1Depuis le mois d’août 2009, le satellite Planck a commencé d’enregistrer avec une précision inégalée la plus ancienne image de l’Univers. Cette image améliorée permettra enfin de préciser les mécanismes qui ont engendré la croissance de la complexité, la source de la structuration de l’Univers à grande échelle.

2La vitesse de la lumière est finie. Donc quand on regarde un objet, on le voit tel qu’il était au moment où il a émis la lumière qui nous parvient après un cheminement qui prend d’autant plus de temps que l’objet est éloigné. Ce décalage temporel entre émission et réception n’est que de quelques minutes, environ huit, quand il s’agit du Soleil qui n’est qu’à 150 millions de kilomètres de nous. Au-delà du Système solaire, l’étoile la plus proche, Alpha du Centaure, est à environ un parsec, soit la distance parcourue par la lumière en 3,25 années. Le centre de la Galaxie est à 8 kiloparsecs. Les galaxies les plus proches, le Grand et le Petit Nuage de Magellan sont respectivement à 55 et 65 kiloparsecs. La galaxie Andromède, l’objet le plus lointain visible à l’œil nu est à 900 kiloparsecs. Au-delà commencent les échelles cosmologiques au sens contemporain du terme, et les distances s’y mesurent volontiers en millions de parsecs. À ces échelles de distance, le temps de parcours de la lumière devient comparable au temps qu’il faut aux processus physiques à l’œuvre pour transformer les objets. Les astronomes d’aujourd’hui peuvent même observer des galaxies telles qu’elles étaient il y a des milliards d’années. Un chiffre tellement énorme qu’il devient comparable à l’âge de l’Univers lui-même ! Et qui suscite la question, jusqu’où peut-on porter le regard ? La réponse qu’apporte la cosmologie contemporaine est surprenante. L’horizon de notre regard est si lointain qu’il a fallu presque tout l’âge de l’Univers pour que la lumière du fond de ciel nous parvienne. Ce fond de ciel est donc un fossile de temps très reculés dont l’étude est d’une incroyable richesse.

3Rappelons brièvement quelques éléments de l’histoire de l’Univers que la cosmologie contemporaine a permis de reconstituer. L’Univers est en expansion, c’est-à-dire que les distances entre objets croissent avec le temps. À l’inverse, plus on remonte dans le temps, plus les distances diminuent, et à supposer (indûment) qu’on puisse toujours utiliser telles quelles les lois de la physique, cette extrapolation aboutit à une singularité initiale ou toutes les distances tendent vers zéro, il y a 13,7 milliards d’années. Les tout premiers instants nous échappent, car la théorie nécessaire pour aborder cette physique, une théorie quantique de la gravitation, reste à construire. Convenons néanmoins de démarrer notre chronologie à cet instant, ce mystérieux « Big Bang » auquel nos extrapolations attribueraient une densité et une température infinie, et dont l’approche marque ainsi la limite de nos capacités actuelles d’investigation. Passé un certain temps, dit temps de Planck, soit environ t_p = 5 x 10^-44 secondes, nous pouvons décrire ce qui se passe et les calculs détaillés des physiciens ont été confrontés avec succès aux observations. Steven Weinberg dans son célèbre ouvrage « les trois premières minutes »1 a raconté la synthèse des premiers noyaux atomiques qui a établi la composition du matériau à partir duquel seront formées beaucoup plus tard les premières étoiles. Par la suite, l’expansion va continuer à diluer le milieu et le refroidir, jusqu’à ce que la température approche 3 000 Kelvin2. À ce moment-là, 370 000 ans après le Big Bang, les premiers atomes apparaissent car il n’y a plus assez de photons suffisamment énergétiques pour les dissocier quand d’aventure un proton et un électron se lient pour former un atome d’hydrogène. En très peu de temps, le milieu va devenir électriquement neutre et la quasi-disparition de tout électron libre rend l’univers transparent, car c’étaient les interactions des électrons avec les photons qui assuraient le couplage de la lumière avec la matière. Les photons auront par la suite une probabilité quasi nulle d’interagir à nouveau avec la matière, même au cours d’un parcours durant 13,7 milliards d’années. Cette époque de transition entre milieu ionisé et neutre définit ainsi l’époque des dernières diffusions des photons du rayonnement primordial sur la matière. Elle marque le début de la transparence de l’Univers. Le rayonnement fossile de cette époque avait environ 3 000 Kelvin quand matière et lumière ont cessé d’interagir, et sa dilution par l’expansion d’un facteur 1 100 depuis lors, l’a refroidi jusqu’à une température d’environ 2,7 Kelvin aujourd’hui. L’essentiel de ce rayonnement a maintenant une longueur d’onde millimétrique, hors du domaine visible donc, mais bien détectable néanmoins avec une instrumentation appropriée.

4L’aspect du ciel dépend de la longueur d’onde à laquelle on l’observe (voir figure 3), car selon la gamme d’énergie, ce sont différents mécanismes d’émission qui dominent. La réponse précise à notre question – jusqu’où peut-on porter le regard – dépend donc de la longueur d’onde d’observation. Au-delà d’une certaine distance, il n’y a plus d’objets dont l’émission nous parvienne dans le visible et le fond de ciel est noir. Mais dans les longueurs d’onde millimétriques, le regard peut se porter très loin entre les galaxies et ne s’arrêter que quand l’Univers lui-même devient opaque. Ce qui, soit dit en passant, fixe l’époque la plus reculée que l’on puisse observer, horizon de notre regard, image la plus ancienne que puisse nous apporter la lumière. En 1964, Penzias et Wilson ont été les premiers à détecter ce rayonnement du fond des âges. La cartographie de l’intensité d’émission (non galactique) en fonction de la direction montre qu’elle est identique à mieux que 0,1 %, ce qui reflète l’homogénéité du milieu 370 000 ans après le Big Bang.

5En y regardant de plus près, les observations ont néanmoins révélé de petites variations d’amplitude relative typique de 0,003 %, soit une centaine de millionièmes de degrés. C’est l’instrument DMR, à bord du satellite COBE, qui les a détectées en premier et a fourni en 1992 leur première cartographie, avec une résolution angulaire de 7 degrés. Sans que leur niveau ait été précisément prédit, la théorie en avait annoncé l’existence et les grandes lignes de leurs caractéristiques. La théorie permet, en effet, d’évaluer le taux de croissance des structures en fonction du contenu de l’Univers. En partant des caractéristiques observées de la distribution à grande échelle des galaxies, on avait pu en déduire l’amplitude approximative que devaient avoir antérieurement les fluctuations du milieu dont cette distribution est issue. Et de là prédire l’empreinte qu’en devait porter le rayonnement fossile ! La plus vieille image du monde nous donne donc à voir et mesurer l’état dans lequel étaient, 370 000 ans après le Big Bang, les grandes structures qui nous entourent (voir figure 2).

6En plus d’étayer le scénario de formation des structures proposé par la cosmologie contemporaine, ces observations nous montrent l’état de l’Univers à une époque ou il est relativement plus simple à appréhender qu’aujourd’hui, car c’était avant la croissance de la complexité qui va accompagner le développement temporel. Il est donc plus facile de développer une représentation théorique pertinente des divers phénomènes à cette époque, ce qui rend plus sûre l’interprétation des données. C’est aussi ce qui permet de progresser sur la question de l’origine des fluctuations.

7La seule explication théorique dont nous disposons actuellement fait appel à une phase d’inflation de l’Univers sous l’effet gravitationnel d’un champ primordial. Les fluctuations quantiques de ce champ auraient donné naissance aux inhomogénéités à grande échelle que nous observons aujourd’hui. Selon cette classe de modèles, les fluctuations du rayonnement fossile sont apparues environ 10^-35 secondes après le Big Bang, au cours d’une courte phase où toutes les distances auraient augmenté exponentiellement avec le temps. Si cette phase d’inflation est encore mystérieuse par manque de données empiriques, la suite de l’évolution est simple à comprendre dans les grandes lignes. Sous l’influence de la gravité, les régions sur-denses vont commencer par se contracter, engendrant une augmentation de pression qui s’y oppose et induisant une raréfaction relative jusqu’au moment où la gravité reprend le dessus, et ainsi de suite. Les fluctuations initiales vont ainsi osciller entre état sur- et sous-dense, avec une période d’oscillation d’autant plus longue que l’échelle considérée est plus grande, jusqu’au moment ou l’Univers devient transparent. Le rayonnement fossile porte ainsi la trace de l’état des fluctuations au moment du découplage de la matière et du rayonnement. Cet « instantané » nous donne à voir l’état d’oscillation des diverses échelles spatiales. On peut alors utiliser les propriétés statistiques des taches de la carte pour en déduire des informations précises sur la composition de l’Univers (car l’environnement détermine l’évolution des fluctuations aux différentes échelles) et les propriétés des fluctuations à l’issue de l’inflation, en comparant avec les prédictions des modèles. Le cosmologue ressemble ainsi à l’acousticien qui cherche à reconstituer la construction d’un instrument de musique et la façon dont il a été sollicité en écoutant les notes qu’il produit.

8L’étude du rayonnement fossile nous a déjà permis de déterminer précisément le contenu de l’Univers, son âge et sa géométrie. En comparant l’amplitude des harmoniques à celle de la vibration fondamentale (celle qui donne lieu à une oscillation entre l’inflation et le découplage), nous avons compris que le mécanisme encore inconnu qui a engendré les ondes acoustiques de l’Univers primordial n’a pas été un long processus progressif, mais plutôt un événement unique et rapide. Mais les observations actuelles sont encore trop imprécises pour aller plus loin.

9Planck est une mission de l’ESA conçue pour que la limitation principale de ses mesures cosmologiques ne soit pas de nature technologique3 mais de nature fondamentale, comme l’impossibilité d’observer tout l’Univers et l’existence incontournable d’émission d’avant-plans. Il a fallu pour cela effectuer de grands progrès techniques dans de nombreux domaines :

• sensibilité de la détection. C’est grâce à de nouveaux capteurs, à leur électronique de lecture et à leur température de fonctionnement très basse que Planck est plus de dix fois plus sensible que son prédécesseur, le satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropies Probe) de la NASA. Cette exigence de température très basse a d’ailleurs largement déterminé l’architecture du satellite.
• Résolution angulaire, qui permet à Planck de distinguer des détails trois fois plus fin que son prédécesseur.
• Longueurs d’onde, jusqu’à 10 fois plus courtes que celles détectables par son prédécesseur, grâce à l’utilisation de deux types de détecteurs optimisés chacun pour une plage spécifique.

10La combinaison de ces différents facteurs permettra à Planck de révéler près de 15 fois plus de modes d’oscillation que son prédécesseur WMAP.

11Le cœur du dispositif est l’instrument HFI dont la France a la responsabilité et qui utilise la technique de mesure bolométrique validée par l’expérience ballon Archeops. Elle consiste à mesurer la chaleur déposée dans l’absorbeur par les photons incidents. Une des principales difficultés est de parvenir à créer un environnement stable à 0,1 K – soit seulement un dixième de degré au-dessus du zéro absolu – pour les détecteurs bolométriques, ce qui implique une chaîne cryogénique complexe. Le satellite lui-même (voir figure 5) a été conçu pour que la partie supérieure, où se trouvent le télescope et les instruments focaux, se refroidisse passivement jusqu’à une température de l’ordre de 50 K en rayonnant dans l’espace (les parties basses du satellite, chauffées de l’intérieur par l’électronique embarquée sont-elles à près de 300 K). Un premier étage cryogénique (à adsorption d’hydrogène) se charge alors d’abaisser la température du plan focal jusqu’à 18K. Un second étage à détente Joule-Thomson permet ensuite d’amener la paroi externe du HFI jusqu’à 4K. Le HFI est conçu comme une poupée russe dont la paroi externe à 4K sert à protéger les étages internes du rayonnement thermique ambiant à 18K, tout en jouant un rôle d’isolation électrique par effet Faraday sur une partie de l’électronique. Enfin un réfrigérateur à dilution permet d’amener une des « poupées » à 1,6 K (c’est là que sont fixés les filtres qui définissent la fréquence des différentes bandes de mesure), tandis que la plaque où sont fixés les bolomètres est à 0.1 K. Atteindre durablement une température de fonctionnement aussi basse constituera une première dans l’espace. Mais en retour le bruit instantané de la mesure sera proche du « bruit de photon » du rayonnement fossile, la limite de performance ultime que peut atteindre un détecteur individuel. Le bruit de la mesure n’est cependant qu’une des composantes de l’incertitude finale sur les propriétés du Rayonnement Cosmique de Fond. Il s’agit aussi de pouvoir contrôler la qualité de la séparation des mesures du ciel à différentes fréquences en composantes astrophysiques de signatures spectrales différentes. HFI a donc été conçu pour fournir 6 cartes du ciel à des fréquences où il n’a jamais été mesuré auparavant (si ce n’est dans certaines régions particulières, à des sensibilités moindres), entre 100 GHz (3 mm) et 850 GHz (350 microns). L’instrument complémentaire, LFI, dont l’Italie a la responsabilité est une évolution de la technique déjà utilisée sur WMAP qui permet de couvrir les basses fréquences, à 30, 40 et 70 GHz.

12Planck a été lancé du centre spatial Guyanais de Kourou en même temps que le satellite Herschel par une fusée Ariane 5, le 14 mai 2009. Les deux satellites sont ensuite allés séparément vers leurs orbites respectives autour du point de Lagrange L2. Environ 1 mois et demi après le lancement, l’intérieur de HFI a atteint sa température de fonctionnement de 0,1 K. Après un autre mois et demi de vérifications et de réglages, nous avons commencé mi-août la cartographie du ciel, au rythme d’un même anneau sur le ciel parcouru pendant environ 40 minutes (avec une vitesse de rotation d’un tour par minute) avant que son axe de rotation soit redirigé vers une direction distante d’environ 5 minutes d’arc. Au bout de six mois de mesures, le point L2 sera en un point diamétralement opposé par rapport au Soleil et la première cartographie du ciel sera pratiquement achevée. Au vu de la consommation des fluides cryogéniques constatée au cours des essais au sol, la durée du relevé devrait pouvoir durer près de 30 mois, de quoi assurer la couverture consécutive du ciel plus de quatre fois. Cette redondance des mesures sera un atout précieux pour détecter et éventuellement enlever des effets parasites trompeurs.

13Pour s’assurer du bon fonctionnement en opération normale, nous avons très rapidement mené une première analyse des 15 premiers jours de données rassemblées en un relevé « de première lumière » (voir figure 6). Cela nous a montré que les réglages sont bons, les instruments stables, et que le relevé peut donc continuer sans rien changer. Cela a de plus validé le bon fonctionnement de l’ensemble de la chaîne « sol » qui a permis d’obtenir ces premières images dans les jours qui ont suivi la prise des données. Les scientifiques de Planck livreront les données et leurs analyses en décembre 2012. Nous prévoyons de rapporter nos résultats dans une cinquantaine d’articles de la collaboration pour décrire les données, les traitements qui leur ont été appliqués ainsi que les tests effectués, et nous proposerons une première analyse des résultats, de la cosmologie primordiale aux propriétés de la poussière dans notre Galaxie, en abordant au passage une grande partie de l’astronomie extra-Galactique.

14Ces trois années seront intenses pour les nombreux scientifiques impliqués, car il faudra faire fonctionner l’instrument, c’est-à-dire s’assurer au jour le jour de sa bonne santé, analyser en grand détail les nombreuses mesures obtenues au cours du temps, fabriquer des cartes du ciel, et en vérifier la précision et la justesse par tous les moyens disponibles, en particulier par la redondance des mesures à différentes époques, par différents détecteurs. Une fois validées, ces cartes seront combinées entre elles pour faire la part des divers processus d’émission, en mettant à profit le fait que ces divers processus ont une loi d’émission différente, et donc que deux processus qui auraient la même intensité à une fréquence d’observation donnée auront une intensité différente à une autre fréquence. En principe, avec 9 fréquences d’observation, on pourrait distinguer jusqu’à 9 processus d’émission différents. Fort heureusement, il n’y a pas autant de processus à distinguer, ce qui apporte là aussi une certaine assurance dans la vérification des résultats. Il sera alors possible d’analyser la carte de l’émission fossile, et de la comparer aux théories cosmologiques du moment.

15Planck permettra sans aucun doute d’affiner considérablement la connaissance de la valeur des paramètres qui décrivent le contenu de l’Univers et les propriétés statistiques des fluctuations primordiales. Mais nul ne peut prévoir si cela confirmera les modèles les plus simples, si cela exigera une pincée d’exotisme, ou si cela imposera une révision plus radicale de nos hypothèses de base. Pour être plus concret, Planck devrait par exemple détecter la signature d’un fond d’ondes gravitationnelles primordiales si le modèle d’inflation le plus simple possible est une bonne description de la réalité (un champ avec une énergie proportionnelle au carré du champ). Si cette signature est découverte avec l’amplitude prévisible, Planck aura enfin confirmé la théorie de l’inflation et indiqué que c’est le modèle le plus simple qu’il faut retenir. Sinon, Planck aura montré qu’il faut considérer des modèles peut-être plus baroques, ou généraliser le cadre théorique lui-même. Mais l’analyse ne s’arrêtera pas là. Ces modèles d’inflation non minimaux ont souvent une signature subtile sous forme d’écarts ténus mais caractéristiques à une distribution dite gaussienne des intensités. Les mesures actuelles n’ont détecté aucun écart à cette loi, mais Planck devrait permettre de mesurer des écarts près de 30 fois plus petits qu’actuellement.

16Et là aussi, une détection ou une absence de détection seront toutes deux très révélatrices. Planck pourrait aussi nous surprendre encore plus en mettant en évidence des phénomènes très spéculatifs, comme la présence de cordes cosmiques ou autres défauts topologiques, ou encore montrer que toutes les directions de l’Univers ne se valent pas !

17En tout cas, plus de 15 ans après les travaux initiaux de conception de cette mission, Planck a commencé ses observations de routine, ses performances sont globalement celles attendues, et les données devraient donc nous permettre d’aborder nombres de questions cosmologiques fondamentales qui étaient jusqu’à maintenant hors d’atteinte.