25 février 2019
Lorsque les neutrinos rencontrent les « oscillations acoustiques baryoniques »…
Lorsque les neutrinos rencontrent les « oscillations acoustiques baryoniques »…

Télescope du Sloan Digital Sky Survey situé à l’Observatoire d’Apache Point au Nouveau Mexique aux Etats-Unis. Il permet entre autres d’étudier les quasars (crédit : Collaboration SDSS)

Les neutrinos issus du Big Bang parcourent l’Univers depuis plus de 13 milliards d'années. Ils sont quasi indétectables mais leur empreinte sur la formation des grandes structures de l'Univers comme les galaxies, peut être détectée. Pour la première fois, cette trace du « fond diffus de neutrinos » issus du Big Bang sur les « oscillations acoustiques baryoniques » (BAO) a été déduite du relevé de 1,2 million de galaxies du "Sloan Digital Sky Survey" (SDSS). Ces données correspondent à 5 années d’observations de l’expérience BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey), télescope au sol installé au Nouveau Mexique. Le résultat, publié dans la revue Nature Physics, montre comment la phase des BAO permet de contraindre le nombre d'espèces des neutrinos du modèle standard de la physique des particules.

Le groupe du DPhP participe à ce projet depuis plus de 10 ans et actuellement à son extension, le projet eBOSS. Dans un futur très proche, le projet DESI pourra étudier encore plus précisément ce fond de neutrinos cosmiques produit par le Big Bang.

 

 

Naissance et gel des ondes baryoniques - BAO

L’Univers primordial est composé d’un plasma de baryons, électrons, photons et neutrinos, composant la matière ordinaire, ainsi que de matière noire. Au sein de ce milieu de matière ordinaire, des ondes de pression (ondes acoustiques) se sont propagées à partir de minuscules variations de la densité correspondant aux fluctuations primordiales issues l’inflation cosmique. En raison de son expansion, l’Univers se refroidit au fil du temps et, à l’âge de 380 000 ans, sa température chute en dessous du seuil minimal pour le maintenir à l’état de plasma ionisé : les électrons s’associent aux protons pour former des atomes d’hydrogène, et le plasma initial se mue brutalement en un milieu neutre. La propagation de ces ondes acoustiques s’arrête alors, après avoir parcouru une distance correspondant à 150 Mpc aujourd’hui. L'Univers porte ainsi l'empreinte de ces "oscillations acoustiques baryoniques" (BAO). La distribution spatiale des galaxies qui se sont formées à partir de ces fluctuations primordiales n’est alors plus aléatoire et il existe une distance privilégiée entre les concentrations de matière. La mesure de cette échelle caractéristique à différentes époques de l’évolution de l’Univers est aujourd’hui un moyen de caractériser l’accélération de l’expansion de l’Univers (faits marquants 2012, 2014, 2017).

 

Moyen d’observation des BAO

Tel est l’enjeu de BOSS et eBOSS qui observent des millions de galaxies et de quasars depuis 2009, en utilisant un spectrographe spécifiquement conçu placé sur le télescope Sloan de 2,5 mètres de diamètre de l’Apache Point Observatory au Nouveau Mexique (États-Unis). L’étude présentée dans l’article utilise 1,2M de galaxies de BOSS dont le redshift, indicateur de la distance le long de la ligne de visée par rapport à nous, est déterminé à partir de leur spectre et est compris entre 0,2 et 0,75. La lumière qui nous parvient de ces objets a ainsi été émise il y a environ 5 milliards d’années. Le redshift vient compléter les deux coordonnées transverses données par la position de la galaxie sur la voûte céleste et une carte en 3D peut ainsi être dressée au fil des observations.

 

 

Lien entre les BAO et l’empreinte des neutrinos fossiles

Si on mesure la fonction de corrélation de la distribution à 3D des galaxies, c'est-à-dire si on compte le nombre de paires de galaxies en fonction de la distance les séparant, le signal BAO apparaît comme un pic à 150 Mpc, prouvant l’existence de cette empreinte formée au moment de la création des premiers atomes d’hydrogène. Si on considère la transformée de Fourier de cette fonction de corrélation, le spectre de puissance, le pic apparaîtra comme un signal d'oscillation (voir figure 1) dont la fréquence nous renseigne sur l’échelle caractéristique des BAO. Et c’est la phase (c’est à dire le décalage) de ces oscillations qui permet de contraindre Neff, le nombre effectif d’espèces relativistes à l’époque de la recombinaison.

Dans le cadre du modèle standard de la cosmologie, ce nombre Neff correspond aux trois saveurs connues de neutrinos. Une propriété clé des neutrinos est qu'ils ne se comportent pas comme un fluide, mais comme un ensemble de particules relativistes diffusant librement. Les neutrinos se déplacent à la vitesse de la lumière tandis que les oscillations baryoniques acoustiques dans un fluide de photons et de baryons se déplacent, elles, à ~c/√(3). Il en résulte que les neutrinos relativistes, induisent des perturbations au-delà de l'horizon sonore des ondes acoustiques se propageant dans le fluide de photons et de baryons. Cet effet se traduit à la fin par un déphasage dans les ondes acoustiques du plasma primordial.

 
Lorsque les neutrinos rencontrent les « oscillations acoustiques baryoniques »…

Figure 1: Impact du nombre effectif d'espèces relativistes (Neff) dans le spectre de puissance de la matière (en haut). Les autres graphiques montrent l’évolution du spectre de puissance divisé par un spectre de puissance sans effet des baryons caractérisant ainsi le phénomène d’oscillations acoustiques baryoniques. La figure du bas met clairement en évidence le fait que la phase (le décalage) du signal d’oscillations acoustiques baryoniques dépend de Neff, le nombre d’espèces relativistes (échelle de couleur verticale) (Baumann et al. 2017).

Lorsque les neutrinos rencontrent les « oscillations acoustiques baryoniques »…

Figure 2 : spectre de puissance des galaxies observées par BOSS pour trois régions en redshift où l’on voit clairement les oscillations acoustiques baryoniques (F. Beutler et al. 2017). La phase de ces oscillations nous renseigne sur le nombre effectif d’espèces relativistes.

Dans le but de mesurer cet effet, nous avons utilisé la carte 3D des 1,2M de galaxies observées par BOSS. La figure 2 montre le spectre de puissance de ces galaxies. En pratique, nous avons utilisé les deux régions en redshift 0,2.

Notre mesure à partir des données BOSS uniquement ne peut pas vraiment contraindre Neff . Cependant, la figure 3 montre également qu'il existe une forte dégénérescence entre le paramètre β et le paramètre d'échelle BAO α. Dans le cadre du modèle standard de la cosmologie, la mesure du fond diffus cosmologique (CMB) nous donne une forte contrainte sur le paramètre alpha que nous pouvons combiner à notre mesure. Il en résulte une contrainte plus précise sur la phase qui donne β = 2,05 ± 0,81. Les courbes rouges de la figure 3-b sont obtenues pour différentes hypothèses sur l’utilisation des données du CMB (les détails sont dans l’article) et montrent que dans tous les cas, on exclut β = 0 (correspondant à Neff = 0) à plus de 95% de niveau de confiance. En mesurant une phase β non-nulle, on observe ainsi pour le première fois, l’empreinte des neutrinos dans les oscillations acoustiques baryoniques avec un relevé de galaxies. 

 

 

 

Figure 3 : a) Contraintes sur la mesure de l’échelle BAO ? et de la phase BAO ? en utilisant seulement le spectre de puissance des galaxies de BOSS ou la combinaison avec le fond diffus cosmologique (CMB). b) Contrainte sur la phase BAO ?, la courbe bleue est pour BOSS seul et les courbes rouges sont obtenues pour différentes hypothèses sur l’utilisation des données du CMB et montrent que dans tous les cas, on exclut ? = 0 (correspondant à Neff = 0) à plus de 95% de niveau de confiance.

Conclusions

 

En résumé, nous avons, pour la première fois, mesuré le déphasage du signal BAO dans le spectre de puissance des galaxies observées par BOSS, ce qui représente une détection (indirecte) du fond diffus de neutrinos cosmiques produit par le Big Bang. Notre mesure confirme le modèle standard actuel avec trois espèces de neutrinos. Cette première détection reste encore imprécise, mais les futurs grands relevés de galaxies et de quasars tels que DESI et Euclid amélioreront significativement ces mesures.

Contact :  Christophe Yeche

 

 
#4561 - Màj : 27/02/2019

 

Retour en haut