Inflation cosmique - Définition

Introduction

Chronologie du Modèle standard de la cosmologie

Cosmologie quantique (?) Ère de Planck (?) Inflation cosmique Préchauffage Réchauffage Ère de grande unification Baryogénèse Transition électro-faible Découplage des neutrinos Ère leptonique Nucléosynthèse primordiale Transition matière-rayonnement Recombinaison Découplage du rayonnement Âges sombres Formation des grandes structures Formation et évolution des galaxies Réionisation Accélération de l'expansion Destin de l'Univers : Mort thermique de l'Univers Big Crunch Big Rip

Disciplines concernées

Gravité quantique Physique des particules Relativité générale Astrophysique

L'inflation cosmique est un modèle cosmologique s'insérant dans le paradigme du Big Bang lors duquel 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 10^1000000, voire plus encore dans certains modèles). Ce modèle cosmologique offre, à la fois, une solution au problème de l'horizon ainsi qu'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 relativement peu après (de l'ordre de 10^-35 seconde) l'ère de Planck. À l'issue 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 kilogrammes par mètre cube, et sa température de 10²⁶, voire 10²⁸ degrés.

Le paradigme de l'inflation peut être testé observationnellement grâce à de nombreuses 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 également être envisagés, mais ceux-ci apparaissant aujourd'hui moins convaincants et moins réalistes. Des observations futures, comme celles qui seront réalisées par le satellite Planck devraient permettre de tester plus finement les modèles d'inflation.

Contexte historique

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 nombreuses et 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.

L'explication du fait que l'univers pût être homogène et isotrope était par contre inconnue. En effet, l'étude de la théorie des perturbations cosmologiques, initiée par Evgeny Lifschitz 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 homogène et isotrope, il devait nécessairement ne 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. Si l'univers est effectivement homogène, rien ne dit que sa géométrie à grande échelle correspond à la géométrie euclidienne qui nous est familière. En particulier, il se peut qu'au-delà d'une certaine échelle, le théorème de Pythagore ne soit plus vérifié, ou que la somme des angles d'un triangle ne soit plus égal à 180 degrés. L'échelle à partir de laquelle ces effets se font sentir 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, approximativement donnée par ce que l'on appelle le rayon de Hubble, croît à mesure que l'on remonte dans le passé. Si l'on remonte jusqu'aux époques les plus anciennes auxquelles les lois connues de la physique continuent de s'appliquer, soit la fin de l'ère de Planck, alors ce rapport devient plus grand d'un facteur 10²⁶ qu'il ne l'est actuellement. Autrement dit, le rayon de courbure de l'espace devait être au moins 10²⁶ fois plus grand que le rayon de l'univers observable au sortir de l'ère de Planck. Il se trouve que le rayon de l'univers observable est également du même ordre que la distance maximale parcourue par un signal dans l'univers. Le problème vient donc du fait que pour expliquer un fait observé aujourd'hui, on est amené à envisager que, par un processus mystérieux, l'univers a su ajuster son rayon de courbure pour qu'il devienne au moins 10²⁶ fois plus grand que toute distance parcourue par un signal à cette époque-là. Cette contradiction manifeste (aucune échelle de distance ne peut être plus grande que la plus grande distance parcourue par un signal) est connue sous le nom de problème de la platitude.

À ces deux problèmes de nature assez semblable, s'ajoutaient deux autres problèmes en apparence sans rapport : le problème des monopôles et le problème de la formation des structures. Le problème des monopôles est l'expression du fait que des considérations très générales de physique des particules laissent penser que la diversité des particules élémentaires observées aujourd'hui n'est qu'un ensemble de manifestation différentes de phénomènes qui deviennent semblables à plus haute température : la physique des particules 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 de ces monopôles forme ce que l'on appelle le problème des monopôles.