Impacts of cosmic inhomogeneities on the CMB : primordial perturbations in two-field bouncing cosmologies and cosmic magnetism in late-time structures
Impact des inhomogénéités cosmiques sur le FDC : perturbations primordiales dans les cosmologies en rebond à deux champs et champs magnétiques dans les structures récentes
Résumé
The Cosmic Microwave Background (CMB) is a key cosmological probe, that sets tight constraints on the CDM model of the Universe. Released 380000 years after the big bang, it exhibits tiny anisotropies in temperature and polarisation which trace the cosmic inhomogeneities at different epochs of the Universe. On the one hand, primary anisotropies give access to inflation, during which the primordial perturbations are generated. On the other hand, secondary anisotropies trace inhomogeneities in the recent Universe, which have evolved into large scale structures through gravity, starting from the primordial ones. Hence CMB anisotropies are a powerful probe of both the origin of inhomogeneities in the very early Universe, and their evolved state in the late-time Universe. This thesis deals with two aspects of inhomogeneities by first considering their production in an extension of the inflationary scenario, and second by predicting the impact of magnetic fields in large scale structures on the secondary CMB polarised anisotropies.Despite its successes, inflation does not solve the initial big bang singularity issue, where gravity might need to be quantised. In Loop Quantum Cosmology (LQC), this singularity is replaced by a quantum bounce. Single field LQC with quadratic potential has already been studied and predicts an inflation phase following the bounce. Then, primordial inhomogeneities are not only produced during inflation, but also during the bounce and the contraction preceding it. Here, I considered a multifield extension of LQC with two fields: a massive one as being the inflaton, and a massless one used as an internal clock. I first studied the background evolution of the Universe both analytically and numerically. I showed that far in the contraction, the massive field dominates the energy budget. I have also checked that inflation remains likely to happen, despite the presence of the massless field. Secondly, I investigated how perturbations are produced. Unlike the one-field case, they are now described by an isocurvature component in addition to the standard adiabatic one, the former being characteristic of multifield models, for which Planck has put upper limits. In the remote past of the contraction, these two kinds of perturbations are highly coupled. I showed how to set their initial conditions by using appropriate variables mixing both kinds of perturbations, making the coupling subdominant. These perturbations remain to be propagated through the bounce down to the end of inflation to get their primordial (cross)spectra, to be subsequently compared to observational constraints.Since its released, the CMB traveled through large scale structures before reaching us. This leads to secondary anisotropies by its interaction with these structures, like e.g. gravitational deflection or the SZ effect in clusters. Magnetic fields have been observed in galaxies and larger structures. Since these structures are also filled with free electrons, this should lead to the Faraday Rotation (FR) effect which rotates the primordial linear polarisation, turning E into B modes, and to the Faraday Conversion (FC) effect which converts linear into circular polarisation. I revisited these sources of secondary anisotropies by computing the angular power spectra of the FR angle and the FC rate by large-scale structures. I used the halo model paying special attention to the impact of magnetic field projections. I found angular power spectra peaking at multipoles 104. Assuming a mass-independent magnetic field, the angular power spectra scale with the amplitude of matter perturbations as 83. This scaling is however degenerated with the one of the magnetic field with halos’ mass. I finally detail how to compute the full angular power spectra of polarised anisotropies, starting from the FR and FC power spectra. I also show how to reconstruct the FR and FC fields from the CMB adapting the estimators developed for lensing reconstruction.
Le Fond Diffus Cosmologique (FDC) est une sonde cosmologique clé mettant des contraintes étroites sur le modèle CDM de l’Univers. Emis 380000 ans après le big bang, il montre de petites anisotropies en température et en polarisation qui tracent les inhomogénéités cosmiques à différentes époques de l’Univers. D’une part, les anisotropies primaires donnent accès à l’inflation durant laquelle les perturbations primordiales sont générées. D’autre part, les anisotropies secondaires tracent les inhomogénéités dans l’Univers récent, qui ont évolué en grandes structures sous l’action de la gravité, à partir des inhomogénéités primordiales. Ainsi les anisotropies du CMB sont une sonde puissante à la fois de l’origine des inhomogénéités dans l’Univers très jeune, et de leur état évolué dans l’Univers récent. Cette thèse porte sur deux aspects des inhomogénéités: d’abord leur production dans une extension du scénario inflationnaire, puis la prédiction de l’impact des champs magnétiques des grandes structures sur les anisotropies secondaires polarisées du FDC.Malgré ses succès, l’inflation ne résout pas le problème de la singularité initiale du big bang, où la gravité pourrait être quantique. En Cosmologie Quantique à Boucles (CQB), cette singularité est remplacée par un rebond quantique. La CQB à un champ avec potentiel quadratique a déjà été étudiée et prédit une phase d’inflation suivant le rebond. Les perturbations primordiales ne sont plus seulement produites pendant l’inflation, mais aussi pendant le rebond et la contraction le précédant. Ici, j’ai considéré une extension à deux champs de la CQB avec un champ massif comme inflaton, et un champ sans masse servant d’horloge interne. J’ai d’abord étudié l’évolution globale de l’Univers de manière analytique et numérique, montrant que loin dans la contraction, le champ massif domine le contenu énergétique. J’ai aussi vérifié que l’inflation reste probable, malgré la présence du champ sans masse. Puis, j’ai examiné la production de perturbations: contrairement au cas à un champ, en plus de la composante adiabatique standard, elles sont ici décrites par une composante isocourbe, caractéristique des modèles multi-champs et pour laquelle Planck a mis des limites supérieures. Loin dans la contraction, ces deux composantes sont hautement couplées. J’ai montré comment fixer leurs conditions initiales en utilisant des variables combinant les deux types de perturbations, rendant le couplage sous-dominant. Il reste maintenant à les propager à travers le rebond jusqu’à la fin de l’inflation pour obtenir leurs spectres de puissance (croisé), à comparer ensuite aux contraintes observationnelles.Depuis son émission, le FDC a voyagé à travers les grandes structures avant de nous atteindre. Son interaction avec les structures engendre des anisotropies secondaires, comme celles dues à l’effet SZ dans les amas. Des plasmas magnétisés ont été observés dans les galaxies et les grandes structures. Cela devrait engendrer de la Rotation Faraday (RF) de la polarisation linéaire primordiale, transformant des modes E en B, et de la Conversion Faraday (CF) de la polarisation linéaire en circulaire. J’ai revisité ces sources d’anisotropies en calculant les spectres de puissance angulaires de l’angle de RF et du taux de CF par les grandes structures. J’ai utilisé le modèle de halo en me focalisant sur l’impact des projections des champs magnétiques. Les spectres piquent à des multipoles 104 et sont proportionnels à 83, en supposant un champ magnétique indépendant de la masse du halo. Cette dépendance est cependant dégénérée avec celle qui existe entre les champs magnétiques et la masse des halos. Puis, je détaille le calcul des spectres de puissance angulaires totaux des anisotropies polarisées, à partir de ceux de la RF et de la CF. Enfin, je montre comment reconstruire les champs de RF et de CF à partir du FDC en adaptant les estimateurs développés pour la reconstruction du lentillage gravitationnel.
| Origine | Version validée par le jury (STAR) |
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