Le spectre de puissance du FDC

Définition du spectre de puissance

Après les images du FDC montrées dans la section précédente, il faut maintenant quantifier les inhomogénéités du FDC. Comment caractériser par des chiffres les anisotropies du FDC ? La méthode est de décomposer le FDC en une somme de moments multipolaires. Tout comme le nombre se décompose en la somme de 3 + 0.1 + 0.04 + 0.001 + 0.0005... le FDC peut se décomposer par une somme d'images ayant des résolutions spatiales de plus en plus grandes (voir l'animation). Le premier moment est une image homogène correspondant à un corps noir parfait sur tout le ciel de 2,728 K. Les autres images servent à affiner l'image pour retrouver l'image du FDC. Le résultat de cette décomposition s'appelle la loi de puissance du FDC. Elle donne l'intensité de chaque moment (voir graphique ci-joint). Les pics donnent une information sur la taille typique des anisotropies. Le premier pic est proche de 0,75°, c'est la taille typique des petites taches visibles sur la carte de WMAP. Elles seraient dues aux oscillations acoustiques de l'univers primordial.

Déductions à partir de ce spectre

Le spectre de puissance est très important pour contraindre les paramètres cosmologiques. En effet, pour reproduire ce spectre dans le cadre du modèle CDM, les paramètres cosmologiques sont ajustés : la densité de matière baryonique, celle de matière noire, la constante cosmologique, etc. Chaque mission d'observation du FDC (COBE, WMAP, Planck) a fourni et affiné la valeur des paramètres cosmologiques.

Les données ont montré que le FDC était très faiblement inhomogène ; une précision de l'ordre du K est nécessaire pour déceler les anisotropies. Cette faible inhomogénité sur tout le ciel pose un problème. De fait, deux directions opposées lors de l'émission du FDC, il y a plus de 13 milliards d'années, étaient distantes de près 81 millions d'années lumière. Or l'univers n'ayant que 380 000 ans, il est impossible que ces deux zones aient pu interagir l'une avec l'autre pour établir un équilibre de quelques K à cause de l'existence d'une vitesse limite : la vitesse de la lumière. Ces infimes fluctuations pourraient être expliquées par une phase d'inflation de l'univers. Il s'agit d'une période au tout début de l'univers pendant laquelle l'univers aurait connu une expansion exponentielle. De ce fait, elle aurait transformé des inhomogénéités microscopiques en inhomogénéités macroscopiques.