De nouveaux radiotélescopes pour étudier les âges sombres de l’Univers

Au cours du siècle dernier, la science est parvenue à une compréhension du cosmos aussi profonde que précise. La théorie générale de la relativité d’Einstein fournit un cadre qui décrit la structure de l’espace-temps aux plus grandes échelles observables, ainsi que l’existence et le comportement d’objets compacts comme les trous noirs et de nouveaux phénomènes tels que les ondes gravitationnelles. La mécanique quantique et la physique des particules permettent d’expliquer la formation des étoiles, comment elles brillent, meurent en supernovæ, et leur rôle dans l’enrichissement chimique de l’Univers au cours de son évolution. Les physiciens et les astronomes ont déterminé son taux d’expansion, l’abondance relative de ses principaux constituants et une multitude d’autres paramètres cosmiques clés avec une précision supérieure à quelques points de pourcentage. Grâce à ces connaissances, ils ont retracé environ 13,8 milliards d’années d’histoire, en estimant les conditions qui régnaient jusqu’à un milliardième de seconde après le Big Bang.

Certes, beaucoup de choses restent inconnues, comme la véritable nature de la matière noire, qui domine la gravité à l’intérieur des galaxies, et de l’énergie noire, qui entraîne l’accélération de l’expansion de l’Univers. Nous n’en sommes pas moins capables d’observer et d’évaluer leurs effets à grande échelle avec une clarté extraordinaire.

Cette capacité à établir des mesures de haute précision découle en partie de l’étude de la lumière la plus ancienne à laquelle nous ayons accès, le fond diffus cosmologique (ou CMB, pour cosmic microwave background). Le CMB est l’éclat résiduel du Big Bang, datant d’environ 380 000 ans après la naissance explosive de l’Univers. À cette époque, l’espace était empli d’un brouillard chaud, dense et opaque de particules ionisées. Cependant, à mesure que l’Univers s’est étendu et refroidi, les électrons et les protons se sont combinés pour former des atomes d’hydrogène, dissipant le brouillard et libérant la lumière en un jaillissement. Atténuée à travers de vastes étendues de temps et d’espace, cette lumière nous apparaît aujourd’hui sous la forme de faibles traînées microondes, émanant de l’ensemble du ciel, qui forment un instantané bidimensionnel de l’Univers tel qu’il était à cette époque lointaine. Les motifs observés dans le CMB – ainsi que dans la distribution à grande échelle des galaxies – offrent la possibilité de diagnostiquer, à un degré remarquable, pléthore de propriétés cosmiques, et constituent la pierre angulaire de nos théories les plus précieuses.

Mais après l’éclat sans limites du CMB, une grande obscurité s’est installée, car aucune étoile n’existait alors pour briller. Il s’agit des « âges sombres de l’Univers », dont les profondeurs restent encore inaccessibles à nos télescopes les plus puissants. Ces âges sombres ont finalement pris fin avec l’« aube cosmique », lorsque la majeure partie de l’hydrogène, omniprésent dans l’espace, a progressivement fusionné sous l’effet de la gravité pour donner naissance aux premières étoiles et assembler les premières galaxies. Les modèles théoriques, renforcés par des simulations informatiques, suggèrent que les étoiles ne sont apparues qu’entre quelques dizaines de millions et 100 millions d’années après le Big Bang. Avant cela, une hypothétique population de trous noirs primordiaux est susceptible d’avoir formé les seuls objets lumineux plausibles alors – bien que dépourvus de lumière, ils auraient été enveloppés de tourbillons incandescents de matière tombant en leur sein.

La nature exacte et la chronologie de ces événements restent à déterminer, mais nous savons avec certitude que l’émergence des premières étoiles et galaxies a marqué une transition majeure au cours du milliard d’années suivant. Bien que la lumière soit revenue dans le cosmos, d’immenses volumes d’hydrogène primordial persistant continuaient d’étouffer sa propagation. Mais à mesure que les premiers objets lumineux se sont mis à briller, leurs intenses émissions de rayons ultraviolets et X ont chauffé le gaz et brisé les atomes d’hydrogène en électrons et protons. Cette « époque de la réionisation » a ramené toute cette matière ordinaire, électriquement neutre, à l’état ionisé et plasmatique qu’elle avait occupé longtemps auparavant, moins d’un demi-million d’années après le Big Bang, lorsqu’elle était chaude et dense. Cependant, après des centaines de millions d’années d’expansion cosmique, l’Univers est devenu si vaste que cette matière ionisée s’est diluée. Étirée à travers l’espace, elle est restée essentiellement transparente à la plupart des formes de lumière, constituant le milieu intergalactique et garantissant que la lumière des étoiles puisse se diffuser librement dans le cosmos pour l’éternité.

Au-delà des limites

Les propriétés des premières étoiles, galaxies et trous noirs responsables de la réionisation sont encore mal connues, car ces objets sont trop éloignés et trop peu lumineux pour être suffisamment bien observés avec nos télescopes – mais peut-être plus pour très longtemps. De nouveaux observatoires, comme le télescope spatial James-Webb (JWST), sont capables d’explorer des profondeurs de l’espace jusqu’ici insondables. Et puisque la lumière met du temps à nous parvenir, les images du JWST, comme celles de tous les télescopes à longue portée, nous montrent des sources telles qu’elles étaient quand elles étaient jeunes – beaucoup plus jeunes. Il nous donne à voir des galaxies de l’époque où l’Univers n’était qu’un nourrisson de moins de 300 millions d’années, soit à peine quelques points de pourcentage de son âge actuel de 13,8 milliards d’années.

L’Univers jeune, tel que révélé par les observations et les calculs théoriques, est très différent de la version mûre et évoluée que nous habitons aujourd’hui. Le cosmos était plus dense, mais les régions de formation d’étoiles étaient dispersées de manière plus éparpillée dans l’espace. Les galaxies étaient plus petites que celles d’aujourd’hui parce qu’elles se formaient de manière hiérarchique, en partant de composants plus petits et plus denses. Les étoiles elles-mêmes étaient également différentes : leur première génération était presque entièrement composée d’hydrogène et d’hélium. Les éléments plus lourds ne sont apparus que plus tard, forgés par fusion dans les feux thermonucléaires de ces premières étoiles. On pense que cette absence d’éléments lourds est susceptible d’avoir produit des premières étoiles beaucoup plus massives que celles d’aujourd’hui – à tel point que certaines d’entre elles auraient fini leur vie dans des explosions cataclysmiques bien plus importantes que les supernovæ actuelles, dispersant leurs cendres d’éléments lourds, et enrichissant ainsi les futures générations stellaires.

Pourtant, malgré tout ce que le JWST peut observer, beaucoup de choses restent encore dissimulées. Il n’a pas encore réussi à capter la lumière des premières étoiles. Et il ne peut détecter que les premières galaxies les plus brillantes, tandis que les régions de formation stellaire et les supernovæ, beaucoup moins lumineuses, censées être les sources de lumière les plus courantes à cette époque, demeurent invisibles, bien en deçà de ses seuils de détection. Même une nouvelle génération de télescopes terrestres extrêmement grands, dotés de miroirs collecteurs de lumière atteignant près de 40 mètres de diamètre, ne pourra remonter plus profondément dans l’espace et le temps, jusqu’au début de la formation des étoiles.

De manière remarquable, l’ingéniosité humaine a trouvé un nouveau moyen pour explorer plus profondément l’espace et le temps que les gargantuesques télescopes traditionnels ne pourront jamais atteindre. La technique ne consiste pas à enregistrer directement la lumière des toutes premières étoiles, mais à utiliser des radiotélescopes d’une sensibilité extrême pour chercher les empreintes qu’elles ont laissées sur le gaz d’hydrogène primordial qui remplissait l’espace intergalactique à cette époque. Une fois de plus, la lumière du CMB joue un rôle crucial pour percer ces profonds mystères. Mais au lieu d’offrir un instantané bidimensionnel du cosmos tel qu’il était 380 000 ans après le Big Bang, cette nouvelle approche exploite des contrastes complexes entre l’hydrogène primordial et le CMB pour créer une carte dynamique et tridimensionnelle de la croissance de l’Univers jeune au cours de la majeure partie de son premier milliard d’années d’existence. Les astronomes sont ainsi susceptibles de remonter jusqu’à l’aube cosmique et d’entrevoir l’émergence des premières étoiles, galaxies et trous noirs depuis les âges sombres du cosmos.

Une tapisserie cosmique de 21 centimètres

Une transition spectrale des atomes d’hydrogène entre en résonance avec les photons du CMB à une longueur d’onde de 21 centimètres (cm) lorsqu’ils les traversent, ce qui déforme le spectre du corps noir du CMB et offre un moyen de sonder le gaz primordial qui remplissait l’espace intergalactique durant l’aube cosmique et l’époque de la réionisation.

Plus précisément, cette méthode non conventionnelle de cartographie de l’Univers repose sur une transition atomique de l’hydrogène associée à un changement de l’alignement relatif entre les spins du proton et de l’électron qui composent l’atome. Cette transition dite « de retournement de spin » (spin-flip transition en anglais) implique un photon de fréquence radio de 1,4 gigahertz, ce qui correspond à une longueur d’onde de 21 cm, et elle est donc également appelée « raie à 21 centimètres ». La transition de retournement de spin se manifeste de deux manières : les atomes d’hydrogène plus froids que le CMB absorbent un photon d’une longueur d’onde de 21 cm et bloquent partiellement la propagation du CMB, tandis que les atomes d’hydrogène plus chauds que celui-ci émettent un photon d’une longueur d’onde de 21 cm, y ajoutant leur luminosité. Les radiotélescopes peuvent détecter et cartographier ces signaux provenant de l’hydrogène neutre sous forme de distorsions du spectre du corps noir du CMB.

De plus, l’environnement au sein duquel sont plongés les atomes d’hydrogène enrichit le contenu informationnel du signal. En effet, le taux d’absorption ou d’émission dépend grandement de la densité du gaz, ainsi que de la lumière ultraviolette et des rayons X produits par les étoiles et les trous noirs. Ces facteurs, ainsi que d’autres, influencent la force du signal à 21 cm et laissent des empreintes caractéristiques tout au long de l’histoire de l’Univers. Par conséquent, ce signal permet non seulement de voir les premiers objets lumineux, mais également de retracer l’expansion et l’évolution de l’Univers à travers le temps cosmique.

La complexe influence des processus physiques sur le signal à 21 cm fait de celui-ci une excellente sonde astrophysique. Par exemple, le rayonnement ultraviolet des premières étoiles interagit avec l’hydrogène et, ce faisant, imprime des bulles d’un rayon d’environ 100 millions d’années-lumière dans ce signal. Cette interaction se produit parce que la lumière stellaire influence le taux de transition de retournement de spin, le couplant aux mouvements des atomes d’hydrogène, eux-mêmes dictés par la température du gaz. Les premiers trous noirs affectent également le signal, car ils produisent des rayons X à partir des disques de matière incandescents qui s’accumulent autour d’eux. Ces photons énergétiques échauffent le gaz autour de chaque source, imprimant des fluctuations à grande échelle dans la température du gaz, qui se reflètent dans l’intensité du signal à 21 cm.

Collectivement, ces effets forment une riche tapisserie de rayonnements à 21 cm qui offre une image détaillée de l’Univers jeune. Mais le signal finit par s’estomper, effacé par le rayonnement ionisant des galaxies. À mesure que les galaxies deviennent plus grandes et plus massives, les flots de photons ultraviolets qu’elles libèrent vaporisent la majeure partie de l’hydrogène neutre primordial restant, le ramenant à un plasma de particules chargées. Ces particules chargées ne peuvent manifester la transition de retournement de spin, et donc, lorsque l’Univers se réionise, le signal cosmologique à 21 cm est perdu. Toutefois, des émissions de 21 cm plus petites et plus localisées peuvent subsister, émanant d’îlots de gaz neutre et dense, protégés à l’intérieur de galaxies et à l’abri du rayonnement ionisant. Il est par exemple possible, depuis la Terre, de cartographier la Voie lactée et de détecter ses bras spiraux grâce à cette raie, et d’ainsi repérer la présence du gaz neutre.

Murmures d’un signal

Mais ce signal prometteur à 21 cm est-il vraiment à notre portée et disposons-nous de la technologie nécessaire pour le détecter ? Si l’on plaçait un nuage raréfié de gaz d’hydrogène à une densité cosmique dans un laboratoire terrestre, le signal à 21 cm ne serait pas observable, car il faut environ 10 millions d’années pour qu’un atome d’hydrogène individuel subisse une transition de retournement de spin. Heureusement, l’Univers existe depuis bien plus longtemps. Le nombre extraordinairement élevé d’atomes d’hydrogène dans l’Univers amplifie l’empreinte laissée par cette faible transition. Il a déjà été démontré, par exemple, par le radiotélescope de l’expérience canadienne Chime (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment) et le réseau MeerKAT, en Afrique du Sud, que le signal de l’hydrogène cosmologique peut être détecté à partir d’îlots de gaz neutre dans l’Univers proche.

La longueur d’onde des photons de 21 cm portant les signatures des premières étoiles, trous noirs et galaxies primitives est étirée par l’expansion de l’Univers, un phénomène connu sous le nom de « décalage vers le rouge ». Observer ce signal cosmologiquement étiré des toutes premières étoiles nécessite donc de détecter des ondes radio dont la longueur d’onde est de plusieurs mètres. Malheureusement, ces longueurs d’onde chevauchent en partie la bande allouée à la radiodiffusion FM. En d’autres termes, votre amour pour la musique forte à la radio contribue à noyer les murmures ancestraux des premières étoiles de l’Univers.

Même en l’absence de transmissions d’origine humaine, l’observation du signal cosmologique de 21 cm, relativement faible, est très difficile, puisqu’il est submergé par des émissions de plusieurs ordres de grandeur plus fortes. Ces émissions proviennent d’électrons spiralant dans des champs magnétiques puissants qui serpentent à travers et autour de la Voie lactée et d’autres galaxies. Mesurer ce signal revient à tenter d’entendre une respiration faible dans une pièce où une sirène hurle à plein volume. Mais des algorithmes sophistiqués d’analyse de données, dont certains fondés sur des méthodes d’apprentissage automatique, sont susceptibles de percer ce voile de bruits astrophysiques pour extraire le signal ténu de l’hydrogène primordial aux premiers temps du cosmos.

Les chercheurs ont mis au point deux approches principales pour rechercher ce faible signal. La première utilise une antenne compacte unique capable de mesurer le signal total de 21 cm sur l’ensemble du ciel. Les expériences de ce type sont appelées à mesurer le signal global et à sonder des événements marquants de l’histoire cosmique tels que le début de la formation des étoiles, le chauffage et la réionisation. En 2018, à la grande surprise et excitation de la communauté scientifique, un radiotélescope isolé dans l’Outback, en Australie, appelé Experiment to Detect the Global Epoch of Reionization Signature (Edges), a livré le premier résultat préliminaire de cette approche : une mesure du signal à 21 cm sur l’ensemble du ciel, datant de 200 millions d’années après le Big Bang.

Le signal d’absorption rapporté par Edges était étonnamment profond, suggérant que soit le gaz était significativement plus froid que prévu – un signe potentiel d’une interaction inattendue de la matière ordinaire avec la matière noire plus froide – soit que le rayonnement de fond était beaucoup plus fort que le CMB. Cette dernière éventualité nécessiterait des sources radio exceptionnellement brillantes à l’aube cosmique – ou peut-être un mécanisme exotique de physique des particules produisant un excès de photons avec une longueur d’onde de 21 cm. Un suivi plus récent par une autre expérience globale à 21 cm, un radiotélescope appelé Shaped Antenna Measurement of the Background Radio Spectrum 3 (Saras 3), déployé sur un grand lac dans le sud de l’Inde, n’a pas abouti à valider le résultat à basse fréquence d’Edges. Cependant, en témoignage de la difficulté héroïque de ces mesures, l’incertitude demeure quant à savoir quel résultat est correct. Les équipes d’Edges et de Saras, entre autres, poursuivent leurs efforts pour contraindre le signal à 21 cm moyenné sur l’ensemble du ciel provenant de l’époque de la réionisation et de l’aube cosmique, tout comme plusieurs autres collaborations, à l’instar de Reach (pour Radio Experiment for the Analysis of Cosmic Hydrogen), codirigée par les universités de Cambridge, au Royaume-Uni, et de Stellenbosch, en Afrique du Sud.

La seconde méthode utilise de grands réseaux d’antennes appelés « interféromètres » pour rechercher les fluctuations spatiales dans le signal à 21 cm plutôt que sa simple présence et son intensité à l’échelle du ciel dans son ensemble. Les interféromètres enregistrent les différences de puissance à travers le ciel, mesurant ainsi la variance du signal en fonction de la localisation à un moment donné de l’histoire cosmique. Ce signal contient bien plus d’informations spatiales par rapport au signal global et peut révéler des détails autrement inaccessibles sur l’Univers primitif, comme la distribution des premières régions de formation d’étoiles. Les interféromètres à basses fréquences – comme le Low-Frequency Array (Lofar), le Hydrogen Epoch of Reionization (Hera), le Murchison Widefield Array (MWA) et le Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (Leda) – ont rapporté des limites supérieures du spectre de puissance des fluctuations dans le signal à 21 cm provenant de l’aube cosmique et de la réionisation, et collectent actuellement davantage de données. La communauté de cosmologues intéressés par le signal à 21 cm attend le Square Kilometer Array (SKA), en cours de construction en Australie et en Afrique du Sud. Le SKA devrait aller plus loin que les télescopes existants en créant des images dans une large gamme de décalages vers le rouge, fournissant ainsi un balayage tomographique tridimensionnel de l’hydrogène neutre dans l’Univers primitif.

Dans la quête grandiose visant à dévoiler les âges sombres de l’Univers, la face cachée de la Lune pourrait bien représenter la frontière ultime pour effectuer les mesures des signaux cosmologiques à 21 cm, qu’ils soient globaux ou spatiaux, car la masse de notre satellite naturel bloque les interférences terrestres. Il existe déjà de multiples propositions de réseaux d’antennes radio sur la face cachée de la Lune, et de tels projets pourraient être poursuivis – ou empêchés – dans le cadre de la course internationale pour renvoyer des humains sur la Lune au cours de ce siècle. Mais que ces efforts se déroulent sur Terre ou hors de notre planète, nous nous trouvons à l’aube d’une percée, d’un changement de paradigme, dans l’espoir de voir bientôt s’estomper les ombres de l’incertitude et d’alors pouvoir contempler, enfin, l’émergence de l’aube cosmique.