Inflation cosmique - Définition

Publications importantes

• Articles historiques :
  • (en) Alan Guth, The Inflationary Universe: A Possible Solution To The Horizon And Flatness Problems, Physical Review D, 23, 347-356 (1981) Voir en ligne (accès restreint) Voir la prépublication en ligne (accès libre).

• Sur la génération des perturbations cosmologiques :
  • Alan Guth & S. Y. Pi, Fluctuations In The New Inflationary Universe, Physical Review Letters, 49, 1110-1113 (1982) Voir en ligne (accès restreint).

• Sur la transition quantique-classique :

• Sur la prédiction des anisotropies du fond diffus cosmologique :

• Sur la confrontation aux données observationnelles :

Principe général de l'inflation

Le problème de l'horizon et le problème de la platitude ont tous deux une origine commune : le fait que si l'on considère un univers empli de matière relativiste ou non relativiste, alors l'expansion de l'univers est en décélération (voir Équations de Friedmann). Quand l'expansion de l'univers décélère, on peut montrer que les distances entre deux objets distants (deux galaxies par exemple) croissent au cours du temps moins vite qu'un signal lumineux. Ainsi, la lumière d'une galaxie, fût-elle très éloignée finit-elle toujours par nous atteindre, exactement comme si l'on imaginait un univers statique, sans expansion. Autre façon de voir les choses, le nombre de galaxies visibles dans l'univers observable croît au cours du temps. C'est précisément ce point qui est paradoxal : à mesure que le temps passe, l'on découvre l'univers sur des régions de plus en plus vastes, qui sont toutes essentiellement identiques les unes aux autres, et qui pourtant n'ont pas eu le temps d'échanger d'information au moment où on les découvre semblables les unes aux autres.

L'inflation résout ce paradoxe en s'attaquant au phénomène à l'origine de ce paradoxe, à savoir le fait que la distance parcourue par la lumière au cours du temps croît plus vite que la distance entre deux objets. Inverser cette relation, ce qui signifie que le nombre des galaxies qui nous sont accessibles décroît au cours du temps permet alors de résoudre les problèmes précédents. Pour cela, il faut non plus que l'expansion de l'univers décélère au cours du temps, mais accélère. Schématiquement, c'est un peu comme si l'on agrandissait très rapidement une région de l'univers, jusqu'à ce que celle-ci devienne aussi grosse que l'univers observable, voire plus. Dans ce cas, si la région initiale est au départ homogène, alors on aura au final une région homogène, mais qui désormais englobe l'univers observable tout entier.

Bibliographie

• (en) Andreï Linde, Particle Physics and Inflationary Cosmology, Harwood, Chur, Suisse, (1990), hep-th/0503203 Voir en ligne.
  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 XXII^e Texas Symposium on Relativistic Astrophysics (université Stanford), 13-17 décembre 2004), hep-th/0503195 Voir en ligne.