Résumé
Qu’attend-on de voir dans le signal à 21 cm de l’hydrogène, décalé à 2 m de longueur d’onde, pour le redshift z = 9 ? La théorie montre que si la température du fonds cosmologique varie comme (1 + z), celle des atomes de gaz, en expansion adiabatique, décroît en (1 + z)2. L’hydrogène va donc devenir plus froid que le fond. On pourrait le voir en absorption ? Pour cela, il faudrait que la température de spin du niveau fondamental hyperfin de HI se thermalise. Ceci est possible au début de la période, car la densité de l’Univers est assez grande, et par collision Tspin = T. Dans ce début, appelé aube cosmique, on s’attend donc à voir le HI en absorption devant le fond CMB. Puis dans l’expansion, la densité n’est plus suffisante, et Tspin = T(CMB), ce qui implique aucun signal. Heureusement, dès qu’il y a assez d’étoiles et de rayonnement UV ionisant, l’hydrogène se recombine avec des raies Lyman-alpha, et l’effet Wouthuysen-Field fait retomber les atomes dans le niveau supérieur, comme pour un pompage optique. Ceci permet de thermaliser à nouveau Tspin = T, et on devrait voir une absorption devant le fonds CMB. Enfin la formation d’étoiles, les supernovae, les rayons X vont chauffer le gaz HI à une température T supérieure au CMB, et on va détecter de l’émission, juste à la fin de la période de réionisation : ensuite il n’y aura plus d’atomes. Seules les simulations peuvent prédire en détail l’évolution du signal en fonction du redshift, la réionisation et le chauffage dépendent de l’environnement. Le chauffage par les rayons X dépend du nombre de binaires X dans les galaxies, et aussi des noyaux actifs. De nombreux paramètres libres, qui pourront être déduits des observations, en se servant d’une bibliothèque de modèles.
