Des images extraordinaires du système solaire

Ces derniers mois nous ont fourni de nombreuses images spectaculaires du système solaire, entre les gros plans de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, une image iconique du couple Terre-Lune ou le passage de la comète Siding Spring à proximité de Mars. Voilà donc une sélection de mes dix images récentes préférées, avec d’abord un détour par un système plus lointain.

HL Tauri

Une image extraordinaire du disque protoplanétaire qui entoure l’étoile HL Tauri, située à 450 années-lumière dans la constellation du Taureau. L’image a été prise par l’observatoire ALMA, un ensemble de 66 antennes qui observent l’Univers dans le domaine millimétrique et submillimétrique depuis un plateau des Andes chiliennes. Rappelons que les étoiles naissent lorsqu’un nuage de gaz et de poussière s’effondre sous l’effet de la gravité. Dans le disque qui s’est formé autour de l’étoile centrale, les particules de poussière interagissent et fusionnent constamment pour former des corps de plus en plus grands qui deviendront des astéroïdes, comètes ou planètes. La formation de ces dernières va nettoyer le disque de poussière et créer les bandes sombres que l’on observe ici. Cette image fera date puisqu’il s’agit de la première observation d’une telle structure en bandes. Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Selfie de Rosetta

Le 7 octobre 2014, l’atterrisseur Philae, encore attaché à la sonde Rosetta, prend un selfie devant la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, à une distance de 16 kilomètres. L’image est magnifique, on y observe une partie de la sonde Rosetta, un panneau solaire (de 14 mètres de long), les deux lobes de la comète, des jets de gaz et de poussières et le futur site d’atterrissage de Philae sur le plus petit lobe (baptisé depuis Agilkia/Aguilkia). Crédit : ESA/Rosetta

Les dunes de 67P/Churyumov-Gerasimenko

Le 18 octobre 2014, la caméra de navigation de Rosetta prend une image de la comète qui révèle en détail de magnifiques dunes et un ensemble de rochers éparpillés dans la région centrale du noyau, là où les deux lobes de la comète ont fusionné. L’origine et l’évolution de ces structures reste évidemment à élucider. Crédit : ESA/Rosetta/NAVCAM

La comète 67P/Churyumov-Gerasimenko

Rosetta prend cette belle image du côté non éclairé de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko le 2 novembre 2014 depuis une distance de 33 kilomètres. Le grand lobe de la comète nous fait face et l’on y aperçoit en particulier le grand rocher baptisé Chéops à gauche. Le petit lobe se trouve derrière, en bas à droite. Crédit : ESA/Rosetta/NAVCAM

Terre et Lune

La sonde de l’agence spatiale chinoise Chang’e 5 T1 prend cette magnifique image de la Terre et de la face cachée de la Lune le 28 octobre. La sonde est expérimentale plutôt que scientifique, mais nous envoie néanmoins une composition originale du couple Terre-Lune. La sonde Chang’e 5 T1, lancée le 23 octobre 2014 et revenue le 31 octobre 2014, fait partie du programme chinois de préparation pour une mission de retour d’échantillon lunaire en 2017. Crédit : Chinese National Space Administration/Xinhuanet

Mars par Mangalyaan

Le 28 septembre 2014, la sonde indienne Mars Orbiter (MOM ou Mangalyaan) nous envoie sa première image globale de Mars. Lancée le 5 novembre 2013, Mangalyaan est la première sonde interplanétaire de l’agence spatiale indienne ISRO. Elle a pour mission scientifique d’observer la surface et l’atmosphère de Mars en plus de ses objectifs plus techniques. La photo a été prise d’une distance de 75.000 kilomètres et l’on aperçoit très bien la calotte polaire de l’hémisphère sud et une tempête de poussière dans l’hémisphère nord. La zone plus sombre au centre de l’image est Meridiani Planum, la région où le rover Opportunity est toujours au travail après plus de dix ans. Crédit : Indian Space Research Organisation

La comète C/2013 A1 Siding Spring

Le 19 octobre 2014, la comète C/2013 A1 Siding Spring, originaire du nuage d’Oort, survole la planète Mars à une distance de 140.000 kilomètres, soit à peine un tiers de la distance Terre-Lune. Le rover Curiosity en profite pour prendre cette série d’images étalées sur une période d’environ une heure. La comète est l’objet nébuleux qui se déplace de droite à gauche, les deux traits fixes sont des étoiles, le reste du bruit électronique. De nombreux autres sondes et télescopes ont évidemment observé cet évènement unique, mais cette observation par un robot à la surface de Mars reçoit ma préférence. Crédit : NASA/JPL-Caltech/MSSS/TAMU

Kraken Mare

Le 21 août, la sonde Cassini survol Titan et observe en même temps la plus grande mer d’hydrocarbures de Titan, Kraken Mare, et le reflet sur Soleil sur celle-ci (en haut à gauche). L’arc lumineux plus à droite est un ensemble de nuages de méthane survolant une autre mer, Ligeia Mare. Pour percer les nuages de Titan, ces observations s’effectuent dans certaines portions du spectre infrarouge où l’atmosphère est transparente et les couleurs de l’image ne sont donc pas naturelles (rouge, vert et bleu représentent des longueurs d’onde de 5, 2 et 1,3 microns). Crédit : NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/University of Idaho

Saturne et Titan

Toujours au travail après plus de dix ans en orbite, Cassini prend en août 2014 cette magnifique image de Saturne, de ses anneaux et de Titan. La sonde se trouve alors à 1,7 millions de kilomètres de la planète, à trois degrés au-dessus du plan des anneaux. Le croissant de Titan entoure presque le satellite, car la couche de brouillard dans la haute atmosphère (qui nous empêche d’observer le satellite en lumière visible) diffuse les rayons du Soleil. Crédit : NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Neptune et Triton

L’évènement le plus attendu en 2015 est probablement le survol de Pluton et de ses satellites par la sonde New Horizons. Un mois avant de traverser l’orbite de Neptune, le 10 juillet 2014, New Horizons prend cette image de Neptune et de son plus grand satellite, Triton, d’une distance d’environ quatre milliards de kilomètres. La rencontre avec Pluton, Charon et les autres satellites est prévue pour le 14 juillet 2015. Après ce survol, New Horizons poursuivra sa route vers un autre corps de la ceinture de Kuiper (ou plusieurs). Des candidats pour cette deuxième phase ont été identifiés pendant l’été 2014 par le télescope spatial Hubble et le survol serait prévu vers 2019. Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

Découverte du superamas Laniakea

Notre vision du voisinage de la Galaxie n’a guère changé depuis le début des années 1980. La Voie Lactée et la galaxie d’Andromède font partie du Groupe Local, un ensemble d’une cinquantaine de galaxies. Le Groupe Local fait lui-même partie d’un ensemble formé d’une centaine de groupes et d’amas de galaxies appelé le Superamas Local ou superamas de la Vierge. Ce superamas s’étend sur 100 millions d’années-lumière et est centré sur l’amas de la Vierge à 50 millions d’années-lumière de nous.

Une nouvelle définition des superamas

Mais si les groupes et les amas de galaxies sont relativement faciles à définir, il n’en est pas de même pour les superamas qui sont des ensembles beaucoup plus lâches. En plus des difficultés observationnelles, c’est à cette échelle que l’expansion de l’Univers commence à se faire sentir et la gravité ne peut plus former de structures aux formes bien délimitées.

Notre nouvelle vision du voisinage de la Voie Lactée provient du travail d’une équipe conduite par Brent Tully de l’Université de Hawaï à Honolulu. Cette équipe a décidé de redéfinir le concept de superamas en s’appuyant sur des mesures de vitesse.

La vitesse d’une galaxie est la somme de la vitesse due à l’expansion de l’Univers et de la vitesse particulière de la galaxie par rapport à son environnement. Cette vitesse particulière est liée au champ de gravité dans lequel est plongée la galaxie et nous permet de mieux comprendre ce champ et donc la distribution de matière autour de la galaxie.

En créant une carte de la position et de la vitesse particulière d’un grand nombre de galaxies, on peut ainsi mettre en évidence des zones de concentration de matière et des gigantesques vides, mais aussi des zones où les mouvements de galaxies relativement proches divergent. Ces zones de divergence définissent les limites de régions bien différentiées, de manière similaire aux lignes de partage des eaux sur Terre. Ce sont ces régions distinctes que l’on peut alors appeler des superamas.

Laniakea

Une visualisation du superamas Laniakea (délimité par la ligne orange) et des superamas environnants. Les zones rouges représentent des régions de haute densité de matière, les zones bleues des régions de basse densité. Les points blancs symbolisent des galaxies et les lignes blanches visualisent leurs mouvements généraux qui convergent vers le Grand Attracteur. Le point au centre indique la position de la Voie Lactée. Crédit : Projet Cosmic Flows

Le superamas Laniakea

En analysant une nouvelle base de données de 8000 galaxies, l’équipe de Brent Tully a ainsi créé une carte de positions et de vitesses à trois dimensions et mis en évidence un bassin local d’attraction de 520 millions d’années-lumière de diamètre que l’on pourrait dorénavant considérer comme notre superamas local. Ils ont baptisé cet ensemble Laniakea à partir des mots hawaïens lani (ciel) et akea (immense ou incommensurable).

Le superamas Laniakea a donc un diamètre de plus d’un demi-milliard d’années-lumière. Il contient environ cent mille galaxies, soit cent millions de milliards de masses solaires. La région centrale du superamas, vers laquelle les galaxies semblent converger, est le fameux Grand Attracteur, une concentration de masse à 250 millions d’années-lumière de nous dans la constellation de la Règle (Norma en anglais). Le Grand Attracteur, découvert dans les années 1970, est malheureusement difficile à observer, car caché derrière une partie de la Voie Lactée.

Le superamas Laniakea n’est bien sûr pas isolé et la nouvelle carte montre également des superamas proches connus comme les superamas de Shapley, d’Hercule, de Coma (ou Chevelure de Bérénice) et de Persée-Poissons. Le superamas de la Vierge, que l’on appelait aussi jusqu’à présent le Superamas Local, n’est quant à lui plus qu’une excroissance de Laniakea, situé près de la limite avec le superamas de Persée-Poissons.

Une présentation de Laniakea. Crédit : B. Tully/H. Courtois/Y. Hoffman/D. Pomarède

La mission Rosetta

La sonde Rosetta de l’agence spatiale européenne (ESA) vient de devenir le premier engin spatial à se mettre en orbite autour d’une comète, 67P/Churyumov-Gerasimenko (67P). Elle est arrivée à destination le 6 août 2014 et a commencé à orbiter autour du noyau de la comète à une distance de 100 kilomètres. La rencontre s’est produite à une distance de 410 millions de kilomètres de la Terre dans la direction de la constellation du Sagittaire.

Lancée le 2 mars 2004, Rosetta avait déjà survolé et envoyé des images d’autres corps du système solaire : Mars en 2007 et les astéroïdes 2867 Steins en 2008 et 12 Lutetia en 2010. Après 30 mois passés ensuite en hibernation, elle s’est finalement réveillée le 20 janvier 2014 pour commencer une série de manoeuvres qui l’ont ralentie et rapprochée du noyau cométaire jusqu’à son arrivée le 6 août. Lors de son approche finale, elle a révélé la forme binaire inattendue du noyau.

67P de 285 km

Le noyau de la comète 67P observé par le télescope à champ étroit de l’instrument OSIRIS de Rosetta le 3 août à une distance de 285 kilomètres. La résolution est de 5,3 mètres par pixel. La forme du noyau suggère que la comète est le produit de la fusion de deux noyaux dans un passé lointain, un fait qui reste néanmoins à prouver. Crédit : ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

La comète 67P/Churyumov-Gerasimenko

La comète 67P/Churyumov-Gerasimenko fut découverte en 1969 par les astronomes soviétiques Klim Churyumov et Svetlana Gerasimenko. Elle a un diamètre d’environ quatre kilomètres et parcourt son orbite en un temps relativement court, 6 ans et demi, à comparer par exemple aux 75 ans de la comète de Halley. Sa distance maximale au Soleil (l’aphélie) est de 850 millions de kilomètres, soit un peu plus loin que la distance de Jupiter au Soleil. Sa distance minimale au Soleil (le périhélie) est de 186 millions de kilomètres, plus que la distance Terre-Soleil, la comète ne risque donc pas d’être absorbée par le Soleil comme certaines de ses congénères.

La phase la plus intéressante d’une orbite cométaire est le passage près du Soleil, lorsque les glaces superficielles du noyau se vaporisent et libèrent les poussières qu’elles emprisonnaient. C’est alors que se forme une enveloppe lumineuse de gaz et de poussières : la chevelure de la comète. Par l’action du vent solaire et de la pression de radiation du Soleil, cette chevelure s’étire pour former une longue queue (ou deux) et donner à la comète son aspect familier.

Le périhélie de la comète 67P se produira le 13 août 2015, mais les effets du réchauffement devraient commencer à être visibles dès décembre 2014. Le détecteur GIADA de la sonde Rosetta a en fait détecté quelques grains de poussières dès son arrivée près de la comète.

67P de 130 km

Une région relativement lisse de la comète 67P observée à une distance de 130 kilomètres le 6 août par le télescope à champ étroit d’OSIRIS. La résolution est de 2,4 mètres par pixel. Crédit : ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Un atterrisseur et 21 instruments scientifiques

L’objectif de la mission est double : observer le noyau et la chevelure de la comète à distance grâce à la sonde Rosetta et étudier la surface du noyau sur place grâce à un petit robot atterrisseur. Rappelons que les comètes sont formées de matériaux qui datent des origines du système solaire il y a 4,6 milliards d’années et ont très peu changé depuis (contrairement aux matériaux planétaires qui ont fortement été modifiés au fil des milliards d’années). Elles nous ouvrent donc une voie unique pour mieux comprendre la formation et l’évolution initiale du système solaire.

La sonde Rosetta est équipée de onze instruments scientifiques: six pour analyser le noyau, quatre pour étudier la chevelure et un dernier pour observer l’interaction du plasma autour de la comète avec le vent solaire. On notera en particulier le système photographique OSIRIS qui contient deux caméras, l’une à champ large, l’autre à champ étroit, et qui fournira les images les plus détaillées de la comète (la plupart des images publiques viennent pour l’instant de la caméra de navigation NAVCAM).

La sonde Rosetta emporte aussi avec elle un atterrisseur, Philae, qui se détachera pour aller se poser sur la comète en novembre 2014. La gravité à la surface de 67P est très faible, environ dix mille fois moins que celle de la Terre, et Philae est donc muni d’un harpon qui va l’ancrer à la comète immédiatement après son atterrissage. Le robot a une masse de 100 kilogrammes et emporte dix instruments scientifiques, en particulier les caméras CIVA et ROLIS qui nous enverront des images rapprochées de la surface du noyau et la foreuse SD2 qui pourra percer la surface de la comète jusqu’à une profondeur de 23 centimètres.

La trajectoire prévue pour la sonde Rosetta pendant son approche de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko avant le largage de Philae. Crédit : ESA/C. Carreau

Une trajectoire d’approche unique

Après son arrivée à 100 kilomètres de la comète le 6 août 2014, la sonde Rosetta a commencé à se déplacer sur une orbite de forme triangulaire. Une orbite triangulaire n’est pas un phénomène naturel puisque les corps célestes se déplacent normalement sur des orbites elliptiques ou hyperboliques. La sonde Rosetta va créer cette orbite particulière en corrigeant sa trajectoire à chaque sommet du triangle grâce à son système de propulsion.

L’étude de chaque portion de la trajectoire de Rosetta va permettre à l’ESA de modéliser le champ gravitationnel de la comète et de mieux préparer les manœuvres suivantes. Cette analyse est cruciale car la forme étrange du noyau doit donner lieu à un champ gravitationnel très irrégulier et complexe pour la navigation de Rosetta, d’autant plus qu’il lui faut se préparer pour le largage de Philae.

Les ingénieurs de l’ESA vont ensuite faire décroitre la taille de l’orbite de Rosetta et, vers le 10 septembre, la sonde se trouvera à environ 25 kilomètres du noyau et sera alors sur une orbite circulaire. Finalement, pour le largage de Philae prévu pour novembre 2014, Rosetta se rapprochera encore du noyau et sera positionnée sur une orbite elliptique dont le point le plus proche se trouvera à quelques kilomètres du noyau à peine.

Après le largage, Rosetta continuera à suivre la comète sur son orbite pour sa mission principale : étudier l’évolution de 67P pendant les mois qui précèdent et suivent le passage au périhélie en août 2015. La mission de la sonde devrait continuer au moins jusqu’en décembre de la même année. La durée de vie de Philae est beaucoup plus difficile à prévoir étant donné l’incertitude sur les conditions à la surface du noyau : entre une semaine et quelques mois.

Les ondes gravitationnelles primordiales et l’inflation

La cosmologie a fait la une des médias en mars 2014 lorsqu’une équipe d’astronomes de la collaboration BICEP2 a annoncé la détection (indirecte) d’ondes gravitationnelles lors d’observations du rayonnement fossile. Cette découverte était d’autant plus significative qu’elle confirmait l’une des idées les plus exotiques de la cosmologie : l’inflation.

Malheureusement, il devint vite clair que cette annonce dans les médias était prématurée et que des conclusions plus prudentes étaient de mise. L’équipe vient de publier la forme finale de ses résultats dans la revue à comité de lecture Physical Review Letters, profitons-en pour revenir sur cette étude, les concepts mis en jeu et ses résultats.

La station antarctique Amundsen-Scott

La station antarctique Amundsen-Scott photographiée en 2009. On aperçoit complètement à droite le South Pole Telescope et le bâtiment qui allait abriter l’expérience BICEP2. Crédit : Henry Malmgren/United States Antarctic Program

Le rayonnement fossile

Le rayonnement fossile, aussi appelé le fond diffus cosmologique, est une lumière émise dans l’Univers primordial à peine 380.000 ans après le Big Bang (pour comparaison, les premières étoiles sont apparues cent millions d’années plus tard). A cette époque, du fait de l’expansion, la température de l’Univers avait suffisamment chuté pour que protons et électrons puissent se combiner pour former des atomes. Les photons, qui interagissaient auparavant avec protons et électrons libres, pouvaient enfin se propager sans obstacle et donc d’illuminer l’Univers.

A cette époque, la température moyenne de l’Univers était d’environ 3000 degrés. L’expansion a depuis refroidi le rayonnement par un facteur mille et a donc aussi changé sa longueur d’onde. La température du fond diffus est de nos jours de 2.73 degrés au-dessus du zéro absolu, soit environ -270 degrés Celsius. Il est détectable dans le domaine des micro-ondes avec un maximum d’intensité à une longueur d’onde de 1,9 millimètres (soit 160.2 GHz). C’est dans ce domaine que deux physiciens l’ont découvert par accident en 1965 en voulant étudier les émissions de la Voie Lactée.

Les ondes gravitationnelles

Les ondes gravitationnelles sont une des prédictions de la relativité générale d’Albert Einstein. Rappelons que dans cette théorie la gravité n’est pas une force classique, mais une conséquence de la courbure de l’espace-temps, un concept introduit par Einstein pour exprimer le fait que l’espace et le temps ne sont pas des entités indépendantes comme on l’a longtemps cru. Une onde gravitationnelle est tout simplement une fluctuation de la courbure de l’espace-temps qui se propage à la vitesse de la lumière comme le ferait une onde électromagnétique.

Les ondes gravitationnelles sont produites par des corps en accélération, par exemple deux étoiles en orbite mutuelle. C’est d’ailleurs un couple formé de deux étoiles à neutrons découvert en 1974 qui a fourni la première preuve indirecte de l’existence des ondes gravitationnelles. Mais les ondes gravitationnelles primordiales en question dans cette étude ont une origine beaucoup plus ancienne puisqu’elles dateraient d’une période très reculée qui a suivi le Big Bang : l’ère inflationnaire.

L’instrument BICEP2

L’instrument BICEP2 entouré de sa protection au premier plan, le South Pole Telescope de dix mètres de diamètre à l’arrière-plan et un magnifique coucher de Soleil au pôle Sud. Crédit : Steffen Richter/Harvard University

L’ère inflationnaire

L’ère inflationnaire, ou simplement l’inflation, est une période hypothétique qui se serait étalée entre environ 10-35 et 10-32 seconde après le Big Bang. Elle se caractérise par une expansion exponentielle de l’Univers, considérablement plus rapide que l’expansion mesurée actuellement. En fait, tout l’Univers observable, c’est-à-dire la partie de l’Univers que nous pouvons observer aujourd’hui, aurait été contenu dans un volume infiniment plus petit que celui d’un proton avant l’ère inflationnaire.

Le concept d’inflation a été introduit dans les années 1980 pour apporter une explication à quelques observations cosmologiques intrigantes. Par exemple, le rayonnement fossile est très homogène : sa température est pratiquement la même dans toutes les directions du ciel. Mais deux régions opposées du ciel, aux limites de l’Univers observable, n’ont jamais été en contact par le passé puisque leur rayonnement vient juste de nous atteindre. Comment ces régions opposées ont-elles pu homogénéiser leur température ? L’inflation offre une explication simple : ces régions distantes ont la même température car elles étaient très proches avant l’inflation et c’est cette dernière qui les a ensuite violemment séparées.

L’inflation serait aussi à l’origine de la structure actuelle de l’Univers. L’expansion extraordinaire provoquée par inflation aurait transféré les fluctuations quantiques qui existent dans le monde microscopique vers l’échelle macroscopique. Ces perturbations auraient ensuite été le point de départ de la formation des galaxies et des amas de galaxies.

Comme l’inflation s’est produite à une époque très reculée, il n’y avait jusqu’à présent aucune preuve de sa réalité, d’où l’excitation de la communauté scientifique lors de l’annonce faite en mars par la collaboration BICEP2.

Seconde partie : L’expérience BICEP2 et les poussières interstellaires

L’expérience BICEP2 et les poussières interstellaires

Première partie : Les ondes gravitationnelles primordiales et l’inflation

La polarisation du rayonnement fossile

Deux types de perturbations doivent être détectables par des observations du rayonnement fossile : d’abord des fluctuations de la densité d’énergie et de matière, ensuite des ondes gravitationnelles. Le premier type de fluctuations se révèle sous la forme de minuscules variations dans le rayonnement fossile lorsque l’on mesure sa température dans des directions différentes. Ces fluctuations ont déjà été mesurées par les célèbres satellites COBE en 1992, WMAP en 2003 et Planck en 2013.

Détecter l’effet des ondes gravitationnelles est plus difficile car il faut mesurer la polarisation du rayonnement. La polarisation d’une onde électromagnétique décrit l’orientation du champ électrique ou magnétique dans le plan perpendiculaire à la direction de propagation. Le rayonnement fossile doit se décomposer en deux types de polarisation, le mode E et le mode B, qui se distinguent par la distribution spatiale de la polarisation, c’est-à-dire la façon dont la polarisation change lorsque l’on observe des directions différentes du ciel.

Crucialement, les fluctuations de densité ne produisent que le mode E, alors que les ondes gravitationnelles produisent le mode E et le mode B. L’étude de la polarisation du mode B est donc un moyen d’étudier indirectement les ondes gravitationnelles primordiales et, encore plus indirectement, l’inflation qui leur aurait donné naissance.

La polarisation en mode B du rayonnement fossile

La polarisation en mode B du rayonnement fossile mesurée par la collaboration BICEP2. Les lignes noires indiquent la direction et l’intensité de la polarisation. La couleur indique le degré de torsion de la polarisation. Crédit : BICEP2 Collaboration

L’expérience BICEP2

L’expérience BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization) avait pour mission de mesurer la polarisation du rayonnement fossile dans une petite fraction du ciel. Elle a utilisé pour cela un télescope de 26 centimètres de diamètre près du pôle Sud dans la station antarctique Amundsen-Scott. Ces observations se sont déroulées sur trois saisons, entre 2010 et 2012, avec un ensemble de 512 détecteurs dans le domaine micro-onde.

En plus des difficultés pratiques liées à un endroit inaccessible comme le pôle Sud, les astronomes de BICEP2 étaient en face d’un défi majeur : le rayonnement mesuré par l’instrument n’est pas uniquement dû au rayonnement fossile. Il est donc d’abord nécessaire de soustraire tous les rayonnements parasites, mais aussi de corriger les effets qui pourraient perturber le rayonnement fossile après sa création (par exemple les effets de lentille gravitationnelle).

Les poussières interstellaires

Le principal élément qui fait planer le doute sur les résultats annoncés en mars provient d’une source plus proche : la Voie Lactée. En effet, les poussières interstellaires qui parsèment notre galaxie émettent un rayonnement dans les domaines infra-rouge et micro-onde. Ce rayonnement est polarisé car les grains de poussières sont généralement asymétriques. De plus, les poussières interstellaires ont tendance à s’aligner avec le champ magnétique galactique local et vont donc produire collectivement un rayonnement non négligeable. Le rayonnement fossile, qui doit traverser les poussières de la Voie Lactée pour nous atteindre, se retrouve ainsi mélangé avec un autre type d’émission également dominé par une polarisation de mode B.

L’équipe du projet BICEP2 a essayé de prendre en compte cet effet en utilisant en particulier des extrapolations de résultats préliminaires du satellite Planck. Mais depuis l’annonce originale de mars, le doute s’est installé sur la validité de ces calculs. La version finale de l’article dans Physical Review Letters affirme ainsi qu’il n’y a pas suffisamment de données disponibles actuellement pour exclure la possibilité que le signal détecté soit dû aux poussières interstellaires.

Champ magnétique de la Voie Lactée

La mission Planck a permis de créer cette représentation du champ magnétique de la Voie Lactée à partir de mesures de l’émission de lumière polarisée par les poussières interstellaires. Les régions sombres indiquent une émission polarisée plus forte et les stries indiquent la direction du champ magnétique. Les données finales ne sont pas encore disponibles pour tout le ciel, en particulier pour la région du ciel observée par BICEP2. Crédit : ESA/Planck Collaboration

La mission Planck

La communauté scientifique attend donc avec impatience les résultats officiels de la mission Planck sur la polarisation du rayonnement fossile. Cet observatoire spatial dans le domaine micro-onde a été lancé en mai 2009 par l’agence spatiale européenne (ESA) et a observé le ciel pendant quatre ans. Ses observations des fluctuations de température ont déjà permis d’affiner les modèles cosmologiques en 2013, en particulier notre estimation de l’âge de l’Univers.

Ce sont maintenant les résultats de la mission Planck sur la polarisation du rayonnement fossile qui sont très attendus et devraient être disponibles en octobre 2014. Planck observe le ciel dans son ensemble et n’est pas limité à une fraction de la voûte céleste comme BICEP2. De plus, il mesure le rayonnement du ciel dans plusieurs longueurs d’onde où les contributions du rayonnement fossile et des poussières interstellaires varient, ce qui devrait nous permettre de démêler plus facilement les deux types d’émission.