Les nouvelles contraintes sur l'inflation apportées par WMAP

Publié par Michel le 03/04/2008 à 00:00
Source et illustrations: Observatoire de Paris
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Une nouvelle analyse des données du satellite WMAP et des grandes structures apporte des contraintes intéressantes à la théorie de l'inflation.

Les ondes gravitationnelles primordiales sont une prévision robuste de l'inflation car elles sont produites par le même mécanisme qui a produit les fluctuations primordiales de densité observées dans les données du fond cosmologique (CMB) et des grandes structures (LSS).

Récemment, une équipe de théoriciens de l'Observatoire de Paris ainsi que Claudio Destri de l'Université (Une université est un établissement d'enseignement supérieur dont l'objectif est la...) de Milano-Bicocca a effectué une nouvelle analyse de toutes les données disponibles du CMB et des LSS comprenant les données de WMAP et Sloan, et favorise un modèle d'inflation où existent des ondes gravitationnelles primordiales: le rapport r entre ces ondes et les fluctuations de densité est non nul dans leur modèle. Jusqu'à présent, seulement des limites supérieures ont été trouvées pour ce rapport, la dernière étant r < 0,20 dans les résultats WMAP à 5 ans (mars 2008). Dans le cadre de leur modèle, l'équipe obtient le potentiel d'inflation qui donne les meilleurs ajustements aux données ainsi que la valeur la plus probable pour le rapport r= 0,055. Cette valeur pourrait être mesurée dans les prochaines observations du CMB.

Les données de WMAP ont joué un rôle essentiel en établissant le modèle standard de l'univers. Ce modèle explique aujourd'hui un grand ensemble de mesures cosmologiques et astronomiques effectuées sur un grand domaine de longueurs d'onde et d'outils d'observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les...): anisotropies du CMB, abondance des éléments légers, observations des grandes structures (LSS) et propriétés des amas de galaxies (Un amas de galaxies est l'association de plus d'une centaine de galaxies liées entre elles par la...), mesures de la constante de Hubble (La constante de Hubble (H0) est le nom donné en cosmologie, à la constante de...), accélération (L'accélération désigne couramment une augmentation de la vitesse ; en physique,...) de l'expansion d'univers mesurée par les supernovae, et d'autres mesures. La concordance de ces données implique que notre univers est plat, avec des perturbations cosmologiques décrites par la théorie de relativité générale (La relativité générale, fondée sur le principe de covariance générale...) d'Einstein dans trois dimensions (Dans le sens commun, la notion de dimension renvoie à la taille ; les dimensions d'une pièce...) spatiales. Notre univers est actuellement dominé par l'énergie noire (72%) équivalente à une constante cosmologique (La constante cosmologique est un paramètre rajouté par Einstein en février 1917...), complétée par de la matière noire (En astrophysique, la matière noire (ou matière sombre), traduction de l’anglais...) (environ 23,4 %), et des atomes (4,6 %), avec des fluctuations de densité engendrées par un processus initial gaussien, invariant d'échelle, et adiabatique (En thermodynamique, une transformation est dite adiabatique (du grec adiabatos, « qui ne peut...) (inflation). L'énergie noire agit comme une forme d'anti-gravité et est responsable de l'accélération actuelle de l'expansion de l'univers. La matière noire est différente (En mathématiques, la différente est définie en théorie algébrique des...) des atomes, n'émet pas de lumière et elle n'est détectée que par gravité. L'inflation est l'étape primordiale de l'expansion accélérée de l'univers, dans laquelle sa taille croît d'un facteur 10^26. L'inflation dure approximativement 10^-34 secondes et se termine au redshift 10^28.

Les fluctuations du CMB sont expliquées par l'inflation et le modèle de concordance. Les fluctuations quantiques microscopiques à l'échelle de l'inflation de 10^-27 cm évoluent en fluctuations macroscopiques aujourd'hui, aux échelles de 1000 Mpc = 10^27 cm. Une telle transition entre fluctuations microscopiques et macroscopiques est le caractère propre de l'inflation.

L'inflation est décrite par un champ scalaire (l'inflaton) qui contrôle la dynamique du facteur d'échelle de l'univers. L'inflation résout des problèmes importants de la théorie standard du Big-Bang, et fournit un mécanisme générique pour engendrer des perturbations scalaires (densité) et tensorielles (onde gravitationnelle).

Les ondes gravitationnelles primordiales sont une prévision robuste de l'inflation car elles sont produites par le même mécanisme qui a produit les fluctuations primordiales de densité observées dans les données du fond cosmologique (CMB) et des grandes structures (LSS). Récemment, l'équipe a effectué une nouvelle analyse avec MCMC (Monte Carlo et chaînes de Markov) de toutes les données disponibles du CMB et des LSS comprenant les données de WMAP et Sloan. Cette nouvelle analyse est réalisée dans la nouvelle approche de l'inflation comme théorie efficace dans l'esprit de Ginsburg-Landau, i.e. avec des potentiels trinomiaux du quatrième degré dans le champ d'inflaton. L'approche de Ginsburg-Landau est un outil puissant dans la physique de particules élémentaires (physique des mésons pi) et la physique de la matière condensée (superconductivité et transitions de phase). Dans cette nouvelle analyse, la forme précise du potentiel inflationaire est construite en ajustant les données de WMAP et de LSS.

L'équipe dérive des formules explicites pour les observables de CMB et les étudie: l'indice spectral ns des fluctuations de densité, le rapport r des fluctuations tensorielles / scalaires, et l'indice courant d ns / d ln k . Ces formules analytiques ont été présentées en tant que contraintes dures sur ns et r dans le programme numérique de l'analyse MCMC. Cette analyse de données diffère dans cet aspect crucial de toutes les analyses de données précédentes, en particulier de l'analyse de l'équipe WMAP (mars 2008).

Dans le cadre de leur modèle, les nouveaux résultats de l'équipe sont les suivants:

- Les données indiquent fortement la brisure (spontanée ou explicite) de la symétrie des potentiels d'inflation
- Le potentiel trinomial d'inflaton avec deux minima (c'est à dire le puits de potentiel double) répond naturellement à cette exigence et fournit le meilleur ajustement aux données
- Le potentiel symétrique d'inflaton avec seulement un minimum (potentiel avec le terme quadratique positif) est presque certainement éliminé (au CL de 95%)
- Le potentiel trinomial préféré d'inflation est un double puits, fonction paire du champ avec un couplage quartique modéré y avec les valeurs les plus probables: ns ~ 0,958 r ~ 0,055 . Cette valeur de r est à la portée des prochaines observations du CMB
- Une limite inférieure pour r est trouvée: r > 0,016 (95% CL) et r > 0,049 (68% CL). Ceci prouve que la quantité de fluctuations tensorielles (ondes gravitationnelles primordiales) est non nulle, dans ce modèle. C'est un résultat important car jusqu'à présent seulement des limites supérieures pour r ont été trouvées, la dernière étant r < 0,20 (CL de 95%). De plus, la limite inférieure sur r sera encore précisée avec l'utilisation de WMAP 5 et les prochaines données du CMB.

La Figure 1 montre r vs. ns pour des valeurs fixes du paramètre h d'asymétrie (L'asymétrie est l’absence de symétrie, ou son inverse. Dans la nature, les crabes...) du potentiel d'inflaton. Les courbes rouges correspondent au potentiel à minimum simple tandis que les courbes noires correspondent au potentiel à puits double: la région de forme banane ((ns,r)) trouvée par l'équipe.


Figure 1: Inflation trinomiale. Graphe de r vs. ns
pour des valeurs fixes du paramètre d'asymétrie (h) du potentiel.
Les courbes rouges correspondent au potentiel à minimum simple
tandis que les courbes noires correspondent au potentiel à puits double.
Les régions de couleur correspondent à 12%, 27%, 45%, 68 % et 95% de niveaux
de confiance (CL) selon WMAP et les données Sloan.
Les couleurs sont plus claires pour des CL plus élevés.
L'inflation à puits double couvre la région en forme de banane entre les courbes noires,
pour lesquelles les valeurs les plus probables de r sont non nulles.
Des limites inférieures pour r sont déduites de l'analyse:
r > 0,016 (95% CL) et r > 0,049 (68% CL).

La Figure 2 montre les distributions de probabilité marginalisées (normalisées pour avoir un maximum égal à un) des paramètres cosmologiques les plus appropriés. Les courbes solides bleues représentent la nouvelle analyse, les pointillés rouges celle de l'équipe WMAP. La différence est marquée pour les observables ns et r. Pour les autres paramètres cosmologiques, les deux analyses concordent.


Comparaison des distributions de probabilité marginalisées
des paramètres cosmologiques les plus appropriés,
entre la présente analyse du CMB et LSS par l'équipe,
incluant l'inflation (courbes bleues solides)
et l'analyse précédente par l'équipe WMAP (courbes rouges pointillées).
La différence est marquée pour les observables ns et r.
Pour les autres paramètres cosmologiques, les deux analyses concordent.

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