Astronomie

Comment les contraintes sur l'énergie noire sont-elles le plus améliorées ?

Comment les contraintes sur l'énergie noire sont-elles le plus améliorées ?


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Aujourd'hui, nous disposons de diverses données provenant de sondes indépendantes pour contraindre l'énergie noire, c'est-à-dire son équation d'état $w$. Ceux-ci incluent les supernovae de type 1a, BAO, CMB, les études de galaxies à grande échelle, etc. L'une de ces sondes est-elle meilleure/plus puissante que les autres pour contraindre l'énergie noire ? Pourquoi ou pourquoi pas?

Par exemple, je suppose que si un relevé de galaxies comprend 1000 galaxies dans une plage de décalage vers le rouge $0.1<>, cela entraînerait des contraintes plus élevées sur $w$ que d'utiliser simplement 500 supernovae de type 1a dans une gamme $0.1<>. Mais quelle différence cela fait-il, parmi d'autres facteurs dont je ne suis pas au courant ? Quantitativement, comment les erreurs/incertitudes évoluent-elles avec des échantillons plus grands et des intervalles de décalage vers le rouge plus grands (je pense que pour un échantillon plus grand, l'incertitude diminue à mesure que $1/sqrt N$)?

Il est également logique que les modèles d'énergie noire avec des paramètres plus libres s'accompagnent d'une plus grande incertitude (par exemple, $wCDM$ a 1 paramètre libre de plus, $w$, que $Lambda CDM$). Mais de combien le pouvoir contraignant diminue-t-il pour chaque nouveau degré de liberté ? Voir les graphiques (Figure 9, https://arxiv.org/pdf/1709.01091.pdf) :

Dans le graphique de droite, les contraintes sont clairement beaucoup plus lâches car des paramètres plus libres ont été introduits pour ajuster les données à ce modèle d'énergie noire dépendant du temps. Nous pouvons également voir que les données SN1a, par exemple, semblent moins contraindre l'énergie noire que les données CMB ou BAO. Pourquoi est-ce? Est-ce parce que SN1a n'a été observé qu'à des redshifts inférieurs jusqu'à présent ?


Nouvelles informations sur l'énergie noire

Une représentation de l'évolution de l'univers sur 13,8 milliards d'années. Différentes méthodes d'étude de l'expansion cosmique donnent des résultats légèrement différents, y compris pour l'âge de l'univers. Les astronomes ont calculé que ces divergences pourraient être conciliées si l'énergie noire qui entraîne l'accélération cosmique n'était pas constante dans le temps.

L'univers n'est pas seulement en expansion - il accélère vers l'extérieur, poussé par ce que l'on appelle communément "l'énergie noire". Le terme est une analogie poétique pour désigner la matière noire, la matière mystérieuse qui domine la matière dans l'univers et qui est vraiment sombre car elle ne rayonne pas de lumière (elle se révèle via son influence gravitationnelle sur les galaxies). Deux explications sont couramment avancées pour expliquer l'énergie noire. Le premier, comme Einstein l'a un jour spéculé, est que la gravité elle-même fait que les objets se repoussent lorsqu'ils sont suffisamment éloignés les uns des autres (il a ajouté ce terme de "constante cosmologique" à ses équations). La deuxième explication émet l'hypothèse (basée sur notre compréhension actuelle de la physique des particules élémentaires) que le vide a des propriétés qui fournissent de l'énergie au cosmos pour l'expansion.

Pendant plusieurs décennies, les cosmologies ont utilisé avec succès une équation relativiste avec la matière noire et l'énergie noire pour expliquer des observations de plus en plus précises sur le fond diffus cosmologique, la distribution cosmologique des galaxies et d'autres caractéristiques cosmiques à grande échelle. Mais à mesure que les observations se sont améliorées, certaines divergences apparentes sont apparues. L'une des plus notables est l'âge de l'univers : il existe une différence de près de 10 % entre les mesures déduites des données du satellite Planck et celles des expériences dites d'oscillation acoustique de Baryon. La première repose sur des mesures dans l'infrarouge lointain et submillimétrique du fond diffus cosmologique et la seconde sur la distribution spatiale des galaxies visibles.

L'astronome de CfA Daniel Eisenstein était membre d'un grand consortium de scientifiques qui suggèrent que la plupart des différences entre ces deux méthodes, qui échantillonnent différents composants du tissu cosmique, pourraient être réconciliées si l'énergie noire n'était pas constante dans le temps. Les scientifiques appliquent des techniques statistiques sophistiquées aux ensembles de données cosmologiques pertinents et concluent que si le terme d'énergie noire variait légèrement à mesure que l'univers s'étendait (bien que toujours soumis à d'autres contraintes), cela pourrait expliquer l'écart. Des preuves directes d'une telle variation constitueraient une percée spectaculaire, mais n'ont pas encore été obtenues. L'une des nouvelles expériences majeures de l'équipe, le Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) Survey, pourrait régler la question. Il cartographiera plus de vingt-cinq millions de galaxies dans l'univers, revenant aux objets quelques milliards d'années seulement après le big bang, et devrait être achevé au milieu des années 2020.

"Énergie sombre dynamique à la lumière des dernières observations", Gong-Bo Zhao et al. Astronomie de la nature, 1, 627, 2017


Titre : Résultats de l'enquête sur l'énergie noire de l'année 1 : Contrainting Baryonic Physics in the Universe

Les mesures de la structure à grande échelle sont interprétées à l'aide de prédictions théoriques pour la distribution de la matière, y compris les impacts potentiels de la physique baryonique. Nous contrôlons la force de rétroaction des baryons conjointement avec la cosmologie en utilisant des observables de lentilles faibles et de regroupement de galaxies (3 x 2 pt) des données de l'année 1 du Dark Energy Survey (DES) en combinaison avec des informations externes provenant des oscillations acoustiques des baryons (BAO) et de la polarisation du fond diffus cosmologique de Planck. . Notre modélisation baryonique est informée par un ensemble de simulations hydrodynamiques qui couvrent une variété de scénarios baryoniques, nous couvrons cet espace via une analyse en composantes principales (PC) des statistiques récapitulatives extraites de ces simulations. Nous montrons qu'au niveau de la puissance contraignante DES Y1, un PC est suffisant pour décrire la variation des effets baryoniques dans les observables, et la première amplitude du PC (Q(1)) reflète généralement la force de la rétroaction baryonique. La limite supérieure de Q (1) avant étant liée par les scénarios de rétroaction Illustris, nous atteignons une amélioration similaire à 20 % de la contrainte de S-8 = sigma(8)(Omega(m)/0,3)0,5 = 0,788( -0,021)(+0,018) par rapport à l'analyse originale DES 3 x 2pt. Ce gain est dû à l'inclusion d'informations de cisaillement cosmique à petite échelle jusqu'à 2,5 minutes d'arc, ce qui a été exclu dans les analyses DES précédentes plus » qui ne modélisaient pas la physique baryonique. Nous obtenons S-8 = 0,781(-0,015)(+0,014) pour l'analyse combinée DES Y1+Planck EE+BAO avec un a priori non informatif Q(1). En termes de contraintes baryoniques, nous mesurons Q(1) = 1,14(-2,80)(+2,20) pour DES Y1 uniquement et Q(1) = 1,42(-1,48)(+1,63) pour DESY1+Planck EE+BAO, nous permettant d'exclure l'un des scénarios hydrodynamiques de rétroaction AGN les plus extrêmes à plus de 2 sigma. « moins


Frontières et controverses en astrophysique

Chapitre 1. Implications de la recherche sur les supernovae [00:00:00]

Professeur Charles Bailyn : Nous avons parlé du type Iune Les supernovae et les données qu'elles fournissent sur l'expansion et, en fin de compte, l'accélération de l'Univers. Et donc, une façon de résumer toutes ces informations est que ce que nous avons découvert, nous savons maintenant que l'Univers accélère, non seulement en expansion, mais en accélération. Et cette accélération se produit à cause d'une sorte d'énergie noire – ou pour la renverser, l'étiquette que nous donnons à tout ce que nous appelons cela de l'énergie noire. Et cela se résume parfois par cette quantité, qui est la densité énergétique de l'énergie noire par rapport à la densité critique de l'Univers. Et le fait qu'elle accélère signifie que cette quantité doit être supérieure à cette autre quantité, la densité de matière, car la matière a tendance à rassembler les choses.

Et donc, nous savons non seulement qu'il accélère, mais nous savons aussi à quel point il accélère, et cela nous dit à quel point la densité d'énergie noire est plus grande que la densité de matière. Et nous savons en quelque sorte de combien. Nous savons en quelque sorte à quel point cela est plus grand que la densité de matière noire.

Mais quelqu'un a en fait posé la question que, vous savez, je n'arrête pas de dire, eh bien, c'est comme , et c'est comme ¼. Si vous ajoutez un tas de matière, ne pourriez-vous pas simplement ajouter un tas d'énergie noire et vous retrouver avec la même accélération ? Donc, un Univers comparable. Et la réponse est, oui, vous pourriez. Il n'y a rien dans les données de supernova qui interdise que ce soit .5 et celui-ci d'être 1, tant que cela est suffisamment supérieur à celui de la quantité nécessaire pour donner lieu à l'accélération observée.

Et donc, si vous tracez ces deux quantités l'une contre l'autre, ici, en quelque sorte, 0, 0. En fait, cela peut être négatif, mais n'allons pas là-bas.

1, 1. Ce que vous découvrez, c'est qu'il existe une sorte de région autorisée qui ressemble en quelque sorte à ceci, autorisée par les données de supernova. Remarquez, c'est en supposant tout au long que l'énergie noire est vraiment la constante cosmologique. Je ne pense pas aux scénarios Big Rip pour le moment, car cela ajouterait une troisième dimension à cette intrigue, et je ne veux pas le faire pour le moment. Donc, tout cela suppose que l'énergie noire est la constante cosmologique. Mais c'est certainement un point de départ. Il n'y a aucune raison de ne pas le faire.

Et donc, j'ai systématiquement affirmé, alors que nous parlions du cours, que la vraie réponse se trouve quelque part comme ici. Oui? Qu'il y a environ 0,3 du côté de la matière, 0,25 et environ &, &frac23, ¾ du côté de l'énergie noire. Mais, en fait, vous pourriez aller jusqu'au soin de la supernova, vous pourriez avoir pas de matière du tout et juste un peu d'énergie noire, ou vous pourriez avoir beaucoup de matière et une énorme quantité d'énergie noire. Et vous obtenez la quantité d'accélération et, par conséquent, satisfaisez aux contraintes d'observation.

Mais, en fait, il s'avère que nous en savons plus que cela, car il existe d'autres contraintes sur la cosmologie en plus des supernovae. Et, je dois vous dire à ce stade que ce cours, la façon dont je l'ai présenté, est un peu déséquilibré, car les autres façons de contraindre ces deux quantités sont tout aussi importantes que les supernovae, et je vais pour les faire tous en une seule conférence. Et c'est un peu dans l'esprit de la philosophie de ce cours, où nous essayons de comprendre quelques choses en profondeur, plutôt que beaucoup de choses en profondeur. Mais je vais parler de deux autres types de contraintes sur la cosmologie aujourd'hui, qui sont, en fait, tout aussi importantes pour la cosmologie moderne que les supernovae.

J'aime les supernovae, tout d'abord, parce qu'elles étaient la première preuve de l'énergie noire. Je pense toujours qu'ils sont la meilleure preuve de l'énergie noire. Mais il est également vrai que je pense qu'ils sont, à certains égards, les plus faciles à comprendre. Ce n'est pas tout à fait vrai. Ce que je veux dire, c'est que vous n'avez pas besoin de tout un tas de physique pour comprendre ce qui se passe, car ce n'est que l'expansion de l'Univers, alors que certaines de ces autres choses, comme vous le verrez, il y a des moments où je vais devoir dire, et puis il y a tout un tas de physique compliquée, et puis, vous obtenez le résultat. Et donc, il est moins satisfaisant d'enseigner, et peut-être d'apprendre, dans un cours comme celui-ci, mais tout aussi important pour la cosmologie moderne. Et ce que font ces autres choses, c'est qu'elles déterminent où, dans la région autorisée et la région autorisée des supernovae, se trouve réellement le véritable univers. D'accord.

Chapitre 2. Le fond cosmique des micro-ondes [00:05:28]

Donc, étant entendu que l'une ou l'autre des deux choses dont je vais parler aurait pu être cinq semaines de ce cours, passons au présent et j'essaierai d'expliquer, en bref, ce que ces choses nous disent sur le Univers.

Le premier est le fond cosmique des micro-ondes. Cela, nous l'avons déjà rencontré. C'était l'une des preuves que le Big Bang s'est vraiment produit, par opposition à "l'état stable". Et, je ne sais pas si vous vous souvenez de ce que nous avons dit à ce sujet, alors laissez-moi vous le rappeler. Rappelez-vous ce qui se passait. Vous regardez en arrière comme vous regardez loin. Donc, avec le recul, les choses sont plus denses et plus chaudes. Et si vous regardez assez loin en arrière, ils deviennent vraiment chauds.

Alors, imaginons que nous regardons un décalage vers le rouge non pas de 1 ou 0,8 ou quelque chose comme ça, mais à un décalage vers le rouge de 3 000. Donc, c'est à ce moment-là que l'Univers était le facteur d'échelle de l'Univers était 3 000 fois plus petit qu'il ne l'est aujourd'hui. A cette époque, la température moyenne de l'Univers, d'environ 10 000 degrés. Il s'avère que c'est un nombre intéressant, car 10 000 degrés, c'est à quel point il doit faire chaud pour que l'hydrogène s'ionise. L'ionisation, vous vous en souviendrez, c'est lorsque les électrons se dissocient des protons, et ensuite, vous avez juste tout un tas de particules chargées qui se déplacent. Et il s'avère qu'avant cela, lorsque la température est plus élevée que cela, vous imaginez que l'Univers entier est essentiellement rempli de tout cet hydrogène ionisé.

L'une des caractéristiques de l'hydrogène ionisé, ou même des particules chargées, en général, est qu'elles ont tendance à être opaques. Les photons ne se propagent pas bien à travers ces choses. Les photons se propagent bien à travers les matériaux neutres mais pas bien à travers les matériaux chargés. Donc, avant cela, l'Univers était opaque. C'est comme regarder la surface d'une étoile ou un grand mur de gaz opaque. Vous ne pouvez pas voir plus loin. Donc, il ne peut pas regarder en arrière plus loin que cela. Mais si vous regardez dans n'importe quelle direction et que vous regardez assez loin, vous devriez voir un grand mur d'hydrogène à 10 000 degrés.

Et, en fait, nous savons à quoi ressemble un mur d'hydrogène à 10 000 degrés, car il y a des étoiles dont les surfaces sont à 10 000 degrés. Et le Soleil est un peu plus froid que ça, mais il y a beaucoup d'étoiles à 10 000 degrés. Donc, cela devrait ressembler à –donc, dans n'importe quelle direction que vous regardez, vous devriez voir quelque chose qui ressemble à la surface d'une étoile : de l'hydrogène ionisé chaud. Et cela ressemble à la surface d'une étoile.

Et nous savons que c'est faux, n'est-ce pas ? Vous pouvez sortir et regarder dans une direction. Si cela était vraiment vrai, alors où que vous regardiez, vous verriez la surface d'une étoile plus chaude et plus brillante que le Soleil. Et ainsi, tout le ciel ressemblerait à la surface du Soleil, mais en plus chaud. Et évidemment, ce n'est pas le cas. Et la raison pour laquelle ce n'est pas le cas est que vous devez vous rappeler à quel point c'est redshift. Il est décalé vers le rouge par un facteur de 3000. Ainsi, la lumière a des longueurs d'onde 3 000 fois plus longues que la lumière que nous voyons des étoiles.

Alors, résolvons cela. Vous vous souviendrez que que vous avez observé est égal à λémis, plus . Ou, est égal àémis (1 + Z), car Z est Δλ / λémis. Et donc, c'est égal à la longueur d'onde émise, multipliée par 3 001, n'est-ce pas ? Voici le 1, voici le 3000. Nous appellerons cela 3 x 10 3 . Et si la longueur d'onde émise est une belle longueur d'onde optique comme 5 x 10 -7 mètres, cela semble vert ou jaune, multiplié par 3000, cela fait 15 x 10 -4 . Cela fait environ 1 millimètre. Longueurs d'onde du millimètre. Maintenant, les longueurs d'onde d'un millimètre, vous ne voyez pas avec votre œil. Ce sont, plus ou moins, ce que nous appelons des micro-ondes.

Donc, la prédiction est vraiment que dans n'importe quelle direction que vous regardez, vous voyez un tout, vous voyez ce qui aurait été quelque chose qui ressemble à la surface d'une étoile, sauf qu'il est tellement décalé vers le rouge que tout ce que vous pouvez voir, ce sont des micro-ondes au lieu de lumière optique ordinaire.

C'est vrai. Cela a été vérifié par observation, d'abord dans les années 1960. C'est vrai. Il y a un fond de micro-ondes cosmique dans n'importe quelle direction. Prenez un détecteur à micro-ondes, un radiotélescope. Vous le dirigez dans n'importe quelle direction. Vous voyez ce truc venir de l'Univers. Et cela a été pris, quand il a été découvert pour la première fois, comme une preuve du Big Bang et contre l'état d'équilibre. Parce que cela a été prédit par le Big Bang, parce que vous supposez que l'Univers était beaucoup, beaucoup plus chaud et beaucoup, beaucoup plus dense dans le passé, ce dont vous avez besoin pour créer ce truc, et cela au moment où vous voyez maintenant, tout est décalé vers le rouge.

Chapitre 3. COBE et WMAP : Mesurer le CMB [00:11:27]

D'accord, donc ça va, dans la mesure où ça va. L'une des caractéristiques du Cosmic Microwave Background s'avère être qu'il est très lisse. Et vous vous attendez à ce que ce soit vrai, car vous vous attendez à voir exactement la même chose dans n'importe quelle direction. Peu importe si vous remontez dans le temps en regardant de cette façon, ou dans le temps en regardant de cette façon. Vous vous attendez à ce que l'Univers soit plus dense et plus chaud dans le passé et à peu près de la même manière. Et donc, bien sûr, le fond cosmique des micro-ondes est à peu près le même partout où vous regardez. Idem partout.

Et, comme d'autres expériences ont été faites, c'est vraiment très lisse. Et il est venu que la douceur de cela a commencé à devenir un peu embarrassante, car il ne peut pas être que vous ne vouliez pas que ce soit parfaitement lisse. Absolument, totalement identique dans toutes les directions. Parce que l'Univers, pour le moment, n'est pas parfaitement lisse. Nous avons des planètes. Nous avons des gens. Nous avons des galaxies. Ensuite, nous avons eu de grands espaces où il n'y a rien. Et donc, si l'Univers, à l'époque du Fond Cosmique Micro-Ondes, va évoluer vers notre propre Univers maintenant, il doit y avoir quelques petites perturbations qui vont grandir pour devenir des galaxies plus tard. S'il était parfaitement lisse à l'époque, il devrait être parfaitement lisse maintenant, et ce n'est manifestement pas le cas. Donc, vous soupçonnez qu'il doit y avoir des irrégularités, car l'Univers est maintenant clairement irrégulier, dans le sens où il contient des objets de diverses sortes.

Et donc, dans les années 1990, il s'avère que vous pouvez voir les micro-ondes depuis le sol, mais il vaut mieux le faire depuis l'espace. Et donc, dans les années 1990, ils ont lancé un satellite appelé COBE. C'est l'explorateur d'arrière-plan cosmique. Il s'agit d'un satellite lancé au début des années 90. Et COBE a finalement trouvé les variations du fond diffus cosmologique. Et ils étaient très petits, dix pour 100 000. Donc, 10 -5 à 1.

Maintenant, cela contraste avec les variations que nous voyons dans l'Univers actuel. Dans l'Univers actuel, les variations de densité peuvent être de 30 ordres de grandeur, 10 30 . N'oubliez pas que la densité moyenne de l'Univers est d'environ 10 à 27 kilogrammes par mètre cube. Ici, nous avons 10 3 kilogrammes par mètre cube. C'est la densité de l'eau, par exemple. Et donc, la densité de l'Univers varie maintenant de 10 30 , mais alors, elle n'a varié que de 10 -5 . Ainsi, la sixième décimale de la densité s'est avérée variable. Les cinq premiers étaient toujours les mêmes.

Maintenant, 10 30 . Et donc, il semble que cet univers soit assez différent de cet univers. Mais il y a des façons dont la structure se développe et j'y reviendrai dans une minute.C'est la deuxième chose dont je veux parler, c'est la croissance de la structure.

Mais, au moins, il y avait une certaine variation. Les gens étaient très enthousiastes à ce sujet, parce que c'est encore une situation où quelque chose a été prédit, et ensuite, vous construisez un appareil compliqué, et vous voyez ce que vous prédisez. Et c'est toujours une bonne chose d'arriver. Cela vous donne l'assurance que vous savez de quoi vous parlez.

Et dans leur excitation, un certain nombre de scientifiques sont devenus, en quelque sorte, surexcités. Il y a une citation célèbre de Stephen Hawking. À l'époque, il a dit à propos des résultats de COBE, il a dit que c'était comme voir le visage de Dieu. C'est une chose très dangereuse à dire, car, vous savez, la plupart des gens dans le monde ne comprennent pas comment fonctionnent les comparaisons. Alors, dit-il, c'est comme voir le visage de Dieu. Et ceci a été rapporté : Le scientifique voit Dieu. Donc, vous devez faire attention à ce que vous dites. Et, vous savez, le Nouvelles du monde hebdomadaires a mis la main sur cela et puis c'était un problème. Très bien. Ainsi, ils ont vu Dieu en voyant les variations dans le fond cosmique des micro-ondes. Qui savait? Très bien, maintenant, alors.

Donc, c'était bien, mais COBE n'était que le premier crack à cela. Et, alors qu'ils voyaient des variations, ils ne les voyaient pas très précisément. C'était une image assez floue. Donc, alors, il y avait un autre satellite, toujours en activité, en fait, appelé WMAP. WMAP est la sonde d'anisotropie micro-ondes de Wilkinson. Ainsi, l'anisotropie signifie l'irrégularité. Wilkinson–Dave Wilkinson était l'un des pionniers de ce type de radioastronomie, et il était le chef de ce projet jusqu'à sa mort peu de temps avant le lancement, et c'est ainsi qu'ils lui ont donné son nom.

Et puis, en 2003, WMAP a annoncé ses résultats, et ils ont obtenu une carte beaucoup plus précise du fond diffus cosmologique si précis qu'ils pouvaient mesurer la taille de ces irrégularités. Pas seulement à quel point ils étaient irréguliers, mais à quel point ils étaient gros. Et cela, il s'avère, vous donne des informations cosmologiques. Et j'y reviendrai dans une seconde. Mais je veux commencer par vous montrer quelques photos, ici. Voyons voir.

Très bien. Ce sont les résultats COBE. Alors, laissez-moi vous expliquer ce que vous regardez. Ce que vous regardez est une carte du ciel entier. Ils l'ont projeté dans le ciel. Et la façon dont cela fonctionne est la suivante. Au milieu ici, c'est le plan de la galaxie. C'est là que va être la Voie lactée. Et puis, n'importe quelle position sur le ciel se mappe sur cet ovale. Et donc, c'est une façon courante d'exprimer tout le ciel. Maintenant, il s'agit en fait de données brutes, où le rouge n'arrive pas à se souvenir de la manière dont cela se passe. Je pense que le rouge est légèrement plus dense, ou en fait, un peu plus chaud, c'est la façon dont ils le mesurent, et le bleu est légèrement plus froid.

Donc, il y a ce genre de motif yin-yang ici. Et c'est parce que nous nous déplaçons dans une certaine direction à travers l'Univers. Et donc, si vous regardez l'arrière-plan des micro-ondes dans la direction dans laquelle nous nous déplaçons, il est légèrement décalé vers le bleu, ce qui le fait paraître un peu plus chaud. Alors que, si vous regardez d'où nous venons, c'est un peu décalé vers le rouge, donc ça a l'air un peu plus cool. Et donc, nous nous déplaçons dans cette direction, loin d'ici, et cet effet est un très petit effet de notre mouvement à travers l'Univers qui domine les irrégularités du fond cosmique micro-ondes.

Mais, bien sûr, ce n'est pas ce qui nous importe. Nous voulons voir ce que fait l'arrière-plan lui-même. Il est également vrai que cela est assez facile à enlever, car nous savons à quelle vitesse nous avançons. Vous pouvez dire à partir de cela dans quelle direction nous avançons, et aussi à quelle vitesse. Et vous pouvez simplement retirer cela de toute la carte et ajuster la carte pour qu'elle corresponde à la façon dont nous la verrions si nous ne nous déplacions nulle part. Cela ressemble à ceci.

Et maintenant, il y a un signal clair. C'est la Voie Lactée, ici. Il existe des sources de micro-ondes qui ne sont pas le fond cosmique des micro-ondes. Ce sont des objets dans notre propre galaxie qui émettent beaucoup de micro-ondes. Mais le fait est que le spectre des micro-ondes qu'ils émettent est très différent du spectre du fond diffus cosmologique.

Et donc, si vous prenez non seulement une image de cela, mais vous prenez un spectre réel, ce qu'ils ont fait, vous pouvez faire la différence entre les choses provenant de l'émission provenant de l'arrière-plan et l'émission provenant d'objets réels dans notre propre galaxie. Et ainsi, vous pouvez supprimer ceux que vous pouvez artificiellement, numériquement, supprimer les objets qui ont le spectre associé aux objets galactiques. Et donc, vous pouvez le faire. Vous pouvez retirer ça. Et c'est ce que vous obtenez.

Je dois dire que l'échelle entre le rouge et le bleu change d'environ un facteur 10 entre chacun de ces tracés. Et donc, la différence entre le rouge et le bleu, ici, est beaucoup, beaucoup plus petite que la différence entre le rouge et le bleu ici.

Quoi qu'il en soit, c'était le visage de Dieu, selon Hawking, parce que ce n'était pas lisse, et parce que vous pouviez, après une analyse d'erreur exhaustive, vous convaincre que vous croyez vraiment que ces morceaux du fond cosmique micro-ondes sont en fait plus chauds, donc plus dense, que ces morceaux du fond cosmique micro-ondes.

C'était donc un grand triomphe. Et ces irrégularités deviennent alors des galaxies, ou des groupes de galaxies, ou des groupes de groupes de galaxies, parce que, vous savez, elles sont assez grandes. Ils s'étendent, vous savez, sur une fraction significative à travers tout l'Univers. C'est, vous savez, une carte de l'univers entier, car elle cartographie le ciel entier. Ainsi, elles ne deviendront pas des galaxies individuelles, mais elles deviendront des irrégularités dans l'Univers.

Bon, maintenant, c'est COBE dans les années 90. Pour comparer cela aux résultats WMAP. Voici, sur un schéma de couleurs de visualisation différent. WMAP a changé les couleurs sur nous afin que vous ne soyez pas confus entre leurs résultats et les résultats COBE. Donc, c'est à nouveau la carte COBE et c'est ce que WMAP a vu.

Et vous pouvez voir qu'il voit les mêmes choses. Cette sur-densité ici, c'est ce truc ici. Ça par ici, c'est ça, seulement ça le voit beaucoup, beaucoup, beaucoup plus précisément. Et, vous savez, c'est un peu la différence entre une image du télescope spatial Hubble et une image au sol. Il voit la même chose, mais la résolution ici est beaucoup, beaucoup plus élevée. Et vous pouvez voir que vous pourriez avoir une chance de mesurer la taille de certains de ces amas dans cette image d'une manière que vous ne pourriez pas faire dans cette image ici. Et donc, c'était le but de WMAP, de mesurer en fait la taille de ces petites bosses dans l'arrière-plan cosmique des micro-ondes.

Alors, pourquoi est-ce une bonne chose à faire ? Et voici où, si j'avais cinq semaines, je vous expliquerais ça, mais je ne le fais pas, donc je ne le ferai pas. Alors, laissez-moi juste dire qu'à partir des tailles, vous pouvez obtenir des informations cosmologiques. Et je ne vais pas vous dire comment cela fonctionne. Fondamentalement, cela vient du fait que si vous découvrez qu'il existe certaines tailles, les touffes aiment être de certaines tailles, et il y a très peu de touffes qui sont d'autres tailles, donc ce sont des tailles particulièrement préférées. Et les tailles préférées se rapportent à l'âge de l'Univers à ce moment-là et à ce qui a été contenu dans l'Univers jusqu'alors.

Mais je n'entrerai pas dans les détails, sauf pour dire que le résultat est que ce que vous contraignez, ce que vous en découvrez est ce à quoi ils se réfèrenttot, qui est la somme deλ etmatière. Et cela s'avère être égal à 1, aussi près qu'ils ont pu le mesurer. C'est environ 10% maintenant. Un, probablement plus ou moins, je ne sais pas, 0,1. C'est peut-être un peu mieux que ça maintenant, quelques pour cent.

Mais maintenant, c'est une très bonne chose à savoir. Parce que, rappelez-vous à quoi cela ressemblait à partir des supernovae seules. La région autorisée de la & #8211so, ici & #8217s 1 et 1. La région autorisée de la supernovae ressemble à ceci. Le fond cosmique des micro-ondes a ces deux choses égales à 1, et donc, vous vous forcez à être sur une ligne droite qui ressemble à ça.

Et donc, les deux de ces expériences réunies vous donnent une bien meilleure contrainte sur ce qui se passe. Donc, cela vient du fond micro-ondes. C'est en fait une sorte de région qui ressemble à ça. Et donc, maintenant, vous avez une région autorisée qui est beaucoup plus petite que l'une ou l'autre de ces deux expériences individuellement. D'accord.

Chapitre 4. Croissance de la structure de l'univers : regroupement à grande échelle [00:24:40]

Comme je l'ai dit, il y a une troisième contrainte et cela vient de la croissance de la structure. Vous devez obtenir de ces minuscules perturbations qui, après de gros efforts, ont été observées dans le fond cosmique des micro-ondes, celles-ci feraient mieux de devenir des galaxies ou des groupes de galaxies ou quelque chose du genre. Alors, à Z = 3000 vous avez 10 -5 perturbations. À Z = 0, vous avez 10 30 plus–encore plus grand que cela, vous savez. Fondamentalement, un trou noir est infiniment dense, donc je suppose que vous pourriez avoir des perturbations infinies, si vous y réfléchissez de ce point de vue.

Et vous devez passer de l'un à l'autre. Alors, comment ça marche? Supposons que vous ayez une légère surdensité. Eh bien, que se passe-t-il? La région qui est trop dense, un peu plus dense que la substance qui l'entoure, a plus de gravité que les régions environnantes. Et ainsi, il attire ensuite de la matière des zones voisines, car la force gravitationnelle sur une pièce de masse particulière la dirigera vers l'endroit où la matière est la plus dense, car c'est de là que vient la gravité. Tire dans le matériel à proximité.

Mais, bien sûr, cette action le rend plus dense, car il vient de tirer plus de choses de la région voisine, et cela rend les autres parties moins denses. Et donc, c'est un processus d'emballement. Ensuite, les régions les plus denses sont encore plus denses. Ils ont encore plus de gravité. Ils rentrent des trucs encore plus vite. Et donc, vous pouvez commencer avec de minuscules perturbations, et elles grandissent et grandissent et grandissent et grandissent, jusqu'à ce que cela devienne la différence entre une galaxie et non une galaxie, ou un groupe de galaxies. Il s'avère que même sur le tracé WMAP, les types de perturbations que nous examinons sont ce que l'on appelle les grandes, ce qui conduit à la structure à grande échelle, qui correspond aux distributions des galaxies et des amas de galaxies.

Donc, il y a des galaxies individuelles. Les galaxies aiment vivre en grappes. Il s'avère que les grappes sont regroupées. C'est la structure à grande échelle. Et vous pouvez tracer cela en utilisant en effectuant des relevés de galaxies. Et le problème avec le relevé des galaxies, c'est comment savoir où il se trouve dans la troisième dimension ? Comment savez-vous à quelle distance il est?

Donc, vous avez une position dans le ciel. Cela vous indique deux des coordonnées d'une galaxie. Et puis, vous mesurez son redshift. Et vous utilisez le redshift pour deviner à quelle distance il se trouve, juste en utilisant la loi de Hubble. Ainsi, au lieu d'essayer de déterminer la distance afin de mesurer la valeur de la constante de Hubble, vous supposez une valeur de la constante de Hubble que vous prenez quelque part. Et puis, si vous mesurez alors, vous pouvez et, une fois que vous avez assumé la valeur de la constante de Hubble, vous pouvez utiliser le redshift pour vous dire quelle est la distance censée être.

Et donc, alors, vous obtenez une carte 3D du ciel, et cela nous dit quelle est la structure maintenant. Vous pouvez ensuite comparer cela à–, vous pouvez ensuite simuler la croissance de la structure par ordinateur. Vous commencez avec le fond cosmique des micro-ondes, avec ce que vous savez sur le fond cosmique des micro-ondes. Vous appliquez les lois de la gravité. Et vous pouvez également le mettre dans un peu d'énergie sombre si vous en avez envie, pour changer la façon dont le & cela change réellement le fonctionnement de la croissance, comme vous pouvez l'imaginer. Mais vous pouvez vous en tenir à tous les paramètres cosmologiques que vous voulez et les appliquer simplement au fur et à mesure que l'Univers passe d'un décalage vers le rouge de 3 000 à maintenant. Et puis, vous déterminez à quoi ressemble la simulation maintenant, où maintenant est défini comme étant, vous savez, 13,7 milliards d'années après le début. Et vous demandez, est-ce que ça se ressemble ? Ressembler aux observations ?

Maintenant, en cours de route, lorsque vous appliquez la gravité à tout cela, vous devez supposer des paramètres cosmologiques - combien il y a d'énergie noire, mais surtout, combien il y a de matière noire. Parce que c'est la question qui rassemble ces perturbations de densité, la quantité de matière noire et certaines de ses propriétés. Et donc, alors, ce que vous faites, c'est que vous exécutez simplement votre programme informatique un tas de fois, encore et encore, avec différentes quantités d'énergie noire, de matière noire et des trucs comme ça. Et vous voyez laquelle de ces simulations produit un Univers qui ressemble réellement à celui que nous voyons. Alors, quels paramètres d'entrée vous donnent les observations ?

Donc, c'est, en général, comment fonctionne la science informatique. C'est ainsi, vous savez, que les grands modèles de réchauffement climatique, toutes ces sortes de choses fonctionnent de cette façon. Vous mettez autant de physique, autant de chimie, peu importe, que vous pouvez comprendre. Faites une grosse simulation informatique. Vous choisissez un ensemble de conditions de départ. Dans ce cas, c'est facile, car vous observez le fond cosmique des micro-ondes. Vous dirigez la chose pendant un moment et vous demandez si cela ressemble à la vraie vie ? Et dans la mesure où cela ressemble à la vraie vie, vous pensez que vous avez mis toute la physique importante et toute la science importante dans votre simulation.

Alors vous demandez, d'accord, étant donné les résultats de cette simulation qui semble représenter la vraie vie, que prédit-elle ? Ainsi, vous pouvez faire des choses, par exemple, dans les modèles de réchauffement climatique, vous ajoutez tout un tas de carbone à l'atmosphère, puis vous demandez, maintenant, que va-t-il se passer ? Et avec des résultats divers.

Et donc, c'est une sorte d'exemple d'un genre général de science qui est maintenant de plus en plus fréquemment fait - ce genre de simulation informatique de la réalité, que vous vérifiez ensuite d'une certaine manière par rapport à la réalité. Et puis, dans la mesure où cela fonctionne, vous l'utilisez pour prédire la réalité dans d'autres circonstances.

Alors, laissez-moi vous en montrer une partie. Très bien. Voici une carte de l'Univers. Ce sont des constats. Il s'agit d'une célèbre enquête de redshift. Donc, ce que vous avez, c'est le redshift qui monte de cette façon, ou en fait, ils ont tracé la vitesse et la position sur le ciel dans cette direction. C'est une sorte de tranche de l'Univers, donc il n'y a pas de troisième dimension qui sort du tableau, parce qu'ils ne l'ont tout simplement pas utilisé. Et, vous pouvez le voir, chaque point est une galaxie. Ils ne sont pas répartis au hasard dans cette parcelle. Ce petit gars, ici, est évidemment extrêmement dense. Et il y a aussi des endroits où ils pensent qu'ils sont complets ici. Il y a aussi des endroits où il n'y a presque pas de galaxies. C'est ce qu'on appelle les vides. Il y a des murs et des vides.

Et puis, alors qu'ils prenaient de plus en plus de tranches pour construire la troisième dimension, ils ont fini par avoir des choses qui ressemblent à ça. Et il y a des surdensités évidentes à certains endroits, c'est ce qu'on appelle la Grande Muraille. Il y a de nettes surdensités à certains endroits et de nettes sous-densités à d'autres. Et il s'avère que la structure à grande échelle de l'univers est une sorte de bulle, des bulles de savon.

Et donc, ils ont des murs, et puis, il y a des vides au milieu des murs. Et là où ces murs se connectent se trouvent des touffes particulièrement denses. Une autre façon d'y penser est qu'il existe ce genre de filaments, des choses qui traversent l'espace où il y a un nombre inhabituellement élevé de galaxies.

Donc, le sondage redshift le plus récent, qui sort beaucoup, beaucoup plus loin que celui que je viens de vous montrer, c'était le premier. Celui-là sort en quelque sorte ici. Mais maintenant, ils ont le 2DF, Two Degree Field. Il s'agit d'un télescope qui peut regarder et mesurer les décalages vers le rouge des galaxies à deux degrés les unes des autres en même temps. Donc, vous obtenez beaucoup, beaucoup de redshifts. Je pense qu'ils ont près de 100 000 redshifts. Ici. Chaque point bleu est une galaxie.

Et vous pouvez voir la structure. Vous pouvez voir la structure très proprement avec ces zones vides entourées de murs. Et puis, lorsque les murs se heurtent, il y a des amas de galaxies particulièrement denses. C'est donc la structure actuelle de l'Univers à laquelle nous voulons que notre simulation finisse par ressembler. Oui?

Élève: Pourquoi [Inaudible]

Professeur Charles Bailyn : Oh, parce qu'après par ici, ils cessent d'être complets. Ils ne voient tout simplement pas toutes les galaxies, car il y en a de faibles qu'ils ne peuvent pas mesurer. Et donc, au-delà d'ici, ils ne mesurent tout simplement pas toutes les galaxies qui s'y trouvent.

Bon, alors maintenant, laissez-moi vous montrer une simulation. Voyons voir. Allez. Nous y voilà. Très bien. Je reviendrai et je vous dirai ce que vous regardez en une seconde. Mais voici l'évolution de l'Univers telle que réalisée par ordinateur. Très bien. Alors maintenant, laissez-moi–d'où partons-nous ? Le redshift est ici. Et donc, on va passer d'un décalage vers le rouge d'une trentaine, alors que l'Univers était trente fois plus petit qu'il ne l'est, à un décalage vers le rouge de zéro, ce qui est le cas aujourd'hui. Et nous allons regarder cette boîte. C'est un petit morceau de l'Univers. Chacun de ces points est censé être une galaxie. Maintenant, à un décalage vers le rouge de trente, ce ne sont pas encore des galaxies. Ce ne sont que des densités excessives de gaz.

Maintenant, deux choses vont se passer, puisqu'un redshift a déjà commencé. La première est que la boîte va devenir trente fois plus grande. L'Univers entier va s'étendre. Et cela est inclus dans la simulation, mais nous ne l'inclurons pas lorsque nous ferons le film, car il est difficile de voir ce qui se passe.

Et donc, si vous vous souvenez du système de coordonnées, la façon dont cela fonctionne est qu'il y a ce facteur d'échelle fois X, oui, z positionner. Nous supprimons le facteur d'échelle. Ainsi, cette boîte est une seule partie de l'Univers. Il va augmenter d'un facteur 30, mais vous n'allez pas voir l'expansion ici. Tout ce que vous allez voir, c'est le mouvement dans X, oui et z, pas le facteur d'échelle, car ces choses se sont déplacées l'une vers l'autre.

Maintenant, au début, il semble qu'il soit assez uniformément réparti, mais, en fait, il y a peu de perturbations dans la densité. Et ce qui se passera, c'est que les galaxies se dirigeront vers les perturbations et que les perturbations deviendront plus importantes. Et le & #8211garder une trace de redshift ici. La vitesse à laquelle le redshift change, varie avec le temps, car ce que nous comptons réellement, ici, n'est pas le redshift, mais des pas de temps. Et la relation entre le temps et le redshift n'est pas évidente.

Alors, jetons un autre regard sur la croissance de la structure, ici.Les voir tous se rapprocher les uns des autres, s'accumuler dans ces filaments, abandonner des régions entières dans le vide. Et puis, vous finissez par–eh bien, vous vous retrouvez là où vous avez commencé, la façon dont fonctionne cette boucle de film. Mais laissez-moi vous montrer une visualisation différente d'exactement les mêmes données.

Vous savez, tout est sur l'ordinateur. Vous pouvez faire tout ce que vous voulez. Ils font ces grandes choses où vous volez en quelque sorte à travers l'univers pendant qu'il évolue et tout. Je ne pense pas que ce soit amusant, mais je ne pense pas que ce soit très éducatif. Une chose qui est utile : ils ont pris cette boîte et ils ont juste continué à la faire tourner pendant que ce film tournait autour d'elle. Et c'est utile, car vous pouvez voir ces structures sous différents angles, et je pense que cela facilite la visualisation. Alors, essayons ça.

Vous voyez, c'est la même simulation, sauf que la boîte tourne, et donc, vous avez une meilleure idée, je pense, de ce à quoi ressemblent réellement ces structures. Je le ferai encore une fois. Au fur et à mesure qu'ils se rassemblent dans ces filaments, les filaments se rassemblent. Et donc, ce que vous pouvez faire avec la sortie de quelque chose comme ça, avec ce que c'est à la toute fin–whoops, j'ai raté. Essayez-le une fois de plus. Laissez-moi voir si je peux faire une pause avant qu'il n'arrive & avant qu'il ne se regroupe.

Très bien. Voici donc un petit décalage vers le rouge. Lorsque vous en arrivez à ce point, il existe des moyens mathématiques de dire, vous savez, à quel point c'est grumeleux ? À quel point est-il filandreux ? Et vous pouvez comparer les résultats de simulations de ce type avec les observations réelles des relevés de redshift. Et donc, dans ce cas particulier, cela a fonctionné. Alors, permettez-moi de revenir ici & #8211oui & #8211oh, c'est ici & #8211oups. On y va. Voilà, c'est là que je veux être pour le moment.

Et la conséquence de ce genre de choses est qu'il s'avère que la plupart, comme je l'ai déjà dit, principalement ce que vous contraignez, et donc, vous comparez les simulations aux enquêtes de redshift. Et la conséquence de cela est que vous limitez la quantité, et aussi, dans une moindre mesure, le type, le comportement, de la matière noire. Parce que c'est la question qui rassemble les choses. Et d'une certaine manière, vous pouvez penser à ces petites touffes et filaments. Ce sont des endroits où l'Univers s'est déjà arrêté et s'est contracté. Donc, il avait un peu plus de densité. Donc, ça a frappé–donc, c'était au-delà de la densité critique. Et ainsi, ce petit morceau de l'Univers s'est arrêté et s'est retourné, même si l'Univers dans son ensemble continue de s'étendre.

Chapitre 5. Le degré de regroupement et les destins potentiels de l'univers [00:39:30]

Très bien, alors, maintenant. Qu'avons-nous ? Revenons à l'intrigue. Il y a 1. Voici 1. Et donc, nous avons les supernovae qui vous forcent à être dans cette boîte, ici. Nous avons le Cosmic Microwave Background qui vous oblige à être dans cette boîte, ici. Et maintenant, nous allons avoir une ligne verticale droite dans ce tracé, car nous savons combien de matière noire il y a à partir des simulations de structure.

Maintenant, il y a deux possibilités. Supposons que cela entre ici, c'est une bonne réponse, car alors, tout est cohérent. Alternativement, cependant, il pourrait venir ici. Ce serait gênant, car s'il entrait là, il n'y aurait pas de réponse qui satisferait simultanément à toutes ces contraintes. Et donc, alors, quelque chose ne va pas soit avec l'une de ces déterminations des paramètres cosmiques, soit avec la théorie dans son ensemble. Cela pourrait être soit une méchanceté observationnelle soit une méchanceté théorique.

Et rappelez-vous un ‒ vous savez, nous avons supposé ‒ même en faisant ce complot, vous supposez que vous avez affaire à une constante cosmologique comme forme de l'énergie noire. Et, comme nous en avons discuté la dernière fois, il est possible que ce ne soit pas constant, que ce soit autre chose. Et donc, si vous vous retrouviez et si ces choses ne fonctionnaient pas, vous devriez vous demander si j'ai la moindre idée de comment fonctionne l'énergie noire ? Et la réponse serait non, et vous devriez en quelque sorte abandonner la constante cosmologique.

Je pense que c'est la solution la plus simple si les choses ne fonctionnent pas, parce que le mat sombre nous ne savons pas ce que c'est, mais nous savons ce qu'il fait. Il exerce la gravité et rassemble les choses. Ainsi, quelle que soit la réponse à ce que c'est, sa gravité sera toujours la même. L'énergie noire non seulement nous ne savons pas ce que c'est, mais nous ne savons pas vraiment ce qu'elle fait, sauf qu'en ce moment, elle provoque une certaine accélération.

Et donc, si vous étiez convaincu que toutes les observations étaient correctes, vous pourriez également penser que vos simulations ont omis quelque chose d'important. Cela pourrait facilement être que vous ne comprenez pas pleinement comment la structure évolue à partir d'un Z de 3000 à maintenant. C'est certainement vrai à un certain niveau, et donc, il existe différentes façons de s'en sortir.

Mais ce qui est bien, c'est que c'est un test de cosmologie. Fondamentalement, si vous avez une mesure de deux variables, les variables étant la quantité d'énergie noire et la quantité de matière noire, cela ne vous dit pas tout ce que cela fait, c'est qu'il établit une relation entre les deux variables. Il ne mesure réellement aucun d'entre eux. Et donc, vous obtenez une région autorisée comme celle-ci ou celle-ci, mais vous ne faites pas réellement de mesure.

Si vous avez deux mesures de deux variables & si vous le pensez au sens mathématique, il s'agit de deux équations et de deux inconnues. Cela, vous pouvez le résoudre. Alors, alors, vous mesurez des valeurs pour–bien, dans ce cas,λ etmatière. Et c'est sympa. Ensuite, vous pouvez, vous savez, citer quelles sont les valeurs, une fois que vous avez fait cela, quelle que soit la précision de votre mesure.

Si vous avez trois mesures de deux variables, c'est un test de la théorie, car il n'est pas garanti que vous obteniez un résultat cohérent. En général, si vous écrivez trois lignes dans un espace à deux dimensions, vous ne choisissez pas un seul point, car elles ne se croisent pas toutes au même endroit. Et donc, s'ils le font, alors vous avez un résultat cohérent. Et puis, vous avez testé la théorie car votre prédiction est que toutes ces trois lignes se croisent au même endroit. Ils n'ont pas à faire ça. Donc, si vous mesurez quelque chose et que cela fonctionne de cette façon, alors vous avez testé la théorie et, en quelque sorte, vous êtes arrivé en tête.

Alors, permettez-moi de terminer le cours d'aujourd'hui en vous montrant la réponse. C'est ce que nous savons de l'Univers. Voyons, qu'est-ce que j'ai fait de mon oh, voilà. C'est la région autorisée des supernovae. Et ce qu'ils ont fait, c'est que dans chacun des cas, il y a une sorte de région je pense que c'est un sigma. Donc, il y a une chance qu'il vive à l'intérieur ici, et bien plus de 90% de chances qu'il vive à l'intérieur de la zone plus large.

Donc, les supernovae vous obligent à être ici. Le fond cosmique micro-ondes est le résultat vert et il vous oblige à être ici. Et puis, les clusters, Large-Scale Clustering, vous obligent à être ici, et ils se croisent. C'est donc le grand triomphe. Vous avez testé la théorie en la mesurant de trois manières différentes pour deux paramètres, à savoir la densité d'énergie noire et la densité de matière noire.

Maintenant, il y a quelques autres choses intéressantes à noter sur cette intrigue. L'une est que, dans certains cas, l'Univers s'étend pour toujours, et dans certains cas, il se réeffondre. Et nous sommes bien dans la région d'expansion. Il y a aussi la question de la géométrie de l'Univers. Plus il y a de choses, que ce soit de l'énergie noire ou de la matière noire, plus l'Univers devient incurvé.

Et donc, vous pouvez vous demander, l'Univers est-il courbé de telle manière qu'il se replie sur lui-même ? Est-il fondamentalement plat, vous donnant une géométrie euclidienne, ou se courbe-t-il vers l'arrière et s'étend-il à l'infini ? Et ce sont ces trois situations, ici. Si la somme est égale à 1, alors l'Univers est plat et euclidien. Et donc, cela sépare ces deux.

Maintenant, comme quelqu'un l'a souligné il y a quelques cours, si vous avez trop d'énergie noire, alors vous ne franchissez jamais 0. Et vous n'avez jamais de Big Bang, parce que l'accélération a été si forte que vous avez dû commencer à descendre et être penché vers l'endroit où nous sommes maintenant. C'est cette région ici. Pas de Big Bang. Et donc, nous sommes bien loin de cela aussi.

Et donc, cela résume essentiellement ce que nous savons actuellement sur l'expansion de l'Univers. Que nous avons une contrainte qui va dans ce sens, une contrainte qui va dans ce sens, une contrainte qui va dans ce sens. Et vous pouvez voir pourquoi je dis que dans une sorte de sens philosophique, ces trois mesures sont d'égale importance, car c'est le fait que vous en ayez trois qui permet de tester la théorie.

Et nous avons beaucoup parlé des supernovae. Vous pourriez tout autant parler du fond diffus cosmologique ou du clustering à grande échelle, et de la comparaison de simulations avec des relevés de redshift. Nous n'aurons évidemment pas le temps de le faire, mais cette intrigue résume ce que nous savons de l'Univers. D'accord merci.


DES Résultats de cosmologie de l'année 1 : Articles

Cette page sert de portail à une série de 10 articles sur et à l'appui des résultats de la cosmologie DES de la première année (Y1) de l'enquête, qui ont été publiés le 3 août 2017. Pour chaque article, cliquez sur &# 8216Link’ vous mènera à l'arXiv, où les fichiers PDF sont accessibles. Le jeudi 3 août 2017, Daniel Gruen a prononcé un discours sur ces résultats lors de la réunion APS Division of Particles & Fields au Fermilab. Une vidéo de cette conférence ainsi que les diapositives sont accessibles ici, ainsi que dans notre Galerie vidéo, où vous pouvez retrouver toutes nos vidéos DES.

Tous les articles sont également répertoriés sur la page DES Publications.

Toutes les couvertures médiatiques et les communiqués de presse sont disponibles sur le DES dans la page Actualités.

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/> Contraintes sur une mesure de l'agrégation de la répartition de la matière (S8) et la densité fractionnaire de l'Univers en matière (Ωm) à partir des 3 mesures combinées DES Y1 (bleu), mesures Planck CMB (vert) et de leur combinaison (rouge).

Résultats de la première année de l'enquête sur l'énergie noire : contraintes cosmologiques dues au regroupement des galaxies et à la lentille faible

collaboration DES | Auteur correspondant : [email protected]fnal.gov | Relier

Cet article combine les mesures DES Y1 d'amas de galaxies, de lentille galaxie-galaxie et de cisaillement cosmique à lentille faible pour dériver des contraintes sur les paramètres cosmologiques, les compare avec les mesures d'autres expériences et se combine avec des données externes pour obtenir des contraintes strictes.

Mesure DES Y1 du cisaillement cosmique dans 10 paires de bacs à décalage vers le rouge des galaxies sources, en utilisant les formes de 26 millions de galaxies.

Résultats de la première année de l'enquête sur l'énergie noire : contraintes cosmologiques du cisaillement cosmique

M.A. Troxel, et al | Auteur correspondant : [email protected] | Relier

Cet article présente la détection la plus significative d'un faible cisaillement cosmique par lentille gravitationnelle dans une étude de galaxies à ce jour, en utilisant les formes de 26 millions de galaxies dans 4 cases à décalage vers le rouge, et en déduit des contraintes sur les paramètres cosmologiques. C'est l'une des 3 mesures utilisées dans “Contraintes cosmologiques du Galaxy Clustering and Weak Lensing.”

Résultats de la première année de l'enquête sur l'énergie noire : regroupement de galaxies pour les sondes combinées

J. Elvin-Poole, et al | Auteur correspondant : [email protected] | Relier

Cet article présente des mesures du regroupement spatial de 660 000 galaxies rouges dans 5 cases à décalage vers le rouge et démontre la robustesse des résultats contre les erreurs systématiques. C'est l'une des 3 mesures utilisées dans “Contraintes cosmologiques du Galaxy Clustering and Weak Lensing.”

Mesure de lentilles galaxie-galaxie DES Y1 dans 5 cases de décalage vers le rouge de lentille, montrant les résultats pour 4 cases de décalage vers le rouge de la galaxie source dans chaque cas.

Résultats de l'enquête sur l'énergie noire de l'année 1 : objectif Galaxy-Galaxy

J. Prat, C. Sanchez, et al | Auteurs correspondants : [email protected], [email protected] | Relier

Cet article présente des mesures de la corrélation du cisaillement des galaxies de 26 millions de galaxies sources (de Zuntz, et al) avec les positions de 660 000 galaxies à lentilles rouges au premier plan (d'Elvin-Poole, et al), en raison de la faible lentille gravitationnelle. Il s'agit de l'un des 3 ensembles de données utilisés dans “Contraintes cosmologiques du Galaxy Clustering and Weak Lensing.”

Empreinte montrant la densité des galaxies pour le catalogue de cisaillement DES Y1 Metacalibration, qui contient 34,8 millions d'objets sur 1500 degrés carrés. Le contour de l'empreinte DES de 5 000 degrés carrés sur 5 ans est indiqué en bleu.

Résultats de la première année de l'enquête sur l'énergie noire : catalogues de formes de lentilles faibles

J. Zuntz, E. Sheldon, et al | Auteurs correspondants : [email protected], [email protected] | Relier

Cet article présente des catalogues de formes de galaxies pour les mesures de lentilles faibles DES Y1, en utilisant deux pipelines de mesure de cisaillement indépendants, Metacalibration et im3shape. Ces mesures sont utilisées dans l'analyse du cisaillement cosmique (Troxel, et al) et l'analyse des lentilles Galaxy-galaxy (Prat, et al).

Distributions de décalage vers le rouge dérivées de 3 méthodes différentes pour les 26 millions de galaxies sources utilisées dans les mesures de lentilles faibles DES Y1.

Résultats de la première année de l'enquête sur l'énergie noire : distributions de décalage vers le rouge des galaxies sources à lentilles faibles

B. Hoyle, D. Gruen, et al | Auteurs correspondants : [email protected], [email protected] | Relier

Cet article décrit la dérivation et la validation de la distribution des décalages vers le rouge pour les galaxies sources utilisées dans les mesures de lentilles faibles DES Y1.

Illustration du problème de la mesure des formes des galaxies dans les images avec des galaxies proches sur le terrain : les objets d'entrée sont circulaires mais la forme déduite est elliptique.

Résultats de la première année de l'enquête sur l'énergie noire : l'impact des voisins des galaxies sur la cosmologie à lentilles faibles avec IM3SHAPE

S. Samuroff, et al | Auteur correspondant : [email protected] | Relier

Cet article utilise des images DES Y1 simulées pour explorer l'impact des galaxies voisines sur les mesures de la forme des galaxies avec im3shape et donc sur les contraintes cosmologiques du cisaillement cosmique à faible lentille.

Matrice de corrélation du modèle pour les 3 mesures utilisées dans l'analyse DES Y1 : cisaillement cosmique, lentille galaxie-galaxie et amas de galaxies.

Résultats de la première année de l'enquête sur l'énergie noire : méthodologie multi-sondes et analyses de probabilité simulées

E. Krause, T. Eifler, et al | Auteurs correspondants : [email protected], [email protected] | Relier

Cet article présente la méthodologie permettant de combiner les 3 mesures utilisées dans DES Y1 pour dériver des contraintes cosmologiques : amas de galaxies, lentille galaxie-galaxie et cisaillement cosmique.

Carte de masse à lentilles faibles à ciel incurvé à partir des données de la première année du Dark Energy Survey

C. Chang, et al | Auteur correspondant : [email protected] | Relier

En utilisant de légères distorsions des formes de 26 millions de galaxies distantes dues à une faible lentille gravitationnelle, cet article présente une carte de la densité projetée de matière noire qui s'étend sur plusieurs milliards d'années-lumière.

Carte montrant la reproductibilité des mesures DES Y1 de la luminosité des objets dans la bande r, comparant différentes expositions des mêmes parties du ciel.

Résultats de la première année de l'enquête sur l'énergie noire : ensemble de données photométriques pour la cosmologie

A. Drlica-Wagner, et al | Auteur correspondant : [email protected] | Relier

Cet article décrit le catalogue DES Y1 Gold, qui comprend les mesures de 137 millions d'objets (galaxies et étoiles) dans 5 filtres (grizY) sur 1800 degrés carrés du ciel. Ces données sous-tendent de nombreux résultats de la cosmologie DES Y1.

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Les scientifiques tirent parti du HPC et de l'IA pour lutter contre le « zoo de la galaxie »

L'équipe de recherche a développé une nouvelle approche pour classer ces centaines de millions de galaxies. Au lieu de s'appuyer sur une classification participative, les chercheurs ont utilisé les connaissances du réseau de neurones de pointe Xception, combinées aux ensembles de données générés par le projet Galaxy Zoo, pour former ses modèles d'apprentissage en profondeur. Ils ont ensuite appliqué le modèle entraîné aux images galactiques du Dark Energy Survey (DES) - où il a atteint une précision de 99,6 % dans l'identification des galaxies spirales et elliptiques.

Trois relevés du ciel terminés en préparation de l'instrument spectroscopique à énergie noire

Il a fallu trois relevés du ciel - menés dans des télescopes sur deux continents, couvrant un tiers du ciel visible et nécessitant près de 1 000 nuits d'observation - pour préparer un nouveau projet qui créera la plus grande carte 3D des galaxies de l'univers et glanera de nouvelles perspectives sur l'expansion accélérée de l'univers. Ce projet d'instrument spectroscopique d'énergie noire (DESI) explorera cette expansion, conduite par une propriété mystérieuse connue sous le nom d'énergie noire, dans les moindres détails. Il pourrait également faire des découvertes inattendues au cours de sa mission de cinq ans.

Plusieurs mesures se rapprochent de l'énergie noire

Une analyse approfondie de quatre phénomènes différents dans l'univers montre la voie à suivre pour comprendre la nature de l'énergie noire, révèle une collaboration entre plus de 100 scientifiques. L'énergie noire – la force qui propulse l'accélération de l'univers en expansion – est une chose mystérieuse. C'est la nature, écrivent le scientifique du télescope Timothy Abbott de l'Observatoire interaméricain Cerro Tololo, au Chili, et ses collègues, "est inconnue, et comprendre ses propriétés et son origine est l'un des principaux défis de la physique moderne". En effet, il y a beaucoup en jeu. Les mesures actuelles indiquent que l'énergie noire peut être incorporée en douceur dans la théorie de la relativité générale en tant que constante cosmologique, mais, notent les chercheurs, ces mesures sont loin d'être précises et intègrent une large gamme de variations potentielles.

Point de vue : l'énergie noire fait face à plusieurs sondes

L'un des principaux objectifs de la cosmologie aujourd'hui est de comprendre l'énergie noire qui est responsable de l'expansion accélérée de l'Univers. L'énergie noire est-elle cohérente avec la constante cosmologique de la relativité générale, représentant une densité d'énergie constante remplissant l'espace de manière homogène ? Ou pouvons-nous trouver des écarts par rapport à la relativité générale à des échelles cosmologiques qui suggèrent une nature plus complexe de la gravité ? Des questions comme celles-ci motivent les générations actuelles et futures d'enquêtes qui visent à cartographier des volumes toujours plus importants de l'Univers, en utilisant une grande variété de sondes pour contraindre les propriétés de l'énergie noire. Le Dark Energy Survey (DES) a maintenant dérivé ces contraintes de l'analyse combinée de quatre observables canoniques liés à l'énergie noire : les supernovae, les oscillations acoustiques baryoniques, les lentilles gravitationnelles et l'amas de galaxies [1]. Les limites résultantes confirment ce que nous savions des études précédentes, qui se concentraient sur des sondes uniques. Mais les résultats indiquent que cette approche multisonde pourrait permettre aux enquêtes dans les années 2020 d'améliorer ces contraintes par ordres de grandeur, nous rapprochant peut-être de la résolution du casse-tête de l'énergie noire.

Supernovae, énergie noire et destin de notre univers

Quel est le sort éventuel de notre univers ? L'espace-temps est-il destiné à continuer à s'étendre pour toujours ? Va-t-il voler en éclats, déchirant même des atomes en morceaux ? Ou va-t-il se replier sur lui-même ? Les nouveaux résultats des supernovae du Dark Energy Survey répondent à ces questions et à d'autres. À l'heure actuelle, le tissu de notre univers est en expansion - et pas seulement cela, mais son expansion s'accélère. Pour expliquer ce phénomène, nous invoquons ce qu'on appelle l'énergie noire - une forme d'énergie inconnue qui existe partout et exerce une pression négative, entraînant l'expansion. Depuis que cette idée a été proposée pour la première fois, nous avons mené des décennies de recherche pour mieux comprendre ce qu'est l'énergie noire, sa quantité et son influence sur notre univers.


Quintessence, l'accélération de l'Univers ?

En cas de doute, revenez à l'essentiel. C'est exactement ce que les cosmologistes ont fait pour expliquer pourquoi notre univers semble s'accélérer.

Le nouveau mot à la mode en cosmologie ces jours-ci est " quintessence ", emprunté aux anciens Grecs qui utilisaient le terme pour décrire un mystérieux " cinquième élément " - en plus de l'air, de la terre, du feu et de l'eau - qui maintenait la lune et les étoiles en place. . La quintessence, disent certains cosmologues, est un type exotique de champ d'énergie qui éloigne les particules les unes des autres, maîtrisant la gravité et les autres forces fondamentales.

Si la quintessence est réelle, elle ne serait certainement pas rare. Les deux tiers de l'univers seraient constitués de cette substance. Lors du Symposium du Texas sur l'astrophysique relativiste à Austin en 2000, Paul Steinhardt de l'Université de Princeton a expliqué comment la quintessence est devenue la force dominante dans l'univers il y a quelques milliards d'années, relativement récemment, dit-il. Steinhardt n'a pas vraiment réchauffé la foule avec sa nouvelle théorie.

La cosmologie était une occupation tranquille. Aussi récemment que la fin des années 90, la plupart des gens étaient d'accord pour dire que, oui, l'univers est en expansion. La question était simplement de savoir si l'expansion s'arrêterait lentement et ramènerait l'univers sur lui-même, ou si l'univers continuerait à flotter mais à un rythme de plus en plus lent. S'il y avait suffisamment de matière dans l'univers, alors la gravité arrêterait l'expansion et aspirerait tout ce que nous savons dans le « grand craquement ». Tout ce que les cosmologistes avaient à faire était d'additionner la masse de l'univers.

Mais en 1998, les cosmologistes ont été secoués par la découverte que l'univers s'étend à une vitesse étonnante. Des observations nouvelles et améliorées de supernovae distantes rendaient la question du «gros resserrement» nulle et non avenue.

Les supernovae sont des explosions d'étoiles et il en existe plusieurs variétés. L'une, appelée supernova de type Ia, explose avec une énergie caractéristique. Avec une bonne idée de la luminosité absolue et apparente de l'explosion, les astronomes peuvent déterminer la distance de ces objets. Puis, connaissant le décalage vers le rouge, ils peuvent calculer à quelle vitesse les supernovae s'éloignent de nous. Il s'avère que les supernovae de type 1a les plus éloignées s'éloignent beaucoup plus rapidement que les plus proches, ce qui suggère que l'expansion de l'univers s'accélère en fait, et non pas en décélération.

Il y a quelques non-croyants, pour de bonnes raisons. Certains disent que ces supernovae les plus éloignées peuvent sembler loin (c'est-à-dire sombres) car la poussière qui s'y trouve disperse leur lumière. De plus, on ne peut pas être certain que les supernovae les plus éloignées explosent de la même manière que les plus proches.

La plupart des cosmologistes, cependant, ont sauté dans le train de l'univers qui s'accélère. Leur travail consiste maintenant à expliquer comment cela peut être physiquement possible. La force de gravité, le grand attracteur, ne devrait-elle pas empêcher l'univers de s'envoler ?

Einstein a pensé à cela, mais pour la mauvaise raison. Il a développé un facteur de fudge appelé la constante cosmologique. Einstein, et tous les autres au début du 20e siècle, pensaient que l'univers était statique et que tout était contenu dans la galaxie de la Voie lactée. La constante cosmologique était une force de « vide » anti-gravité qui empêchait la gravité d'attirer l'univers sur lui-même. En 1930, Edwin Hubble découvrit que la Voie lactée n'était qu'une galaxie parmi une multitude et que l'univers était en expansion. Ainsi, il n'y avait plus besoin d'une constante cosmologique. Einstein a supprimé le nombre de ses équations, le qualifiant de "plus grande bévue".

Le problème avec la constante cosmologique, dit Steinhardt, est qu'elle est en effet constante. Il produit la même force dans le temps. Les preuves d'observation indiquent que quelle que soit cette force qui accélère l'univers, elle n'a pas été constante au fil du temps. Il devait y avoir des périodes où la force était négligeable, sinon les étoiles, les planètes et les tamias ne se seraient jamais formés.

"La constante cosmologique est une forme d'énergie très spécifique, une énergie du vide", a déclaré Steinhardt. "La quintessence englobe une large classe de possibilités. C'est une forme d'énergie dynamique, évoluant dans le temps et spatialement dépendante avec une pression négative suffisante pour entraîner l'accélération de l'expansion."

L'énergie du vide est l'énergie potentielle dans un vide absolu, dépourvu de matière ou de rayonnement. Pensez à une cheminée qui aspire l'air du salon, c'est la matière de l'univers qui s'étend dans le grand inconnu. La quintessence est un champ quantique à la fois énergétique cinétique et potentielle. Selon le rapport des deux énergies et la pression qu'elles exercent, la quintessence peut attirer ou repousser.

La quintessence est devenue une force avec laquelle il faut compter il y a environ 10 milliards d'années, selon la théorie. Cela peut sembler assez précoce dans un univers vieux de 15 milliards d'années, mais les cosmologistes ne le voient pas de cette façon. L'énergie noire a été créée lorsque l'univers était âgé de 10 à 35 secondes, elle n'a pas provoqué l'accélération de l'univers pendant cinq milliards d'années supplémentaires. C'est un facteur de plus de 10 50 -- et relativement récemment en termes de décalage vers le rouge et de taille de l'univers.

Steinhardt suggère que la quintessence s'est activée lors de la transition d'un univers de rayonnement à un univers dominé par la matière, lorsqu'il faisait suffisamment froid pour que les atomes et éventuellement les étoiles se forment.

Mais de quoi est faite la quintessence ? Personne n'est certain. Le rayonnement, la matière ordinaire et probablement la matière noire ont tous une pression positive. Ils exercent donc une force d'attraction gravitationnelle. Tout ce qui a une pression négative, dicte la théorie générale de la relativité, aurait une force de répulsion gravitationnelle.

Pour la quintessence, le champ quantique aurait une très longue longueur d'onde, de la taille de l'univers. Son énergie cinétique dépend du taux d'oscillations de l'intensité du champ, son énergie potentielle dépend de l'interaction du champ avec la matière. Plus l'énergie cinétique est élevée, plus la pression est positive - ce qui n'est pas si probable pour une longueur d'onde de l'univers. Donc pour l'instant, l'énergie potentielle et la pression négative dominent. Par conséquent, la quintessence est une force répulsive.

Cela peut changer, dit Steinhardt. Quintessence interagit avec la matière et évolue dans le temps. La quintessence peut également se désintégrer en de nouvelles formes de matière chaude ou de rayonnement. Nous ne sommes donc pas forcément voués à un univers qui s'étend à jamais, étirant chaque atome d'ici à l'infini.

Cela semble bien, mais tout le monde n'est pas vendu.

"La théorie de l'accélération de l'univers est un travail en cours", déclare James Peebles, professeur émérite à l'Université de Princeton. "J'admire l'architecture, mais je ne voudrais pas emménager tout de suite."

En effet, au Texas Symposium, les arguments polis sur la quintessence se sont étendus jusqu'à la conférence suivante. Certains ont suggéré que la nature de l'énergie noire deviendrait claire avec une meilleure compréhension de la gravité et des ondes gravitationnelles. Steinhardt était certes perdu avec certaines des questions. Les astronomes et les cosmologues sont intrigués par la quintessence, ils ont simplement besoin de plus de détails.

Nous ne pourrons pas tenir la quintessence dans nos mains ni créer des sondes pour la détecter directement. Au mieux, nous avons besoin d'instruments capables de déterminer cet effet de quintessence sur l'univers au fil du temps. Deux missions scientifiques spatiales sont prometteuses, a déclaré Steinhardt.

Le projet d'accélération de la supernova (SNAP) rechercherait systématiquement un grand nombre de supernovae éloignées, hors de portée de la plupart des télescopes terrestres. Saul Perlmutter du Lawrence Berkeley National Laboratory, qui a également pris la parole lors de la réunion du Texas, dirige l'effort et a décrit un satellite pas si compliqué avec un télescope de deux mètres dédié à la recherche de supernovae à décalage vers le rouge élevé. SNAP trouverait environ 2 000 supernovae par an, suffisamment pour fermer considérablement les barres d'erreur sur les calculs du taux d'expansion de l'univers. La mission n'est pas encore financée. S'il est sélectionné, il sera lancé d'ici 2020.

L'autre mission est la sonde d'anisotropie micro-onde Wilkinson (WMAP), qui a été lancée en 2001. Le flux de données de WMAP est terminé et l'analyse est en cours. Cependant, WMAP a fait de nombreuses découvertes importantes, notamment en fixant des contraintes sur l'énergie noire et la géométrie de l'univers.

Steinhardt a certainement un bon bilan. Il a été l'un des initiateurs de la théorie de l'inflation et a prédit une accélération de l'univers en 1995. Si la quintessence s'avère être quelque chose dans laquelle les scientifiques peuvent mordre à pleines dents, ce serait une nouvelle confirmation des théories d'Einstein, ainsi qu'un bon signe de tête. aux anciens Grecs qui nous ont envoyés sur cette voie.


Abstrait

Objectifs : Nous présentons les contraintes cosmologiques d'une analyse conjointe d'observations de supernova de type Ia (SN Ia) obtenues par les collaborations SDSS-II et SNLS. L'ensemble de données comprend plusieurs échantillons à faible décalage vers le rouge (z< 0,1), les trois saisons du SDSS-II (0,05 <z< 0,4) et trois ans du SNLS (0,2 <z< 1), et il totalise 740 supernovae de type Ia confirmées par spectroscopie avec un haut- courbes lumineuses de qualité.
Méthodes : Nous avons suivi les méthodes et les hypothèses de l'analyse des données sur trois ans du SNLS, à l'exception des améliorations importantes suivantes : 1) l'ajout de l'échantillon SN Ia complet confirmé par spectroscopie SDSS-II à la fois dans l'apprentissage du modèle de courbe de lumière SALT2 et dans l'analyse du diagramme de Hubble (374 SNe) 2) l'interétalonnage des relevés SNLS et SDSS et la réduction des incertitudes systématiques dans l'étalonnage photométrique, effectué à l'aveugle par rapport à l'analyse cosmologique et 3) une enquête approfondie des erreurs systématiques associées à la modélisation SALT2 de SN Ia courbes légères.
Résultats: Nous produisons des courbes de lumière SN Ia recalibrées et des distances associées pour les échantillons SDSS-II et SNLS. Le grand échantillon SDSS-II fournit une ancre à faible z efficace et indépendante pour le diagramme de Hubble et réduit l'erreur systématique de la systématique d'étalonnage dans l'échantillon SN à faible z. Pour une cosmologie ΛCDM plate, on trouve Ωm =0,295 ± 0,034 (stat+sys), une valeur cohérente avec la mesure du fond diffus cosmologique (CMB) la plus récente des expériences Planck et WMAP. Notre résultat est de 1,8 σ (stat+sys) différent du résultat précédemment publié des données SNLS sur trois ans. Le changement est principalement dû aux améliorations de l'étalonnage photométrique SNLS. Lorsqu'il est combiné avec des contraintes CMB, nous mesurons une équation d'énergie noire constante du paramètre d'état w = -1,018 ± 0,057 (stat+sys) pour un univers plat. L'ajout de mesures de distance d'oscillation acoustique baryonique donne des contraintes similaires : w = -1,027 ± 0,055. Nos mesures de supernova fournissent les contraintes les plus strictes à ce jour sur la nature de l'énergie noire.


En bref : le changement de paradigme vers l'énergie noire

  • L'énergie noire est une substance mystérieuse qui constituerait 75 % de l'univers actuel. Proposée en 1998 pour expliquer pourquoi l'expansion de l'univers s'accélère, l'énergie noire a une pression négative et provoque une gravité répulsive
  • Les données suggèrent que l'énergie noire est cohérente (avec des erreurs) avec le cas particulier de la constante cosmologique (Λ) qu'Einstein a introduite en 1917 (bien que pour une raison différente) puis abandonnée. Λ peut être interprété comme l'énergie du vide prédite par la mécanique quantique, mais sa valeur est beaucoup plus petite que prévu
  • Au cours du 20ème siècle, Λ a été réintroduit un certain nombre de fois pour expliquer diverses observations, mais de nombreux physiciens ont pensé qu'il était maladroit et ad hoc en plus de la relativité générale
  • L'acceptation rapide de l'énergie noire il y a une décennie était en grande partie due aux travaux de chercheurs dans les années 1980 et au début des années 1990 qui ont conclu que, malgré les préjugés contre elle, Λ était nécessaire pour expliquer leurs données.
  • Nous n'avons toujours pas d'explications fondamentales pour l'énergie noire et la matière noire. Le prochain changement de paradigme pourrait être tout aussi étonnant et nous devons être prêts avec l'esprit ouvert

En savoir plus : Le changement de paradigme vers l'énergie noire

L Calder et O Lahav 2008 Dark energy : retour à Newton ? Astron. Géophys. 49 1.13–1.18
B Carr et G Ellis 2008 Univers ou multivers ? Astron. Géophys. 49 2.29–2.33
E V Linder et S Perlmutter 2007 Énergie noire : la décennie à venir Physics World Décembre pp24–30
P J E Peebles et B Ratra 2003 La constante cosmologique et l'énergie noire arXiv : astro-ph/0207347v2

Lucy Calder est titulaire d'une maîtrise en astrophysique de l'University College London et est actuellement rédacteur indépendant à Londres, au Royaume-Uni. Ofer Lahav est professeur Perren d'astronomie et responsable de l'astrophysique à l'University College London


Fissure dans le paradigme cosmologique

Une composante d'énergie noire de l'Univers dépendante du temps pourrait expliquer les tensions entre les mesures locales et primordiales des paramètres cosmologiques, ébranlant la confiance actuelle dans le concept de « constante » cosmologique.

Les mesures de la température du fond diffus cosmologique (CMB) et des anisotropies de polarisation obtenues par le satellite Planck 1 ont fourni des preuves solides de la Λ matière noire froide (ΛCDM) modèle cosmologique de formation de structure. le ΛLe modèle MDP est basé sur de nombreuses hypothèses avec seulement six paramètres libres, ce qui présente un risque de simplification excessive de la physique qui guide l'évolution de notre Univers. L'hypothèse la plus discutable faite dans le ΛLe scénario MDP indique que le mystérieux composant d'énergie noire (DE) qui produit l'expansion cosmique accélérée actuelle peut être complètement paramétré par un terme de densité d'énergie constant dans le temps, la constante cosmologique Λ. Cependant, des tensions apparaissent entre Planck et d'autres mesures cosmologiques, qui justifient l'étude d'extensions possibles à ΛMDP 2 . Écrire dans Astronomie de la nature, Gong-Bo Zhao et ses collaborateurs 3 proposent un moyen de soulager ces tensions en introduisant un DE évolutif.


Dark Energy Survey publie le regard le plus précis sur l'évolution de l'univers | Nouvelles | Industrie

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Dix zones du ciel ont été sélectionnées en tant que « champs profonds » que la caméra à énergie noire a imagé plusieurs fois au cours de l'enquête, offrant un aperçu des galaxies lointaines et aidant à déterminer leur distribution 3-D dans le cosmos. Photo : Enquête sur l'énergie noire

Dark Energy Survey publie un regard plus précis sur l'évolution de l'univers

Les nouveaux résultats du Dark Energy Survey utilisent le plus grand échantillon de galaxies jamais enregistré sur une énorme partie du ciel pour produire les mesures les plus précises de la composition et de la croissance de l'univers à ce jour. Les scientifiques ont mesuré que la façon dont la matière est distribuée dans l'univers est cohérente avec les prédictions du modèle cosmologique standard, le meilleur modèle actuel de l'univers.

Au cours des six dernières années, DES a sondé 5 000 degrés carrés et près d'un huitième du ciel entier et 758 nuits d'observation, cataloguant des centaines de millions d'objets. Les résultats annoncés aujourd'hui s'appuient sur les données des trois premières années&mdash226 millions de galaxies observées pendant 345 nuits&mdash pour créer les cartes les plus grandes et les plus précises à ce jour de la distribution des galaxies dans l'univers à des époques relativement récentes.

Depuis que DES a étudié les galaxies proches ainsi que ces milliards d'années-lumière, ses cartes fournissent à la fois un instantané de la structure actuelle à grande échelle de l'univers et un film sur la façon dont cette structure a évolué au cours des 7 derniers milliards d'années. .

Pour tester le modèle actuel de l'univers des cosmologistes, les scientifiques du DES ont comparé leurs résultats avec les mesures de l'observatoire en orbite de Planck de l'Agence spatiale européenne. Planck a utilisé des signaux lumineux connus sous le nom de fond diffus cosmologique pour remonter jusqu'à l'univers primitif, 400 000 ans seulement après le Big Bang. Les données de Planck donnent une vue précise de l'univers il y a 13 milliards d'années, et le modèle cosmologique standard prédit comment la matière noire devrait évoluer jusqu'à nos jours. Si les observations de DES ne correspondent pas à cette prédiction, il y a peut-être un aspect non découvert de l'univers. Bien qu'il y ait eu des indices persistants du DES et de plusieurs études précédentes de galaxies selon lesquelles l'univers actuel est un peu moins aggloméré que prévu, une découverte intrigante digne d'une enquête plus approfondie, les résultats récemment publiés sont cohérents avec la prédiction.

"Dans le domaine de la limitation de ce que nous savons de la distribution et de la structure de la matière à grande échelle en fonction de la matière noire et de l'énergie noire, le DES a obtenu des limites qui rivalisent et complètent celles du fond diffus cosmologique", a déclaré Brian Yanny, un laboratoire Fermi. scientifique qui a coordonné le traitement et la gestion des données du DES. "C'est passionnant d'avoir des mesures précises de ce qui existe et de mieux comprendre comment l'univers a changé depuis ses débuts jusqu'à aujourd'hui."

La matière ordinaire ne représente qu'environ 5% de l'univers. L'énergie noire, dont les cosmologistes supposent qu'elle entraîne l'accélération de l'expansion de l'univers en contrecarrant la force de gravité, représente environ 70 %. Les derniers 25% sont de la matière noire, dont l'influence gravitationnelle lie les galaxies entre elles. La matière noire et l'énergie noire restent toutes deux invisibles et mystérieuses, mais DES cherche à éclairer leur nature en étudiant comment la compétition entre elles façonne la structure à grande échelle de l'univers au cours du temps cosmique.

DES a photographié le ciel nocturne à l'aide de la caméra à énergie sombre de 570 mégapixels du télescope Victor M. Blanco de 4 mètres de l'observatoire interaméricain Cerro Tololo au Chili, un programme du NOIRLab de la National Science Foundation. L'une des caméras numériques les plus puissantes au monde, la caméra à énergie noire a été conçue spécifiquement pour DES et construite et testée au Laboratoire Fermi. Les données DES ont été traitées au National Center for Supercomputing Applications de l'Université de l'Illinois à Urbana-Champaign.

"Ces analyses sont vraiment à la pointe de la technologie, nécessitant une intelligence artificielle et un calcul haute performance suralimentés par les jeunes scientifiques les plus intelligents du monde", a déclaré Scott Dodelson, physicien à l'Université Carnegie Mellon qui co-dirige le comité scientifique du DES. avec Elisabeth Krause de l'Université de l'Arizona. "Quel honneur de faire partie de cette équipe."

Pour quantifier la distribution de la matière noire et l'effet de l'énergie noire, DES s'est appuyé sur deux phénomènes principaux. Premièrement, à grande échelle, les galaxies ne sont pas réparties au hasard dans l'espace mais forment plutôt une structure en forme de toile en raison de la gravité de la matière noire. DES a mesuré l'évolution de cette toile cosmique au cours de l'histoire de l'univers. Le regroupement de galaxies qui forme la toile cosmique, à son tour, a révélé des régions avec une densité plus élevée de matière noire.

Deuxièmement, DES a détecté la signature de la matière noire grâce à une faible lentille gravitationnelle. Alors que la lumière d'une galaxie lointaine voyage dans l'espace, la gravité de la matière ordinaire et noire peut la plier, ce qui donne une image déformée de la galaxie vue de la Terre. En étudiant comment les formes apparentes des galaxies lointaines sont alignées les unes avec les autres et avec les positions des galaxies proches le long de la ligne de visée, les scientifiques du DES ont déduit la distribution spatiale (ou agglutination) de la matière noire dans l'univers.

L'analyse des quantités massives de données collectées par DES était une entreprise formidable. L'équipe a commencé par analyser seulement la première année de données, qui a été publiée en 2017. Ce processus a préparé les chercheurs à utiliser des techniques plus sophistiquées pour analyser le plus grand ensemble de données, qui comprend le plus grand échantillon de galaxies jamais utilisé pour étudier la lentille gravitationnelle faible.

Par exemple, calculer le décalage vers le rouge d'une galaxie et le changement de la longueur d'onde de la lumière dû à l'expansion de l'univers est une étape clé pour mesurer comment l'amas de galaxies et la faible lentille gravitationnelle changent au cours de l'histoire cosmique. Le décalage vers le rouge d'une galaxie est lié à sa distance, ce qui permet de caractériser le clustering à la fois dans l'espace et dans le temps.

"Il y a eu une amélioration significative dans la façon de calibrer les distributions de décalage vers le rouge des échantillons de galaxies", a déclaré Judit Prat, postdoctorante à l'Université de Chicago qui a analysé la faible lentille gravitationnelle capturée par DES. "Ce fut un effort énorme auquel les gens ont consacré beaucoup de travail. Nous avons maintenant une méthode que personne n'a utilisée auparavant, et elle est très robuste."

Dix régions du ciel ont été choisies comme « champs profonds » que la caméra à énergie noire a imagé à plusieurs reprises tout au long de l'enquête. L'empilement de ces images a permis aux scientifiques d'apercevoir des galaxies plus lointaines. L'équipe a ensuite utilisé les informations de redshift des champs profonds pour calibrer les mesures de redshift dans le reste de la région étudiée. Ceci et d'autres progrès dans les mesures et la modélisation, associés à une multiplication par trois des données par rapport à la première année, ont permis à l'équipe de déterminer la densité et l'agrégation de l'univers avec une précision sans précédent.

Parallèlement à l'analyse des signaux de faible lentille, DES mesure également avec précision d'autres sondes qui contraignent le modèle cosmologique de manière indépendante : l'amas de galaxies à plus grande échelle (oscillations acoustiques baryoniques), la fréquence des amas massifs de galaxies et des mesures de haute précision. des brillances et des décalages vers le rouge des supernovae de type Ia. Ces mesures supplémentaires seront combinées avec l'analyse actuelle des lentilles faibles pour produire des contraintes encore plus strictes sur le modèle standard.

"DES a fourni des résultats scientifiques de pointe et rentables directement liés à la mission du laboratoire Fermi de poursuivre la nature fondamentale de la matière, de l'énergie, de l'espace et du temps", a déclaré Nigel Lockyer, directeur du laboratoire Fermi. « Une équipe dévouée de scientifiques, d'ingénieurs et de techniciens d'institutions du monde entier a mené à bien le DES.

La collaboration DES se compose de plus de 400 scientifiques de 25 institutions dans sept pays.

"La collaboration est remarquablement jeune. Elle penche fortement en direction des post-doctorants et des étudiants diplômés qui effectuent une énorme partie de ce travail", a déclaré le directeur et porte-parole du DES, Rich Kron, chercheur au Fermilab et à l'Université de Chicago. "C'est vraiment gratifiant. Une nouvelle génération de cosmologistes est en train d'être formée à l'aide du Dark Energy Survey."

DES a terminé les observations du ciel nocturne en 2019. Forte de l'expérience de l'analyse de la première moitié des données, l'équipe est maintenant prête à gérer l'ensemble de données complet. L'analyse finale du DES devrait brosser un tableau encore plus précis de la matière noire et de l'énergie noire dans l'univers. Et les méthodes développées par l'équipe ont ouvert la voie à de futurs relevés du ciel pour sonder les mystères du cosmos.

"Le véritable héritage du DES sera les pas en avant que nous avons dû faire qui étaient essentiels pour ce résultat clé, et qui seront essentiels pour la prochaine génération d'expériences cosmologiques qui débutera bientôt", a déclaré Michael Troxel, physicien à l'Université Duke. et le coordinateur de projet clé pour l'analyse des données triennale du DES. Les expériences à venir comprennent à la fois des expériences d'imagerie spatiale et des relevés au sol tels que le Vera C. Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time.

"Avec ces instruments que nous avons construits pour regarder dans le noir, nous travaillons à résoudre des mystères universels", a déclaré Troxel.

Les récents résultats du DES seront présentés lors d'un séminaire scientifique le 27 mai. Vingt-neuf articles sont disponibles sur le référentiel en ligne arXiv.

À propos de l'enquête sur l'énergie noire

Le Dark Energy Survey est une collaboration de plus de 400 scientifiques de 25 institutions dans sept pays.

Le financement des projets DES a été assuré par le Département américain de l'énergie, la Fondation nationale des sciences des États-Unis, le ministère espagnol de la Science et de l'Éducation, le Science and Technology Facilities Council du Royaume-Uni, le Higher Education Funding Council for England, le Centre national d'applications de calcul intensif de l'Université de l'Illinois à Urbana-Champaign, Institut Kavli de physique cosmologique de l'Université de Chicago, Autorité de financement pour le financement et les projets au Brésil, Fondation Carlos Chagas Filho pour le soutien à la recherche de l'État de Rio de Janeiro , Conseil national brésilien pour le développement scientifique et technologique et le ministère de la Science et de la Technologie, la Fondation allemande pour la recherche et les institutions collaborant à l'Enquête sur l'énergie noire.

À propos de l'Observatoire interaméricain Cerro Tololo

L'Observatoire interaméricain de Cerro Tololo est un programme du NOIRLab de la NSF, qui est géré par l'Association des universités pour la recherche en astronomie (AURA) dans le cadre d'un accord de coopération avec la National Science Foundation. La NSF est une agence fédérale indépendante créée par le Congrès en 1950 pour promouvoir le progrès de la science. La NSF soutient la recherche fondamentale et les personnes pour créer des connaissances qui transforment l'avenir.

À propos de la NCSA

Le National Center for Supercomputing Applications de l'Université de l'Illinois à Urbana-Champaign fournit des ressources numériques avancées et de supercalcul pour l'entreprise scientifique du pays. Au NCSA, les professeurs, le personnel, les étudiants et les collaborateurs de l'Université de l'Illinois du monde entier utilisent ces ressources pour relever les défis de la recherche au profit de la science et de la société. Le NCSA fait progresser de nombreux géants mondiaux de l'industrie depuis plus de 35 ans en réunissant l'industrie, les chercheurs et les étudiants pour résoudre de grands défis à une vitesse et à une échelle rapides.


Voir la vidéo: Les contraintes dans le sol-1: Les contraintes naturelles dans un sol à surface horizontale (Février 2023).