée :

DM(z) = Diamètre angulaire de la distance (comobile), thêta BAO étant l’angle BAO

 

Dans la ligne de visée :

H (z) = Taux d’expansion de l’Univers. Delta zBAO = séparation angulaire

 

Ces deux derniers paramètres décrivent l’évolution de l’expansion de l’Univers.

 

 

 

LES RÉSULTATS.

 

On compare les données avec ce qui correspondrait d’une parfaite fidélité au modèle Lambda CDM.

 

À priori les premières analyses ne donnent pas un désaccord flagrant.

 

 

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Histogrammes des “pics BAO” pour les différents types de traceurs de la matière mesurés par DESI. Les points de mesure montrent l’écart des points de mesure avec le modèle LambdaCDM ainsi qu’un modèle cosmologique pour lequel la quantité d’énergie sombre varie au cours du temps (ligne tiretée). Crédit: DESI collaboration, A. de Mattia

 

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Contraintes apportées par DESI dans le cadre d’un modèle où l’énergie sombre peut varier au cours de l’évolution de l’Univers (les contours montrent les intervalles à 68% et 95% de confiance). Les contraintes sont faites en combinaison avec les données du fond diffus cosmologique (CMB) et de plusieurs échantillons de supernovae provenant de groupes différents (Pantheon+, Unions and DES-SN5YR).

L’énergie sombre est considérée comme un fluide avec une densité ρ et une pression P reliée par une équation d’état P = w ρ. Une constante cosmologique serait à w0=-1 et wa=0.

Crédit: DESI collaboration, A. de Mattia

 

 

Comme le montre la figure inférieure, les données BAO de DESI, combinées avec les mesures du CMB et pour les différents échantillons de supernovae, préfèrent w0 > -1, wa < 0, alors que les valeurs attendues pour la constante cosmologique sont (w0, wa) = (-1, 0) (en pointillés sur la figure). Il semble donc que les données préfèrent une accélération de l’expansion légèrement différente d’une constante cosmologique : plus rapide au début de la domination de l’énergie sombre, il y a 6 milliards d’années, et moins rapide aujourd’hui.

 

L’énergie noire n’aurait pas été constante au cours du temps.

 

 

 

DESI semble indiquer une valeur de w = - 0,997 +/- 0,025 proche d’une constante cosmologique mais pas égale.

 

 

 

DESI ET LA CONSTANTE DE HUBBLE.

 

Les mesures de DESI ne donnent pas directement une valeur pour H, la constante de Hubble, mais elles tracent la quantité de matière dans l’Univers (Omega m).

 

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Cette figure montre les mesures de H0 par DESI en fonction de divers cas de figure.

 

Mais dans l’ensemble Omega m est plus petite que celle provenant du CMB, c’est-à-dire que H0 est un peu plus grand que celui du CMB.

 

DESI donne une valeur moyenne de H0 = approx 68 km/s/Mpc.

Donc différente des mesures provenant des Super Novae.

Il existe bien un problème (une tension disent les anglo-saxons) sur la constante de Hubble.

 

Crédit : Collaboration DESI.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

DESI ET LA MASSE DES NEUTRINOS.

 

 

Quelques rappels :

La masse du ou des neutrinos, c’est un peu l’Arlésienne de la cosmologie, jusqu’à présent on ne connaissait pas la masse des différents types de neutrinos, on ne connaissait que le rapport de masse entre eux.

Évidemment pas très satisfaisant pour l’esprit, aussi de nombreuses expériences ont été menées afin de résoudre ce problème.

  

Au début on pensait les neutrinos sans masse, en fait ils en ont une mais très très faible.

Ils n’ont pas de charge et ce sont des particules élémentaires comme n et e-.

Ce sont des leptons (comme l’électron) de la famille des Fermions (les quarks sont un autre membre de cette famille); on sait qu’il y a essentiellement deux types de particules élémentaires :

 

·         Les Fermions sont des particules liées à la matière, ce sont tout ce que l’on connaît : les atomes et les molécules

·         Les Bosons, sont les « messagers » des Forces de la nature (qui sont au nombre de 4) le photon est le plus connu de tous

 

Les Fermions sont partagés en trois familles (pourquoi trois ??? mystère pour le moment) de Quarks et Leptons :

Seule la première famille donne naissance à de la matière stable.

 

Une image contenant texte, cercle

Description générée automatiquementIl y a trois familles de neutrinos « ordinaires ».

 

·         Le neutrino électronique

·         Le neutrino tauique

·         Le neutrino muonique

 

 

 

Il y a de nombreuses sources de neutrinos :

 

·         L’atmosphère

·         Le Soleil

·         Les réacteurs nucléaires

·         La Terre (neutrinos géologiques)

·         Les accélérateurs de particules

·         Les explosions d’étoiles : les supernovas

·         Les accélérateurs astrophysiques (trous noirs…)

·         L’Univers et ses neutrinos cosmologiques.

 

On s’est aperçu au cours du temps que les neutrinos changeaient d’état le long de leur parcours. C’est en 1998 que Super Kamiokande a découvert l’oscillation des neutrinos signifiant que ces particules ont une masse.

 

Il faudrait au moins avoir une idée de la masse des neutrinos ; c’est le but de l’expérience KATRIN (Karlsruhe Tritium Neutrino) de nos amis Allemands.

 

Fin du rappel.

 

Les mesures de DESI ont permis d’améliorer les contraintes sur la somme des masses des neutrinos, on a trouvé :

 

Somme des masses neutrinos < 0,072 eV à 95% de confiance.

 

 

 

Les prochaines données de DESI (2028), et les données de la mission Euclid apporteront un éclairage supplémentaire.

 

 

 

 

 

POUR ALLER PLUS LOIN :

 

À quoi ressemblait le son des origines de l'univers et quels indices il révèle sur la mystérieuse matière noire ?

 

Lorsque les neutrinos rencontrent les « oscillations acoustiques baryoniques »…

 

Les premiers résultats de DESI constituent la mesure la plus précise de l’expansion de notre Univers

 

Dark Energy Spectroscopic Instrument

 

DESI en route vers l'Énergie Sombre

 

La plus grande carte 3D des galaxies de l'Univers suggère que l'énergie noire varie dans le temps, remettant en cause le destin du Cosmos !

 

Measuring the Universe with Baryon Acoustic Oscillations

 

Lien vers tous les articles techniques publiés par l’équipe DESI.

 

The 2024 BBN baryon abundance update

 

Quelques nouvelles des neutrinos par Th Lasserre

 

Les neutrinos de l’Univers : CR de la conf SAF (Cosmo) de Th Lasserre du 18 Janvier 2014. à lire absolument

 

Les Neutrinos : Honorés par le Prix Nobel de physique

 

neutrinos conf SAF Yh Lasserre 10 juin 2020

 

Direct neutrino-mass measurement based on 259 days of KATRIN data

 

DESI 2024 VI: Cosmological Constraints from the Measurements of Baryon Acoustic Oscillations

 

 

 

 

PROCHAINE RÉUNION COSMOLOGIE : Samedi xx Octobre 2024 15h AU SIÈGE

 

Une invitation sera envoyée deux semaines avant.

 

 

PROCHAINE CONFÉRENCE MENSUELLE DE LA SAF :

 

Prochaine conférence SAF. : le mercredi 11 Septembre 2024 (CNAM) 19 H    

avec Alain RIAZUELO Astrophysicien IAP sur « LES DERNIÈRES NOUVELLES DES TROUS NOIRS »
Réservation comme d’habitude à partir du 15 Août 9h00 ou à la SAF directement.  

La suivante : le 9 Octobre  :      Transmission en direct sur le canal YouTube de la SAF : https://www.youtube.com/channel/UCD6H5ugytjb0FM9CGLUn0Xw/feautured

 

 

 

 

Bon ciel à tous

 

 

Jean Pierre Martin   Président de la commission de cosmologie de la SAF

www.planetastronomy.com

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