« Cosmologie/L'hypothèse de l'inflation » : différence entre les versions

* une étape antérieure à l'inflation, qu'on ne connaitconnaît pas très bien ;

À l'heure actuelle (début 2016), il n'existe pas de preuve certaine de l'existence d'une inflation. AÀ 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 qui fait des prédictions sur certains paramètres du fond diffus, mais ces derniers n'ont pas encore été mesurés. En 2014, la coopération internationale BICEP2 a effectuée des mesures du CMB, espérant trouver des traces de l'inflation dans le CMB, prévues par la théorie. Les résultats étaient initialement favorables et il semblait que l'inflation venait d'être validée scientifiquement, mais des analyses ultérieures ont montré que ce n'était pas le cas. Les analyses statistiques avaient omis divers effets parasites, comme l'influence de la poussière interstellaire/intergalactique et divers autres biais, réduisant les résultats à néant. Reste à voir ce que nous réserve l'avenir !

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{{formatnum:300000}} 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 supposé pour l'inflation est assez simple à comprendre à partir des équations de Friedmann. AÀ 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 entraineentraîne une expansion exponentielle de l'univers ''ad vitam æternam'', 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 disparaitredisparaître ensuite.

Il suffit juste que <math>\rho_{inflaton}</math> augmente pendant la phase d'inflation avant de se réduire à peupeau de chagrin ensuite et le tour est joué. Reste à inventer le mécanisme d'inflation qui se cache derrière <math>\rho_{inflaton}</math>. Et là, les théories sont assez nombreuses ! Il faut dire que n'importe quelle fonction mathématique ''ad hoc'' peut fonctionner tant qu'elle a quelques propriétés mathématiques peu contraignantes. La majorité des tentatives 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 donnent la densité d'énergie et la pression associée à ce champ.

Les équations précédentes nous disent : que l'univers est en expansion pour la première équation, que cette expansion est accélérée pour la seconde, et que le potentiel et la densité d'énergie restent constants malgré l'expansion pour l'équation du fluide. Les trois propriétés sont ce qu'on attend d'un univers dominé par une constante cosmologique, ou par de l'énergie noire de pression négative. Pour résumer, on obtient bien une expansion accélérée dans le cas où <math>\dot{\phi} << V(\phi))</math>, hypothèse souvent complémentée avec <math>\ddot{\phi} << V(\phi))</math>.