Un an après ses premiers résultats et avec deux fois plus de données, DESI confirme la préférence pour une énergie sombre dynamique, mettant à l’épreuve le modèle où l’énergie sombre est décrite par une constante cosmologique.
Le grand relevé de galaxies DESI, mené avec le télescope Mayall de 4 m au Kitt Peak Observatory (Arizona), a débuté ses observations en mai 2021 et publie aujourd’hui l’analyse cosmologique de ses trois premières années d’observations. Ce spectrographe multifibre mesure simultanément le spectre lumineux de 5000 objets astrophysiques à chaque pointé du télescope, permettant ainsi de cartographier l’Univers en trois dimensions.
L’analyse de cette carte s’appuie sur les oscillations acoustiques baryoniques, des ondes de pression issues du plasma primordial qui ont laissé une empreinte caractéristique dans la distribution de la matière. En mesurant cette empreinte pour différents types de galaxies et à différentes époques, DESI a pu retracer l’évolution de l’expansion de l’Univers sur les 11 derniers milliards d’années avec une précision inégalée.
Ces nouvelles mesures (lien vers les articles), interprétées dans le modèle standard de la cosmologie, sont en tension avec celles d’autres sondes cosmologiques : les observations du fond diffus cosmologique menées par le satellite Planck, ainsi que les mesures de distance des supernovae de type 1a. Ces tensions sont résolues en remplaçant la constante cosmologique par une énergie sombre dynamique, une solution préférée avec une probabilité dépassant 99.99%. Si une telle déviation par rapport à la constante cosmologique était confirmée, il s’agirait de la découverte la plus révolutionnaire en cosmologie depuis celle de l’accélération de l’expansion de l’Univers en 1998.
DESI – Dark Energy Spectroscopic Instrument
L’Irfu participe au relevé spectroscopique DESI depuis 2009. Pour une durée nominale de 5 ans, DESI mesure le spectre de la lumière provenant de plus de 40 millions de galaxies et de quasars, dans une gamme de longueurs d’onde allant de 360 à 980 nm (couvrant le visible). Le décalage vers le rouge des spectres est mesuré, puis converti en distance à l’aide d’un modèle cosmologique de référence. En combinant ces distances aux coordonnées angulaires, DESI construit une carte tridimensionnelle de l’Univers (voir figure 1) sur les 11 derniers milliards d’années, les quasars les plus éloignés sélectionnés ayant émis leur lumière 2.8 milliards d’années seulement après le Big Bang. Cette carte tridimensionnelle est analysée pour étudier l’effet de l’énergie sombre sur l’expansion de l’Univers, la gravitation à des échelles cosmologiques et la somme des masses des neutrinos.
L’instrument DESI est installé sur le télescope Mayall de 4 mètres du Kitt Peak National Observatory en Arizona (États-Unis). Il est doté d’un correcteur optique qui élargit son champ de vue à 8 degrés carrés et d’un plan focal équipé de 5 000 fibres optiques contrôlées par des robots, permettant d’observer simultanément 5 000 objets astrophysiques à chaque pointé. Les fibres optiques guident la lumière collectée vers 10 spectrographes chargés de mesurer le décalage spectral des objets observés. L’Irfu a joué un rôle clé en réalisant les 30 enceintes cryogéniques refroidissant les photodétecteurs des spectrographes (figure 2).
Pour cartographier l’Univers, DESI s’appuie sur cinq types de “traceurs” de la distribution de la matière, chacun permettant d’explorer différentes époques de son histoire, jusqu’à 11 milliards d’années en arrière. L’Univers proche est sondé à l’aide des galaxies très brillantes (Bright Galaxy Sample, BGS). Ensuite, les galaxies rouges lumineuses (Luminous Red Galaxies, LRG), massives et ayant terminé leur formation stellaire, permettent de sonder des époques plus lointaines. Les galaxies à raies d’émission (Emission Line Galaxies, ELG), plus légères et abritant encore une formation d’étoiles, sondent l’Univers entre 8 et 10 milliards d’années. Enfin, les quasars, objets les plus lumineux de l’Univers, permettent d’explorer les grandes échelles de deux façons : directement par leur position, comme les galaxies, ou indirectement via la forêt Lyman-alpha détectée dans leur spectre et qui correspond à l’absorption de la lumière par des nuages d’hydrogène dans le milieu intergalactique. Les chercheurs de l’Irfu ont eu un rôle majeur dans la sélection des traceurs et ont co-dirigé les analyses de données, avec une forte implication dans toutes les étapes de traitement de données et une contribution déterminante au développement de la chaîne d’analyse officielle.
Mesure de l’échelle de distance des oscillations acoustiques des baryons
En examinant la carte de l’Univers établie par DESI (figure 1), on distingue aisément sa structure sous-jacente : des filaments de galaxies entrecoupés de régions moins denses. Toutefois, l’Univers primordial – bien au-delà de la portée de DESI – était radicalement différent. Il s’agissait d’un plasma chaud et dense de particules subatomiques, se déplaçant trop rapidement pour former des atomes stables. Parmi ces particules se trouvaient les composants élémentaires de l’hydrogène et de l’hélium, collectivement appelés les baryons. De minuscules fluctuations dans ce plasma de baryons, électrons et photons ont causé des ondes de pression qui s’y sont propagées. Au fil de l’expansion et du refroidissement de l’Univers, un événement clé, appelé recombinaison, s’est produit : les électrons se sont combinés avec les noyaux d’hydrogène et d’hélium pour former des atomes neutres. C’est à ce moment que le front d’onde de pression s’est figé, après avoir parcouru une distance déterminée, laissant derrière lui une surdensité de matière où les futures galaxies allaient se former. Des milliards d’années plus tard, cette empreinte est encore visible dans la distribution spatiale des galaxies et grandit avec l’expansion de l’Univers.
Ces structures sphériques, issues de la propagation des ondes acoustiques figées à la recombinaison, ne peuvent être directement observées sur la carte 3D de l’Univers. En pratique, on les détecte en analysant la fonction de corrélation des traceurs de matière, calculée par tranches de décalage vers le rouge (redshift). Comme illustré dans les encadrés de la figure 3, on observe une probabilité accrue (pic) de trouver deux galaxies séparées par une distance caractéristique appelée échelle de distance des oscillations acoustiques de baryons (BAO). La position de ces pics est mesurée par rapport à un modèle cosmologique fiduciel (ΛCDM, décrit au paragraphe suivant). La figure 3 montre ainsi les écarts de ces mesures par rapport à ce modèle pour différentes époques de l’Univers. En retraçant l’évolution apparente de l’échelle BAO à travers le temps, ces mesures permettent de reconstruire l’histoire de l’expansion cosmique.
Contraintes sur la nature de l’énergie sombre
L’énergie sombre est un concept apparu dans les années 1990, lorsque plusieurs indices, notamment issus de l’étude des amas de galaxies et de la distribution des galaxies à grande échelle, ont suggéré que l’Univers n’était plus dominé par la matière. L’accélération de l’expansion cosmique a été définitivement confirmée en 1998 grâce à l’observation de la luminosité des supernovae de type Ia en fonction de leur redshift. Cette découverte a remis en lumière la constante cosmologique, introduite par Einstein en 1916 puis abandonnée, et qui semble alors parfaitement rendre compte de cette accélération. La cause de cette accélération a été baptisée « énergie sombre », et de nombreux programmes, dont DESI, cherchent à en préciser la nature.
Depuis plus de 25 ans, le modèle ΛCDM (où Λ représente la constante cosmologique et CDM désigne la matière noire froide) explique un large éventail d’observations cosmologiques : les fluctuations du fond diffus cosmologique, la luminosité des supernovae, la distribution des galaxies à grande échelle (via les relevés photométriques), la distribution de masse dans l’Univers (via le cisaillement gravitationnel faible), ou encore la masse des amas de galaxies. Cependant, la valeur observée de la constante cosmologique demeure un mystère théorique : elle est environ 10120 ou 1041 fois plus faible (selon les modèles) que la valeur attendue pour l’énergie du vide en physique des particules. Cette incohérence motive l’exploration de modèles alternatifs, dans lesquels l’énergie sombre est décrite comme un fluide caractérisé par une densité ρ et une pression P, reliées par une équation d’état P = wρ, dont le paramètre w peut varier dans le temps.
Une paramétrisation couramment utilisée pour capturer cette évolution est w = w0 + (1−a) wa où a est le facteur d’échelle de l’Univers, et où w0 et wa sont deux paramètres constants. Comme illustré sur la figure 4, les mesures BAO de DESI, combinées aux données du fond diffus cosmologique (CMB) et aux différents échantillons de supernovae (qui ne sont pas indépendants), suggèrent une préférence pour w0 > −1 et wa < 0, alors que la constante cosmologique correspondrait aux valeurs (w0, wa) = (-1, 0) (indiquées en pointillés sur la figure). Le niveau d’exclusion de ce modèle standard varie selon l’échantillon de supernovae utilisé, de 2.8 à 4.2 sigmas, soit une probabilité allant de 99.5% à 99.997%. Cette probabilité a augmenté avec les nouvelles données de DESI par rapport à l’échantillon de première année, où elle était de 98.7% à 99.990%. Ces résultats indiquent que les données privilégient une accélération de l’expansion légèrement différente de celle induite par une constante cosmologique : plus rapide au début de la domination de l’énergie sombre, il y a environ 6 milliards d’années, et plus lente aujourd’hui. Si cette tendance se confirmait (le seuil étant typiquement fixé à 5 sigmas, soit moins d’une chance sur un million que cela soit dû à une fluctuation statistique), il s’agirait d’une révolution majeure de notre compréhension de l’Univers.
Cette préférence pour un modèle d’énergie sombre dynamique prend racine dans les tensions entre les différents jeux de données dans le modèle standard ΛCDM, comme illustré sur la figure 5. Le modèle ΛCDM le mieux ajusté aux données du CMB (du satellite Planck principalement) ne fournit pas un très bon ajustement aux données de BAO et supernovae. De même, un modèle ajusté soit sur les données BAO, soit les données supernovae, ne fournit pas un bon ajustement pour l’autre jeu de données. Ces tensions entre jeux de données sont remarquablement résolues avec un modèle d’énergie sombre dynamique « w0waCDM ».
Ces observations nécessitent donc un suivi attentif dans les années à venir. Les futures données de DESI, les nouveaux échantillons de supernovae issus du relevé Zwicky Transient Facility (ZTF), les observations de la mission Euclid ainsi que les mesures du fonds diffus cosmologique permettront d’affiner ces analyses et d’éclaircir davantage la nature de l’énergie sombre.
Masses des neutrinos
Grâce à sa mesure précise de la densité de matière dans l’Univers récent, DESI améliore également les contraintes indirectes sur la somme des masses des neutrinos obtenue par les données du CMB. Dans le cadre du modèle ΛCDM, la contrainte obtenue est ∑Mν < 0.064 eV (à 95 % de confiance) et la plus stricte à ce jour. Cette valeur reste compatible avec une hiérarchie de masse normale des états propres des neutrinos. Cette limite basse est principalement due aux tensions sur la mesure de la densité de matière, Ωm, entre DESI et le CMB. Le profil du Χ2, déduit de la vraisemblance combinée montre d’ailleurs (voir la figure 6) que le minimum du Χ2 extrapolé se situe dans la région non physique de la masse des neutrinos, ∑Mν < 0 (courbe noire), ce qui explique cette limite basse. Néanmoins, cette position du minimum reste statistiquement compatible avec la région physique (∑Mν > 0).
Nous avons vu que les analyses de DESI suggèrent une accélération de l’expansion légèrement différente de celle induite par une constante cosmologique. Dans ce cadre plus général, la limite sur la masse des neutrinos augmente à ∑Mν < 0.13 eV (à 95 % de confiance) lorsque l’on combine DESI, le CMB et les supernovae (DESY5) (courbe orange). Bien que moins restrictive, cette contrainte est obtenue dans un cadre théorique plus large que ΛCDM qui réconcilie les données entre elles.
Cette analyse des trois premières années de données s’est focalisée sur la mesure de l’échelle BAO dans la fonction de corrélation des galaxies. Cependant, l’énergie sombre, les neutrinos, de possibles déviations à la relativité générale ainsi que la physique de l’inflation affectent aussi la forme globale de la fonction de corrélation, dont l’analyse, plus complexe, est attendue pour l’année 2026.
Remerciements :
DESI est soutenu par le DOE Office of Science et par le National Energy Research Scientific Computing Center, un centre de calcul du DOE Office of Science. DESI bénéficie également du soutien de la National Science Foundation des États-Unis, du Science and Technologies Facilities Council du Royaume-Uni, de la Gordon and Betty Moore Foundation, de la Heising-Simons Foundation, du Commissariat à l’énergie atomique et aux énergies alternatives (CEA) de France, du Conseil national de la science et de la technologie du Mexique, du ministère de l’économie de l’Espagne, ainsi que des institutions membres de DESI.
La collaboration DESI est honorée d’être autorisée à mener des recherches scientifiques sur l’Iolkam Du’ag (Kitt Peak), une montagne qui revêt une importance particulière pour la nation Tohono O’odham.
Contacts: Arnaud de Mattia, Eric Armengaud, Etienne Burtin, Christophe Yèche