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- Destin de l'univers :
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L'inflation cosmique est un Modèle cosmologique s'insérant dans le paradigme du Big Bang selon lequel une région de l'Univers comprenant l'Univers observable a connu une phase d'expansion très violente qui lui aurait permis de grossir d'un facteur considérable : au moins 1026 et probablement immensément plus (de l'ordre de 101 000 000, voire plus encore dans certains modèles). Ce modèle cosmologique offre à la fois une solution au problème de l'horizon et au problème de la platitude.
Cette phase d'expansion se serait produite très tôt dans l'histoire de l'univers, à l'issue de l'ère de Planck, ou quelque 10-35 seconde après. À la fin de l'inflation l'univers était encore extrêmement dense et chaud. On pense que sa densité devait être de l'ordre de 1086, voire 1094 kg/m3, et sa température de 1026, voire 1028 kelvins.
Le paradigme de l'inflation peut être testé observationnellement grâce à plusieurs observations astronomiques, notamment la mesure des anisotropies du fond diffus cosmologique, les catalogues de galaxies et les effets de cisaillement gravitationnel. À l'heure actuelle (2006), l'inflation s'avère compatible avec l'ensemble des données observationnelles récentes, notamment celle du satellite WMAP, et fait partie intégrante du modèle standard de la cosmologie. Il n'est cependant pas exclu que d'autres mécanismes produisant des effets semblables puissent être envisagés. Des observations futures, comme celles qui seront réalisées par le satellite Planck, devraient permettre de tester les différents modèles.
Les difficultés à résoudre
Le concept d'inflation est apparu à la toute fin des
Années 1970. À cette époque, la
Cosmologie était une discipline encore peu étayée par des données fiables. Néanmoins le fond diffus cosmologique avait été découvert depuis une quinzaine d'années et l'expansion de l'univers depuis plusieurs décennies. L'on savait donc que l'
Univers observable était homogène et isotrope, mais dans le cadre des théories cosmologiques ce fait était incompréhensible. En effet, l'étude de la théorie des perturbations cosmologiques, initiée par à la fin des
Années 1940, montrait que l'expansion de l'univers ne pouvait contribuer à rendre celui-ci homogène ou isotrope. Ainsi donc, si tôt dans son histoire l'univers n'avait pas été déjà homogène et isotrope, il ne devait pas l'être non plus aujourd'hui. Ce problème était connu sous le nom de problème de l'horizon.
À ce premier problème s'en superposait un second, de nature assez semblable : le problème de la platitude. La théorie de la gravitation d'Einstein indique que l'espace-temps est courbe, l'origine de sa courbure résidant dans la présence de masse-énergie. Cela signifie que sa Géométrie à grande échelle s'écarte de la géométrie euclidienne, celle qui nous est familière et qui localement reste valable. Par exemple au delà d'une certaine échelle le théorème de Pythagore n'est plus vérifié et la somme des angles d'un Triangle n'est plus égale à 180 degrés. L'échelle à partir de laquelle ces effets se manifestent s'appelle le rayon de courbure de l'espace. Observationnellement, on savait dès le courant des années 1970 que ce rayon de courbure était au moins de l'ordre de la taille de l'Univers observable. Se pose alors un problème troublant : si on remonte dans le temps, le rapport du rayon de courbure de l'espace à la taille de l'univers observable, égale à la distance parcourue par un signal lumineux depuis le Big Bang, croît à mesure que l'on remonte dans le passé. Si l'on s'approche des époques les plus anciennes, comme la fin de l'ère de Planck, le rapport entre le temps actuel, c'est-à-dire l'âge de l'Univers, de quelque 14 milliards d'années, au Temps de Planck, de l'ordre de 10-43 s, atteint la valeur de 1060. Or les équations montrent que le rapport du rayon de courbure de l'univers à la taille de l'univers observable est de l'ordre d'une certaine puissance de ce 1060, selon les modèles utilisés, par exemple la racine cubique de ce facteur pour fixer les idées. Autrement dit, à l'issue de l'ère de Planck le rayon de courbure de l'espace devait être au moins 1020 fois plus grand que le rayon de l'univers observable. Dès lors on a du mal à comprendre physiquement comment l'échelle de distance physique représentée par le rayon de courbure puisse être 1020 fois plus grande que la plus grande distance parcourue par un signal lumineux (même si les équations contiennent cette propriété). Cette sorte de Paradoxe physique est connue sous le nom de problème de la platitude.
À ces deux problèmes de nature semblable s'ajoutaient deux autres en apparence sans rapport : le problème des monopôles et le problème de la formation des structures. Des résultats de physique des particules laissent penser que les diverses particules élémentaires observées aujourd'hui sont des manifestations différentes de phénomènes devenant semblables à plus haute Température : la théorie suggère qu'à mesure que l'univers se refroidit du fait de son expansion il se produit un certain nombre de transitions de phase lors desquelles la nature des particules élémentaires qui existent à ce moment-là change. Ce phénomène de transition de phase donne cependant lieu à l'apparition d'un certain type d'objets, appelés défauts topologiques. Certains de ces objets peuvent être étendus, voire d'extension infinie. On les appelle murs de domaine ou cordes cosmiques, selon que leur structure s'apparente à une surface ou une ligne. Une autre catégorie d'objets est ce que l'on appelle les monopôles, dont la structure est essentiellement ponctuelle. Les calculs montrent que de tels objets ont toutes les chances de se former extrêmement tôt dans l'histoire de l'univers, à la fin de l'ère de grande unification. Or si ce cas se produit, on peut montrer que la quasi totalité de l'énergie de l'univers actuel devrait se trouver sous la forme de ces monopôles. Observationnellement, il n'en est rien. Il existe certes des formes de matière mal connues dans l'univers, notamment la Matière noire, mais celle-ci est infiniment moins abondante que ces monopôles ne devraient l'être. La non observation des ces monopôles forme ce que l'on appelle le problème des monopôles.
Principe de l'inflation
Le problème de l'horizon et le problème de la platitude ont une origine commune : le fait que dans un univers de Friedmann la taille relative de la portion observable de l'Univers augmente au cours du temps et au contraire tende vers zéro si on remonte le temps. Autrement dit le nombre de galaxies visibles dans la portion observable de l'Univers croît au cours du temps et la lumière de toute galaxie, celle-ci fût-elle très éloignée, finit toujours par nous atteindre. C'est précisément ce point qui est paradoxal. En effet à mesure que le temps passe, on découvre l'univers sur des régions de plus en plus vastes, or ces régions se révèlent semblables les unes aux autres alors qu'elles n'ont pas eu le temps d'échanger d'information.
L'inflation prétend résoudre ce paradoxe en partant d'un univers de taille incroyablement petite, de l'ordre de grandeur des dimensions de Planck, mais dans lequel la dimension linéaire est égale à la distance parcourue par un signal lumineux pendant le temps disponible. Dans ces conditions la région initiale est constituée de portions qui ont été capables d'échanger entre elles de l'information et peut donc se trouver homogène. Ensuite l'inflation agrandit très rapidement cette région de l'univers jusqu'à ce qu'elle contienne l'univers observable, voire plus. Dans ce cas, si la région initiale est au départ homogène, on aura au final une région également homogène, mais qui désormais englobera l'univers observable tout entier.
Publications importantes
- Sur la génération des perturbations cosmologiques :
- Sur la transition quantique-classique :
- Sur la prédiction des anisotropies du fond diffus cosmologique :
- Sur la confrontation aux données observationnelles :
Bibliographie
Le célèbre ouvrage d'Andreï Linde sur l'inflation, désormais accessiblement gratuitement en ligne sur le site de prépublications ArXiv.
- (en) Andreï Linde, Inflation and String Cosmology, in Comptes Rendus du XXIIe Texas Symposium on Relativistic Astrophysics (Université de Stanford), 13-17 décembre 2004), hep-th/0503195 Voir en ligne.
Voir aussi
Liens internes
Découvreurs de l'inflation
Et dans une moindre mesure
Contributeurs notables aux modèles d'inflation
Bibliographie
- Voir Ouvrages spécialisés sur la cosmologie
Notes
