La recombinaison a eu une conséquence majeure : le "brouillard" de particules s'est dissipé. Les photons, qui n'interagissaient plus aussi fortement avec la matière devenue neutre, ont pu se propager librement à travers l'espace. Cet événement est connu sous le nom de découplage du rayonnement. Le fond diffus cosmologique est la "lueur" de ces photons libérés, une sorte de "photo" de l'univers à l'instant où il est devenu transparent. 

Le rayonnement cosmologique, lors de son émission avait une température de quelques milliers de degrés. L'expansion de l'univers a été ensuite corrélative du refroidissement de ce rayonnement, qui lorsqu'il est capté aujourd'hui est un rayonnement de type corps noir quasi uniforme, avec une température  moyenne d'environ 2,725 kelvins (soit -270,4 °C), quelle que soit la direction de l'espace dans laquelle on la mesure. Sa caractéristique la plus remarquable est d'ailleurs son incroyable uniformité : la température du fond diffus cosmologique est la même dans toutes les directions du ciel à environ une partie pour 100 000 près (on dit que le rayonnement cosmologique est isotrope). Il présente cependant de très faible fluctuations de température et de polarisation révélant des anisotropies spatiales (angulaires), qui sont des indices importants pour comprendre les structures de l'univers primordial (fluctuations initiales de densité).
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L'importance des anisotropies.
Les fluctuation de température sont de l'ordre de quelques microkelvins. Elles correspondent à de légères différences de densité dans la soupe primordiale au moment du découplage. Les régions légèrement plus denses (et donc légèrement plus chaudes) ont agi comme des "germes gravitationnels". Au fil des milliards d'années, la gravitation a attiré de plus en plus de matière vers ces zones, formant finalement les structures que nous observons aujourd'hui : les étoiles, les galaxies et les amas de galaxies. L'étude détaillée de ces anisotropies, notamment leur taille et leur distribution sur le ciel, permet aux scientifiques de déterminer la géométrie de l'Univers (s'il est plat, ouvert ou fermé); de calculer l'âge de l'Univers (estimé à 13,8 milliards d'années);ou encore d'estimer la composition de l'Univers (matière ordinaire, matière noire et énergie sombre).

Les anisotropies du fond diffus cosmologique (CMB), de l'ordre de 10⁻⁵, contiennent une mine d'informations sur les conditions initiales de l'univers et sur les processus physiques qui y ont eu lieu. On l'a dit, le rayonnement du CMB provient de l'époque de la recombinaison, lorsque les électrons se sont combinés avec les protons pour former des atomes neutres, permettant aux photons de se propager librement. Les petites variations de densité et de vitesse dans le plasma primordial ont laissé leur empreinte sous forme de fluctuations de température et de polarisation dans ce rayonnement. Ces fluctuations viennent de ce que la gravitation, due principalement à la matière sombre, tendait à comprimer le plasma primordial dans des puits de potentiel, alors que la pression de radiation des photons s'opposait à cette compression, créant des oscillations dites acoustiques, semblables à des ondes sonores se propageant dans le plasma. Les zones qui étaient à leur compression maximale au moment où l'univers est devenu transparent apparaissent comme des points chauds dans le CMB. Les zones qui étaient à leur raréfaction maximale apparaissent comme des points froids. Les fluctuations sont analysées en termes d'harmoniques sphériques, ce qui permet de construire un spectre de puissance, noté Cℓ, qui décrit l'amplitude des fluctuations en fonction de l'échelle angulaire ℓ. Chaque échelle angulaire est sensible à différents processus physiques : les grandes échelles sondent principalement les conditions initiales et la courbure de l'espace, tandis que les petites échelles sont influencées par les oscillations acoustiques du plasma photon-baryon, l'épaisseur de la surface de dernière diffusion et l'effet de diffusion par les électrons libres à des époques ultérieures. 

Les positions et amplitudes des pics acoustiques (proéminences les plus marquantes) dans le spectre de puissance sont particulièrement informatives. Le premier pic acoustique correspond à l'échelle angulaire de la plus grande onde sonore qui a eu le temps d'atteindre sa compression maximale juste au moment de la dernière diffusion. La position de ce pic est particulièrement sensible à la courbure de l'espace. Dans un univers plat, ces ondes ont une taille physique que nous pouvons calculer, et la taille angulaire que nous observons aujourd'hui nous renseigne directement sur la géométrie de l'univers. Les pics suivants correspondent à des ondes qui ont eu le temps d'osciller plusieurs fois. Ainsi, les rapports d'amplitude entre le premier et le deuxième pic dépendent du rapport baryon/matière totale, car les baryons renforcent la compression des oscillations acoustiques. Le troisième pic et les suivants apportent des informations sur la densité de matière sombre, qui influence la profondeur des puits de potentiel gravitationnel dans lesquels ces oscillations se produisent. L'amortissement progressif à petites échelles (ℓ élevés) reflète la diffusion des photons sur les électrons avant la recombinaison (effet Silk), ce qui dépend également des propriétés du plasma primordial.

Les données du CMB contiennent aussi une composante de polarisation qui découle de la diffusion Thomson des photons sur les électrons libres à l'époque de la recombinaison. Cette polarisation possède une structure spécifique, avec des modes E sensibles aux gradients de vitesse dans le plasma et, potentiellement, des modes B qui pourraient trahir la présence d'ondes gravitationnelles primordiales générées lors de l'inflation. L'analyse conjointe température-polarisation améliore fortement la précision des paramètres mesurés, notamment la profondeur optique liée à la réionisation (τ).

Pour extraire les paramètres cosmologiques, on compare le spectre de puissance mesuré à des modèles théoriques calculés à l'aide de codes de Boltzmann (comme CAMB ou CLASS) qui résolvent l'évolution des perturbations dans un univers décrit par un ensemble de paramètres. Ces paramètres comprennent la densité de matière baryonique (Ωb), la densité de matière sombre (Ωc), la densité d'énergie sombre (ΩΛ), l'amplitude et l'indice spectral des fluctuations primordiales (As et ns), la constante de Hubble actuelle (H0) et la profondeur optique τ. L'ajustement statistique entre les données et les modèles, souvent par la méthode de Monte Carlo par chaînes de Markov, permet de contraindre ces paramètres avec une précision remarquable.

Enfin, l'analyse des anisotropies du CMB ne se limite pas aux seuls pics acoustiques. Les grandes échelles angulaires révèlent aussi l'effet Sachs-Wolfe intégré, lié à l'évolution des potentiels gravitationnels dans un univers dominé par l'énergie sombre, ce qui fournit des indices supplémentaires sur cette composante énigmatique. 

• L'effet Sachs-Wolfe est un phénomène physique qui explique une partie des anisotropies (variations de température) du CMB, en particulier celles observées à grande échelle angulaire (le plateau de Sachs-Wolfe pour les petits  ℓ dans le spectre de puissance). Il décrit comment les fluctuations de température du CMB sont liées aux fluctuations du potentiel gravitationnel au moment de la dernière diffusion. Il y a deux contributions principales :

+ Fluctuations de densité. - Les photons dans les régions plus denses (puits de potentiel gravitationnel) sont plus énergétiques (plus chauds).

+ Redshift gravitationnel. - Cependant, pour s'échapper de ces puits de potentiel, les photons doivent perdre de l'énergie. Cet effet (le décalage vers le rouge gravitationnel) les fait paraître plus froids.

L'effet Sachs-Wolfe combine ces deux aspects. Pour les grandes structures, l'effet de redshift gravitationnel domine, ce qui signifie que les grandes surdensités de matière à l'époque de la dernière diffusion correspondent paradoxalement à des points froids sur la carte du CMB que nous observons. L'effet Sachs-Wolfe intégré se produit lorsque les photons du CMB traversent des structures à grande échelle (comme des superamas de galaxies) dont le potentiel gravitationnel évolue au cours du temps.

En outre, la distorsion du spectre CMB par effet de lentille gravitationnelle, due aux structures formées après la recombinaison, permet de mesurer la somme des masses des neutrinos et la croissance des structures à travers le temps.

Pour cartographier les infimes fluctuations du rayonnement cosmologique avec une précision croissante et sans être gêné par l'atmosphère terrestre, plusieurs missions spatiales ont été lancées :

• COBE (Cosmic Background Explorer). - Lancé par la NASA en 1989, il a confirmé le spectre de corps noir parfait du FDC et a détecté pour la première fois ses anisotropies, valant le prix Nobel à ses responsables scientifiques en 2006.

• WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). - Lancée par la NASA en 2001, cette sonde a fourni une carte beaucoup plus détaillée des anisotropies, permettant de déterminer avec une grande précision de nombreux paramètres cosmologiques clés.

• Planck. - Lancé par l'Agence Spatiale Européenne (ESA) en 2009, ce satellite a cartographié le FDC avec une sensibilité et une résolution angulaire encore supérieures, offrant l'image la plus détaillée à ce jour de l'univers primordial et affinant notre compréhension du modèle cosmologique standard.