29.4 : Le contexte des micro-ondes cosmiques

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Expliquez pourquoi nous pouvons observer la lueur rémanente de l'univers primitif et chaud
• Discutez des propriétés de cette rémanence telle que nous la voyons aujourd'hui, y compris sa température moyenne et l'ampleur de ses fluctuations de température.
• Décrivez des univers ouverts, plats et courbes et expliquez quel type d'univers est soutenu par des observations
• Résumez nos connaissances actuelles sur les propriétés de base de l'univers, y compris son âge et son contenu

La description des premières minutes de l'univers est basée sur des calculs théoriques. Il est toutefois crucial qu'une théorie scientifique puisse être testée. Quelles sont ses prédictions ? Et les observations montrent-elles que ces prévisions sont exactes ? L'un des succès de la théorie des premières minutes de l'univers est la prédiction correcte de la quantité d'hélium dans l'univers.

Une autre prédiction est qu'une étape importante dans l'histoire de l'univers s'est produite environ 380 000 ans après le Big Bang. Les scientifiques ont observé directement à quoi ressemblait l'univers à ce stade précoce, et ces observations constituent l'un des plus solides arguments à l'appui de la théorie du Big Bang. Pour découvrir ce qu'a été cette étape importante, examinons ce que la théorie nous apprend sur ce qui s'est passé au cours des quelques centaines de milliers d'années qui ont suivi le Big Bang.

La fusion de l'hélium et du lithium s'est terminée alors que l'univers avait environ 4 minutes. L'univers a ensuite continué à ressembler à l'intérieur d'une étoile d'une certaine manière pendant encore quelques centaines de milliers d'années. Il est resté chaud et opaque, le rayonnement étant diffusé d'une particule à l'autre. Il faisait encore trop chaud pour que les électrons « se calment » et s'associent à un noyau en particulier ; ces électrons libres sont particulièrement efficaces pour diffuser des photons, garantissant ainsi qu'aucun rayonnement n'est jamais allé très loin dans l'univers primitif sans que sa trajectoire ne soit modifiée. D'une certaine manière, l'univers était comme une foule immense juste après un concert populaire ; si l'on se sépare d'un ami, même s'il porte un bouton clignotant, il est impossible de voir à travers la foule dense pour le repérer. Ce n'est qu'une fois que la foule s'est dissipée que la lumière de son bouton peut vous atteindre.

L'univers devient transparent

Ce n'est que quelques centaines de milliers d'années après le Big Bang, lorsque la température est tombée à environ 3 000 K et la densité des noyaux atomiques à environ 1 000 par centimètre cube, que les électrons et les noyaux ont réussi à se combiner pour former des atomes stables d'hydrogène et d'hélium (Figure\(29.3.4\) de la section précédente). Sans électrons libres pour diffuser les photons, l'univers est devenu transparent pour la première fois dans l'histoire cosmique. À partir de ce moment, la matière et le rayonnement ont interagi beaucoup moins fréquemment ; nous disons qu'ils se sont découplés et ont évolué séparément. Soudain, le rayonnement électromagnétique a vraiment pu voyager, et il a traversé l'univers depuis lors.

Découverte du rayonnement de fond cosmique

Si le modèle de l'univers décrit dans la section précédente est correct, alors, lorsque nous regardons l'univers loin vers l'extérieur et donc loin dans le temps, la première « rémanence » de l'univers chaud et primitif devrait toujours être détectable. Son observation serait une preuve très convaincante que nos calculs théoriques sur l'évolution de l'univers sont corrects. Comme nous le verrons, nous avons effectivement détecté le rayonnement émis à ce moment de découplage des photons, lorsque le rayonnement a commencé à circuler librement dans l'univers sans interagir avec la matière (Figure\(\PageIndex{1}\)).

Figure Comparaison du fond diffus\(\PageIndex{1}\) cosmique et des nuages. (a) Au début de l'univers, des photons (énergie électromagnétique) se diffusaient sur les particules chargées, chaudes et encombrées et ne pouvaient pas aller très loin sans entrer en collision avec une autre particule. Mais une fois que les électrons et les photons se sont installés dans des atomes neutres, il y a eu beaucoup moins de diffusion et les photons ont pu se déplacer sur de grandes distances. L'univers est devenu transparent. Lorsque nous regardons dans l'espace et dans le temps, nous ne pouvons pas voir au-delà de cette période. (b) Cela est similaire à ce qui se produit lorsque nous voyons des nuages dans l'atmosphère de la Terre. Les gouttelettes d'eau dans les nuages diffusent la lumière de manière très efficace, mais l'air clair permet à la lumière de se déplacer sur de longues distances. Alors que nous observons l'atmosphère, notre vision est bloquée par les couches nuageuses et nous ne pouvons pas voir au-delà d'elles.

La détection de cette lueur rémanente était initialement accidentelle. À la fin des années 1940, Ralph Alpher et Robert Herman, travaillant avec George Gamow, se sont rendu compte que, juste avant que l'univers ne devienne transparent, il devait rayonner comme un corps noir à une température d'environ 3 000 K, température à laquelle les atomes d'hydrogène pouvaient commencer à se former. Si nous avions pu observer ce rayonnement juste après la formation d'atomes neutres, il aurait ressemblé au rayonnement d'une étoile rougeâtre. C'était comme si une boule de feu géante remplissait tout l'univers.

Mais c'était il y a près de 14 milliards d'années et, entre-temps, l'échelle de l'univers a été multipliée par mille. Cette expansion a augmenté la longueur d'onde du rayonnement d'un facteur 1000 (voir la figure\(29.2.6\) dans la section 29.2). Selon la loi de Wien, qui relie la longueur d'onde et la température, la dilatation a réduit la température d'un facteur 1000 (voir le chapitre sur le rayonnement et les spectres).

Alpher et Herman ont prédit que la lueur de la boule de feu devrait désormais se situer aux longueurs d'onde radio et devrait ressembler au rayonnement d'un corps noir à une température de quelques degrés seulement au-dessus du zéro absolu. Comme la boule de feu se trouvait partout dans l'univers, les radiations qui en restaient devraient également être partout. Si nos yeux étaient sensibles aux ondes radio, tout le ciel semblerait briller très faiblement. Cependant, nos yeux ne peuvent pas voir à ces longueurs d'onde, et au moment où Alpher et Herman ont fait leur prédiction, aucun instrument ne pouvait détecter la lueur. Au fil des ans, leur prédiction a été oubliée.

Au milieu des années 1960, à Holmdel, dans le New Jersey, Arno Penzias et Robert Wilson des laboratoires Bell d'AT&T avaient construit une antenne micro-ondes délicate (Figure\(\PageIndex{2}\)) pour mesurer des sources astronomiques, y compris des vestiges de supernova comme Cassiopée A (voir le chapitre sur La mort des étoiles). Ils étaient en proie à un bruit de fond inattendu, comme un léger bruit statique sur une radio, dont ils n'arrivaient pas à se débarrasser. Ce qui est surprenant à propos de ce rayonnement, c'est qu'il semblait provenir de toutes les directions à la fois. Cela est très inhabituel en astronomie : après tout, la plupart des radiations ont une direction précise où elles sont les plus fortes : la direction du Soleil, d'un vestige de supernova ou du disque de la Voie lactée, par exemple.

Figure\(\PageIndex{2}\) Robert Wilson (à gauche) et Arno Penzias (à droite). Ces deux scientifiques se tiennent devant l'antenne en forme de corne avec laquelle ils ont découvert le rayonnement de fond cosmique. La photo a été prise en 1978, juste après l'obtention du prix Nobel de physique.

Penzias et Wilson ont d'abord pensé que tout rayonnement semblant provenir de toutes les directions devait provenir de l'intérieur de leur télescope. Ils ont donc tout démonté pour rechercher la source du bruit. Ils ont même découvert que des pigeons s'étaient perchés à l'intérieur de la grande antenne en forme de corne et avaient laissé (comme le disait délicatement Penzias) « une couche de substance blanche, collante et diélectrique recouvrant l'intérieur de l'antenne ». Cependant, rien de ce que les scientifiques ont fait n'a pu réduire le rayonnement de fond à zéro, et ils ont accepté à contrecœur qu'il devait être réel et qu'il devait provenir de l'espace.

Penzias et Wilson n'étaient pas des cosmologistes, mais lorsqu'ils ont commencé à discuter de leur étonnante découverte avec d'autres scientifiques, ils ont rapidement été mis en contact avec un groupe d'astronomes et de physiciens de l'université de Princeton (à une courte distance en voiture). Ces astronomes avaient, en fait, refait les calculs d'Alpher et Herman à partir des années 1940 et se sont également rendu compte que le rayonnement provenant du temps de découplage devait être détectable sous la forme d'une faible rémanence d'ondes radio. Les différents calculs de la température observée pour ce fond de micro-ondes cosmique (CMB) ¹ étaient incertains, mais tous prévoyaient une température inférieure à 40 K.

Penzias et Wilson ont découvert que la distribution de l'intensité aux différentes longueurs d'onde radio correspondait à une température de 3,5 K. Cette température est très froide, plus proche du zéro absolu que la plupart des autres mesures astronomiques, et témoigne de l'étendue de l'espace (et des ondes qu'il contient). Leurs mesures ont été répétées avec de meilleurs instruments, ce qui nous donne une lecture de 2,73 K. Penzias et Wilson se sont donc rapprochés de très près. En arrondissant cette valeur, les scientifiques font souvent référence au « fond de micro-ondes à 3 degrés ».

De nombreuses autres expériences sur Terre et dans l'espace ont rapidement confirmé la découverte de Penzias et Wilson : le rayonnement provenait en effet de toutes les directions (il était isotrope) et correspondait aux prédictions de la théorie du Big Bang avec une précision remarquable. Penzias et Wilson avaient observé par inadvertance la lueur de la boule de feu primitive. Ils ont reçu le prix Nobel pour leur travail en 1978. Et juste avant sa mort en 1966, Lemaître a appris que son « éclat disparu » avait été découvert et confirmé.

Vous aimerez peut-être regarder Three Degrees, une vidéo de 26 minutes de Bell Labs sur la découverte par Penzias et Wilson du rayonnement de fond cosmique (avec des séquences historiques intéressantes).

Propriétés du fond diffus cosmique

L'un des problèmes qui inquiétaient les astronomes est que Penzias et Wilson mesuraient le rayonnement de fond qui envahit l'espace à travers l'atmosphère de la Terre. Et si cette atmosphère était une source d'ondes radio ou affectait d'une manière ou d'une autre leurs mesures ? Il serait préférable de mesurer quelque chose d'aussi important depuis l'espace.

Les premières mesures précises du CMB ont été effectuées à l'aide d'un satellite en orbite autour de la Terre. Baptisé Cosmic Background Explorer (COBE), il a été lancé par la NASA en novembre 1989. Les données qu'il a reçues ont rapidement montré que le CMB correspondait étroitement à celui attendu d'un corps noir à une température de 2,73 K (Figure\(\PageIndex{3}\)). C'est exactement le résultat attendu si le CMB était effectivement un rayonnement décalé vers le rouge émis par un gaz chaud qui a rempli tout l'espace peu après la naissance de l'univers.

Figure : Rayonnement de fond\(\PageIndex{3}\) cosmique. La ligne continue montre comment l'intensité du rayonnement devrait changer en fonction de la longueur d'onde pour un corps noir dont la température est de 2,73 K. Les cases indiquent l'intensité du rayonnement de fond cosmique tel que mesuré à différentes longueurs d'onde par les instruments de COBE. La coupe est parfaite. Lorsque ce graphique a été présenté pour la première fois lors d'une réunion d'astronomes, ils l'ont ovationné debout.

La première conclusion importante des mesures du CMB est donc que l'univers que nous connaissons aujourd'hui a bel et bien évolué à partir d'un état chaud et uniforme. Cette observation soutient également directement l'idée générale selon laquelle nous vivons dans un univers en évolution, étant donné que l'univers est plus frais aujourd'hui qu'il ne l'était au début.

Petites différences dans le CMB

Avant même le lancement de COBE, on savait que le CMB était extrêmement isotrope. En fait, son uniformité dans toutes les directions est l'une des meilleures confirmations du principe cosmologique selon lequel l'univers est homogène et isotrope.

Selon nos théories, la température n'aurait toutefois pas pu être parfaitement uniforme lors de l'émission du CMB. Après tout, le CMB est un rayonnement diffusé par les particules de l'univers au moment du découplage. Si le rayonnement était complètement uniforme, toutes ces particules devaient être réparties de manière absolument uniforme dans l'espace. Pourtant, ce sont ces particules qui sont devenues toutes les galaxies et les étoiles (et les étudiants en astronomie) qui peuplent aujourd'hui le cosmos. Si les particules avaient été distribuées de manière parfaitement uniforme, elles n'auraient pas pu former toutes les structures à grande échelle actuellement présentes dans l'univers, à savoir les amas et superamas de galaxies abordés dans les derniers chapitres.

L'univers primitif devait connaître de minuscules fluctuations de densité à partir desquelles de telles structures pouvaient évoluer. Les régions de densité supérieure à la moyenne auraient attiré de la matière supplémentaire et auraient fini par se développer pour former les galaxies et les amas que nous voyons aujourd'hui. Il s'avère que ces régions plus denses nous sembleraient être des zones plus froides, c'est-à-dire qu'elles auraient des températures inférieures à la moyenne.

La raison pour laquelle la température et la densité sont liées peut être expliquée de cette façon. Au moment du découplage, les photons d'une partie légèrement plus dense de l'espace devaient dépenser une partie de leur énergie pour échapper à la force gravitationnelle exercée par le gaz environnant. En perdant de l'énergie, les photons sont devenus légèrement plus froids que la température moyenne globale au moment du découplage. Inversement, les photons qui se trouvaient dans une partie légèrement moins dense de l'espace perdaient moins d'énergie à leur sortie que les autres photons, paraissant ainsi légèrement plus chauds que la moyenne. Par conséquent, si les graines des galaxies actuelles existaient au moment de l'émission du CMB, nous devrions observer de légères variations de la température du CMB lorsque nous regardons dans différentes directions du ciel.

Les scientifiques travaillant avec les données du satellite COBE ont en effet détecté de très subtiles différences de température (environ 1 partie sur 100 000) dans le CMB. Les régions où la température est inférieure à la moyenne sont de différentes tailles, mais même la plus petite des zones les plus froides détectées par le COBE est bien trop grande pour être le précurseur d'une galaxie individuelle, voire d'un superamas de galaxies. Cela est dû au fait que l'instrument COBE avait une « vision floue » (mauvaise résolution) et ne pouvait mesurer que de grandes zones du ciel. Nous avions besoin d'instruments dotés d'une « vision plus précise ».

Les mesures les plus détaillées du CMB ont été obtenues par deux satellites lancés plus récemment que COBE. Les résultats du premier de ces satellites, le satellite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), ont été publiés en 2003. En 2015, les mesures du satellite Planck ont étendu les mesures WMAP à une résolution spatiale encore plus élevée et à une réduction du bruit (Figure\(\PageIndex{4}\)).

Figure : Observations du\(\PageIndex{4}\) CMB. Cette comparaison montre combien de détails peuvent être observés dans les observations de trois satellites utilisés pour mesurer le CMB. Le CMB est un instantané de la lumière la plus ancienne de notre univers, imprimée dans le ciel alors que l'univers avait à peine 380 000 ans. Le premier vaisseau spatial, lancé en 1989, est le Cosmic Background Explorer, ou COBE, de la NASA. WMAP a été lancé en 2001 et Planck a été lancé en 2009. Les trois panneaux présentent des zones de 10 degrés carrés de cartes de l'ensemble du ciel. Cette image du rayonnement de fond cosmique (en bas) est une carte du ciel complet du CMB telle qu'observée par la mission Planck. Les couleurs de la carte représentent différentes températures : rouge pour les températures les plus chaudes et bleues pour les températures plus froides. Ces minuscules fluctuations de température correspondent à des régions de densités légèrement différentes, représentant les germes de toutes les structures futures : les étoiles, les galaxies et les amas de galaxies d'aujourd'hui.

Des calculs théoriques montrent que la taille des points chauds et froids du CMB dépend de la géométrie de l'univers et donc de sa densité totale. (Il n'est pas du tout évident qu'il doive le faire, et il faut des calculs assez sophistiqués, bien au-delà du niveau de notre texte, pour établir le lien, mais une telle dépendance est très utile.) La densité totale dont nous discutons ici inclut à la fois la quantité de masse dans l'univers et l'équivalent en masse de l'énergie noire. C'est-à-dire que nous devons additionner la masse et l'énergie : la matière ordinaire, la matière noire et l'énergie noire qui accélère l'expansion.

Pour comprendre pourquoi cela fonctionne, rappelez-vous (extrait du chapitre sur les trous noirs et l'espace-temps incurvé) qu'avec sa théorie de la relativité générale, Einstein a montré que la matière peut courber l'espace et que la quantité de courbure dépend de la quantité de matière présente. Par conséquent, la quantité totale de matière présente dans l'univers (y compris la matière noire et l'apport équivalent de matière par l'énergie noire) détermine la géométrie globale de l'espace. Tout comme la géométrie de l'espace autour d'un trou noir possède une courbure, l'univers entier peut avoir une courbure. Examinons les possibilités (Figure\(\PageIndex{5}\)).

Si la densité de la matière est supérieure à la densité critique, l'univers finira par s'effondrer. Dans un univers aussi fermé, deux rayons de lumière initialement parallèles finiront par se rencontrer. Ce type de géométrie est appelé géométrie sphérique. Si la densité de la matière n'est pas critique, l'univers s'étendra pour toujours. Deux rayons de lumière initialement parallèles divergeront, ce que l'on appelle la géométrie hyperbolique. Dans un univers à densité critique, deux rayons lumineux parallèles ne se rencontrent jamais, et l'expansion ne s'arrête qu'à un moment infiniment lointain dans le futur. Nous appelons cela un univers plat, et le type de géométrie euclidienne que vous avez appris au lycée s'applique à ce type d'univers.

Figure\(\PageIndex{5}\) représentant la courbure de l'espace pour l'univers entier. La densité de la matière et de l'énergie détermine la géométrie globale de l'espace. Si la densité de l'univers est supérieure à la densité critique, l'univers finira par s'effondrer et l'espace sera considéré comme fermé comme la surface d'une sphère. Si la densité est exactement égale à la densité critique, alors l'espace est plat comme une feuille de papier ; l'univers s'étendra pour toujours, le taux d'expansion s'arrêtant à l'infini dans le futur. Si la densité n'est pas critique, l'expansion se poursuivra indéfiniment et l'espace est considéré comme ouvert et incurvé négativement comme la surface d'une selle (où plus d'espace que prévu s'ouvre à mesure que vous vous éloignez). Notez que les lignes rouges de chaque diagramme indiquent ce qui se passe dans chaque type d'espace : elles sont initialement parallèles mais suivent des trajectoires différentes en fonction de la courbure de l'espace. N'oubliez pas que ces dessins tentent de montrer à quel point l'espace de l'univers entier est « déformé », ce qui n'est pas visible localement dans la petite quantité d'espace que les humains occupent.

Si la densité de l'univers est égale à la densité critique, les points chauds et froids du CMB devraient généralement avoir une taille d'environ un degré. Si la densité est supérieure à la valeur critique, les tailles typiques seront supérieures à un degré. Si la densité de l'univers est inférieure à la valeur critique, les structures apparaîtront plus petites. Dans la figure\(\PageIndex{6}\), vous pouvez facilement voir les différences. Les observations du CMB effectuées par WMAP et Planck ont confirmé des expériences antérieures selon lesquelles nous vivons bel et bien dans un univers plat à densité critique.

Figure\(\PageIndex{6}\) Comparaison des observations du CMB avec des modèles possibles de l'univers. Les simulations cosmologiques prédisent que si notre univers a une densité critique, les images CMB seront dominées par des points chauds et froids d'environ un degré (en bas au centre). Si, par contre, la densité est supérieure à la valeur critique (et que l'univers finira par s'effondrer), les points chauds et froids des images apparaîtront alors supérieurs à un degré (en bas à gauche). Si la densité de l'univers n'est pas critique (et que l'expansion se poursuivra pour toujours), les structures apparaîtront plus petites (en bas à droite). Comme le montrent les mesures, l'univers est à une densité critique. Les mesures présentées ont été effectuées par un instrument embarqué appelé Boomerang (Balloon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics), qui a été piloté en Antarctique. Des observations satellites ultérieures effectuées par WMAP et Planck confirment le résultat de BoomeRang.

Les chiffres clés d'une analyse des données de Planck nous donnent les meilleures valeurs actuellement disponibles pour certaines des propriétés fondamentales de l'univers :

• Âge de l'univers : 13,799 ± 0,038 milliards d'années (Remarque : cela signifie que nous connaissons l'âge de l'univers à 38 millions d'années près. Incroyable !)
• Constante de Hubble : 67,31 ± 0,96 kilomètres/seconde/million de parsecs
• Fraction du contenu de l'univers qui est « énergie noire » : 68,5 % ± 1,3 %
• Fraction du contenu de l'univers qui est constituée de matière : 31,5 % ± 1,3 %

Notez que cette valeur de la constante de Hubble est légèrement inférieure à la valeur de 70 kilomètres/seconde/million de parsecs que nous avons adoptée dans ce livre. En fait, la valeur dérivée des mesures des décalages vers le rouge est de 73 kilomètres/seconde/million de parsecs. La cosmologie moderne est si précise de nos jours que les scientifiques travaillent d'arrache-pied pour résoudre cet écart. Le fait que la différence entre ces deux mesures indépendantes soit si faible est en fait une réussite remarquable. Il y a quelques décennies à peine, les astronomes se demandaient si la constante de Hubble était d'environ 50 kilomètres/seconde/million de parsecs ou de 100 kilomètres/seconde/million de parsecs.

L'analyse des données de Planck montre également que la matière ordinaire (principalement les protons et les neutrons) représente 4,9 % de la densité totale. La matière noire et la matière normale représentent 31,5 % de la densité totale. L'énergie noire contribue aux 68,5 % restants. L'âge de l'univers au moment du découplage, c'est-à-dire lorsque le CMB a été émis, était de 380 000 ans.

Le résultat le plus surprenant des mesures de haute précision effectuées par WMAP et des mesures encore plus précises de Planck est peut-être qu'il n'y a pas eu de surprises. Le modèle de cosmologie avec de la matière ordinaire à environ 5 %, de la matière noire à environ 25 % et de l'énergie noire à environ 70 % a survécu depuis la fin des années 1990, lorsque les cosmologistes ont été poussés dans cette direction par les données des supernovae. En d'autres termes, l'univers très étrange que nous décrivons, dont seulement 5 % environ de son contenu est constitué du type de matière que nous connaissons sur Terre, semble vraiment être l'univers dans lequel nous vivons.

Après l'émission du CMB, l'univers a continué de s'étendre et de se refroidir. 400 à 500 millions d'années après le Big Bang, les toutes premières étoiles et galaxies s'étaient déjà formées. Au plus profond de l'intérieur des étoiles, la matière s'est réchauffée, des réactions nucléaires se sont déclenchées et la synthèse plus progressive des éléments les plus lourds dont nous avons parlé tout au long de ce livre a commencé.

Nous concluons ce bref tour d'horizon de notre modèle des débuts de l'univers par un rappel. Il ne faut pas considérer le Big Bang comme une explosion localisée dans l'espace, comme une superstar qui explose. Il n'y avait pas de frontières et il n'y avait pas de site unique où l'explosion s'est produite. C'était une explosion de l'espace (du temps, de la matière et de l'énergie) qui s'est produite partout dans l'univers. Toute la matière et l'énergie qui existent aujourd'hui, y compris les particules qui vous constituent, proviennent du Big Bang. Nous étions, et sommes toujours, au cœur d'un Big Bang ; tout est autour de nous.

Concepts clés et résumé

Lorsque l'univers est devenu suffisamment froid pour former des atomes d'hydrogène neutres, il est devenu transparent aux radiations. Les scientifiques ont détecté le rayonnement de fond diffus cosmique (CMB) émis à cette époque pendant les débuts de l'univers chaud. Les mesures effectuées avec le satellite COBE montrent que le CMB agit comme un corps noir à une température de 2,73 K. De petites fluctuations du CMB nous montrent les germes de structures à grande échelle dans l'univers. Des mesures détaillées de ces fluctuations montrent que nous vivons dans un univers de densité critique et que la densité critique est composée de 31 % de matière, y compris de matière noire, et de 69 % d'énergie noire. La matière ordinaire, c'est-à-dire les types de particules élémentaires que l'on trouve sur Terre, ne représente qu'environ 5 % de la densité critique. Les mesures du CMB indiquent également que l'univers a 13,8 milliards d'années.

Notes

¹ Rappelez-vous que les micro-ondes se trouvent dans la région radio du spectre électromagnétique.

Lexique

fond de micro-ondes cosmique (CMB)

rayonnement micro-ondes provenant de toutes les directions, qui est la rémanence décalée vers le rouge du Big Bang

univers plat

un modèle de l'univers qui possède une densité critique et dans lequel la géométrie de l'univers est plate, comme une feuille de papier

temps de découplage des photons

lorsque le rayonnement a commencé à circuler librement dans l'univers sans interagir avec la matière