« Cosmologie/L'hypothèse de l'inflation » : différence entre les versions
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[[File:Big bang inflation vs standard genericchart.png|vignette|droite|Inflation comparée à un modèle sans inflation.]]
Les problèmes du modèle LCDM peuvent être résolu
▲Dans cette théorie, l'évolution de l'univers s'est déroulée en quatre étapes :
* une étape antérieure à l'inflation, qu'on ne connait pas très bien ;
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[[File:Inflation.PNG|centre|vignette|upright=1.5|Inflation]]
A l'heure actuelle (début 2016), il n'existe pas de preuve certaine de l'existence d'une inflation. A vrai dire, les scientifiques ne sont même pas certains du déroulement des évènements. On ne sait pas si cette inflation a eu lieu, ni quand. Par quand, on veut dire qu'elle peut avoir eu lieu n'importe quand avant la recombinaison. Dans le cas le plus simple, l'inflation aurait eu lieu avant la phase dominée par le rayonnement, mais il est aussi possible qu'elle ait eu lieu en plein milieu. Dans les faits, on ne peut pas encore discerner ces scénarios avec les observations dont on dispose et la théorie ne nous éclaire pas plus que cela... Au mieux, il s'agit d'une théorie
==Le problème de la platitude et l'inflation==
Cette hypothèse résout le problème de l'horizon, mais aussi le problème de la platitude : la zone a tellement gonflé que les effets de la géométrie de l'univers seraient presque invisibles. Pour faire une analogie, imaginez que la zone gonflée par l'expansion est la surface de la Terre : vous êtes si petits par rapport à la Terre que vous ne vous rendez pas compte de sa rotondité et voyez un sol plat. Pour une explication plus mathématique, il faut recourir à la première équation de Friedmann, que voici :
: <math>H^2 = \frac{8 \pi G}{3 c^2} \rho - \frac{K}{a(t)^2}</math>
Vous voyez que dans l'équation précédente, l'effet de la courbure sur l'expansion correspond au terme <math>\frac{K}{a(t)^2}</math>, où l'intensité de la courbure <math>K</math> est modulée par le terme <math>\frac{1}{a(t)^2}</math>. Plus le facteur d'échelle augmente, plus le terme <math>\frac{K}{a(t)^2}</math> diminue et moins le terme de courbure a d'effet sur l'expansion. Sans inflation, on s'attend à ce que le facteur d'échelle suive une loi de puissance dont les exposants sont connus. D'abord on a une phase d'expansion dominée par le rayonnement avec un exposant proche de 1/2, qui dure environ 300 000 ans, puis une phase dominée par la matière de près de 13 milliards d'années où l'exposant est de 2/3. Les calculs nous disent que la courbure K devait être particulièrement basse pour coller avec les données observationnelles actuelles connues. Mais si l'inflation a bien eu lieu, a(t) aurait connu une hausse très importante pendant ou avant la phase dominée par le rayonnement, réduisant le terme <math>\frac{K}{a(t)^2}</math> à presque rien, en accord avec les données observationnelles.
==Le mécanisme de l'inflation==
Le mécanisme supposé pour l'inflation est assez simple à comprendre à partir des équations de Friedmann. A vrai dire, une expansion accélérée s'explique déjà dans ce modèle par la constante cosmologique. Mais en supposant que la constante cosmologique permet d'expliquer l'inflation, on est face à un problème : l'inflation ne s’arrête jamais ! En effet, une constante cosmologique entraine une expansion exponentielle de l'univers ''ad vitam eternam'', alors que l'inflation a été un phénomène temporaire. La constante cosmologique ne peut donc pas expliquer l'inflation, et il faut trouver autre chose qui se comporte comme une constante cosmologique à un détail près : elle doit varier dans le temps, histoire d'être assez grand lors de la phase d'inflation, et disparaitre ensuite.
En supposant que la constante cosmologique permet d'expliquer l'inflation, on est face à un problème : l'inflation ne s’arrête jamais ! La constante cosmologique ne peut donc pas expliquer l'inflation, et il faut trouver autre chose. Ce quelque chose doit être équivalente à une constante cosmologique à un détail près : elle doit varier dans le temps, histoire d'être assez grand lors de la phase d'inflation, et faible ensuite. Reste à inventer ce mécanisme d'inflation. Et là, les théories sont assez nombreuses ! Mais la majorité se basent sur la présence de ce qu'on appelle un '''champ scalaire'''. Un champ scalaire est quelque chose qui attribue un nombre à tout point dans l'espace à chaque instant, appelé le potentiel, noté <math>\phi</math>. De plus, ce champ a une densité d'énergie en chaque point de l'espace, qui dépend du potentiel : celle-ci sera notée <math>V(\phi)</math>. Si on suppose que le champ a la même valeur en tout point, les équations nous disent que :▼
Au niveau des équations, on peut rendre compte de cela de la même manière que pour la constante cosmologique : en rajoutant une densité d'énergie <math>\rho_{inflaton}</math> dans la première équation de Friedmann. Celle-ci s'écrit alors comme suit :
: <math>H(t)^2 = \frac{8 \pi G}{3 c^2} \left( \rho_{inflaton} + \rho_\Lambda - \frac{\rho_k0}{a(t)^2} + \frac{\rho_m0}{a(t)^3} + \frac{\rho_r0}{a(t)^4} \right)</math>
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* la densité d'énergie causée par le champ sera de <math>\frac{1}{2} {\frac{\delta{\phi}}{\delta{t}}}^2 + V(\phi)</math> ;
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