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Comment
connaître ou reconstruire l´histoire de l’Univers ? Les objets dont
il est constitué, sa composition chimique ou les rayonnements qui le
parcourent sont autant d’indices, car plus on regarde loin plus on
s’éloigne dans le passé… Un voyage qui nous révèle l’Univers tel
qu’il était au début de son expansion.
On peut observer ainsi avec une grande
précision le rayonnement du Fond Diffus Micro-ondes (abrégé en
anglais par CMB) à l’aide d’expériences emportées par des ballons
stratosphériques ou des satellites,
Planck par
exemple ou encore le satellite COBE, qui a valu à son concepteur,
George F. Smoot, le prix Nobel de physique en 2006. Ce rayonnement
du fond de l’Univers nous est familier car il représente quelques
pourcents du signal que l´on aperçoit sur un poste de télévision
réglé hors fréquences des canaux usuels. Pour le cosmologiste, ce
rayonnement est un outil précieux car il représente avant tout un
fossile des premières phases de
l’expansion universelle. Mais entre le moment où ce
rayonnement a été émis (environ 400 000 ans après le big-bang) et
aujourd’hui, notre connaissance de l’histoire de l’Univers reste
très lacunaire. Que s’est-il passé depuis et comment le savoir ?
On pourrait en principe reconstruire par la pensée son
évolution, en s’appuyant sur les conditions initiales fournies par
notre connaissance du fond diffus cosmologique. Mais l´Univers est
si vaste et il y a tellement de paramètres à considérer, qu’il nous
faut parfois aussi concéder une partie du travail à une machine : un
super calculateur, comme Mare Nostrum, situé à Barcelone dans une
vielle chapelle. Ce calculateur peut effectuer 42x1012 (soit 42
mille milliards !) opérations par seconde. Les scientifiques ont
ainsi pour ambition de reproduire de manière virtuelle
l’évolution de l´Univers par le biais de la simulation numérique.
Le
Projet Horizon, auquel l’IAP participe activement, est une
initiative visant à fédérer le travail de différentes équipes de
simulations cosmologiques en France afin d’obtenir du temps de
calcul sur les plus grands super calculateurs européens. Pour faire
ces calculs, il faut développer un logiciel spécifique.
RAMSES est un code à
maillage adaptatif en grille cartésienne développé par Romain
Teyssier (CEA Saclay), chercheur associé à l’IAP. Ce programme a la
capacité de se raffiner, c´est-à-dire, de se subdiviser à nouveau
dans les régions denses pour accroître la résolution spatiale et
donc la précision du calcul. Seules trois ou quatre équipes au monde
font de l´hydrodynamique à maillage adaptatif en cosmologie. Ce qui
fait la spécificité de
RAMSES est son bon comportement linéaire en
charge : il fonctionne bien sur des ordinateurs ayant un nombre
élevé de processeurs, comme les 2048 processeurs du super
calculateur Mare Nostrum.
Le Projet Horizon s´est ainsi associé avec une équipe espagnole,
dirigée par Gustavo Yepes (UAM), qui utilise un code hydrodynamique différent
(GADGET)
reposant sur le principe d’une simulation Lagrangienne dite SPH (Smoothed Particle Hydrodynamics)
ou chaque particule est accompagnée d'un petit nuage de taille
variable.
L´objectif est de voir comment les deux grandes simulations
cosmologiques évoluent en partant des mêmes données initiales de
façon à pouvoir identifier les différences qui relèvent des
artefacts numériques d’un code ou de l’autre. Ce projet global,
Projet Mare Nostrum de Formation des Galaxies, est coordonné par
Gustavo Yepes, qui a également fourni les données initiales des
simulations.
Quels sont les éléments qui doivent entrer dans une simulation
cosmologique à grande échelle ? Il faut décrire correctement la
formation des galaxies, la formation des étoiles, l´éjection du vent
stellaire, la présence des différentes espèces chimiques, entre
autres…
RAMSES est l’un des premiers codes numériques qui permette
de prendre en compte ces différents ingrédients physiques. Il offre
également une boîte de simulation (c’est-à-dire le cube d’Univers
reproduit) et une résolution suffisamment grandes pour que
l´échantillon statistique soit significatif.
L´image obtenue après une semaine de simulation montre une vision de
l´Univers quand il avait un dixième de son âge actuel. L’époque de
cet Univers simulé correspond aux objets que l’on voit aujourd’hui
avec un décalage spectral (redshift en anglais) de 4, ce que l’on
note également sous la forme z=4. Ce qui est nouveau, grâce aux
caractéristiques de
RAMSES, c’est d´avoir accès dans la même
simulation, à la fois à la formation à grande échelle des structures
de l’Univers et à beaucoup de détails à petite échelle.
Une fois la simulation obtenue, il est possible de mesurer
différents paramètres physiques et de construire d’autres grandeurs
observables. Ainsi il y a 19 millions de macro étoiles dans cette
simulation à z=4. Pour chacune d’elle, on connaît son âge et sa métallicité, aussi on peut reproduire son spectre d’émission. En
assemblant ces étoiles pour constituer des galaxies, il devient
alors possible de comparer les résultats des simulations à des
données observées.
On peut également comparer les résultats de la simulation aux
relevés spectroscopiques de la métallicité des nuages absorbants du
milieu intergalactique, ces amas gazeux situés entre la source de
lumière et notre télescope. Lorsque la lumière émise par une source
puissante, telle qu’un quasar, traverse ce milieu, son spectre est
atténué à certaines longueurs d’ondes représentatives des éléments
absorbants ; la forme des raies d´absorption fournissent des
informations sur les propriétés du milieu traversé : température,
densité de l’élément et décalage spectral du nuage en particulier.
Parce que le spectre d’un objet est très facilement affecté par la
présence de matière sur la ligne de visée, cette technique offre une
sonde particulièrement efficace de la distribution du gaz
intergalactique.
Mais il ne faut jamais oublier que la simulation a ses propres
limites. Cette boîte, de 50 mégaparsecs (Mpa) de côté (soit 150
millions d´années-lumière) reste une assez bonne représentation à
z=4. En revanche, plus le temps passera, moins elle sera
représentative de l´Univers dans sa totalité. Par exemple, elle ne
permet pas de voir les fluctuations de grande densité qui seraient
générées par un objet extrêmement massif, ou des objets à très
petite échelle spatiale en raison du manque de résolution. Il faudra
analyser puis prendre en compte ces différents biais de méthodes,
qui proviennent des différences entre les tailles des échantillons
considérés pour effectuer une comparaison avec les observations.
Inversement, il faudra prendre en compte les biais observationnels
quand nous construirons des pseudo observables à partir des données
de la simulation.
La simulation est supposée fonctionner jusqu´à z=1, ce qui
correspond déjà à la moitié de l´âge de l´Univers et pour lequel il
existe beaucoup d´observations réelles. Chaque avancée d’une unité
de décalage spectral demande cependant plus de temps que la somme
des étapes précédentes car la simulation se raffine au fur et à
mesure pour suivre les effets d’effondrement gravitationnel. Par
ailleurs, il est impossible à l’heure actuelle d’obtenir 3 millions
d´heures sur un super calculateur pour finir cette simulation.. Il
sera donc nécessaire de diminuer la taille de l’échantillon à partir
d’un certain stade pour se focaliser sur certains objets et les
décrire de manière raffinée. Le plus intéressant sera de considérer
des objets semblables à notre Voie Lactée, et de les faire évoluer
jusqu´à z=0. Le reste de la simulation devra alors être décrit à
plus faible résolution. A ce décalage spectral, il deviendra
possible de comparer les résultats de la simulation à ceux des
grands relevés de galaxies, comme le
VIMOS
VLT Deep Survey (VVDS) en particulier.
L'image ici présentée représente, en projection, une portion de l'Univers simulé par
Mare Nostrum/HORIZON, soit un rectangle d'environ 50 millions
d'années lumière par 30, à une époque ou l'Univers était âgé
d'environ 1,5 milliards d'années (un dixième de son âge actuel).
Une version à haute résolution (1
Mo) est disponible en cliquant sur l'image (© Projet HORIZON/Mare Nostrum 2007). |
