Inflation (cosmologie)

Dans la cosmologie physique , l'inflation cosmique, l'inflation cosmologique ou tout simplement l'inflation est l'théorisé extrêmement rapide exponentielle expansion du début univers par un facteur d'au moins 10 ⁷⁸ en volume, entraîné par un pression négative la densité d'énergie du vide. Le époque inflationniste comprend la première partie de la époque électrofaible la suite de la grande époque de l'unification. Il a duré de 10 ^-36 secondes après la Big Bang à quelque part entre 10 ^-33 et 10 ^-32 secondes. Après la période d'inflation, l'univers a continué de croître, mais à un rythme plus lent.

Le terme «inflation» est également utilisé pour faire référence à l'hypothèse que l'inflation se est produite, à la théorie de l'inflation ou à la époque inflationniste. L'hypothèse d'inflation a été initialement proposé en 1980 par le physicien américain Alan Guth, qui l'a nommée «inflation». Il a également été proposé par Katsuhiko Sato en 1981.

Comme une conséquence directe de cette expansion, tout l'univers observable origine dans un petit région causalement reliée. Inflation répond l'énigme classique de la cosmologie du Big Bang: pourquoi l'univers semble plat, homogène, et isotrope selon la principe cosmologique quand on pouvait s'y attendre, sur la base de la physique du Big Bang, un univers hétérogène très incurvé? L'inflation explique aussi l'origine de la structure à grande échelle du cosmos . Les fluctuations quantiques dans la région inflationniste microscopique, agrandies à la taille cosmique, deviennent les graines de la croissance de la structure dans l'univers (voir Formation et évolution des galaxies et formation de la structure).

Bien que la fiche détaillée de la physique des particules mécanisme responsable de l'inflation ne est pas connue, l'image de base rend un certain nombre de prédictions qui ont été confirmés par l'observation. L'inflation est donc désormais considérée comme faisant partie de la chaude norme Big Bang cosmologie. Le hypothétique particule ou domaine considéré comme responsable de l'inflation est appelée inflaton.

Vue d'ensemble

Alors que la relativité restreinte contraint objets de l'univers de se déplacer plus rapidement par rapport à l'autre à la vitesse de la lumière, il n'y a pas cette contrainte dans la relativité générale . Un univers en expansion a généralement un horizon cosmologique qui, par analogie avec le plus familier horizon causée par la courbure de la surface de la Terre, marque la limite de la partie de l'univers que l'observateur peut voir. Objets delà de l'horizon cosmologique se déplacent si vite que la lumière (ou un autre rayonnement électromagnétique) est incapable d'atteindre l'observateur.

Il ya deux façons de décrire un espace-temps avec un horizon: localement et globalement. L'image locale comprend que ce est (potentiellement) visible depuis un point donné dans l'espace-temps, alors que l'image globale comprend des régions non observables au-delà de l'horizon. Les deux perspectives sont liées par un processus d'extension: partout où il ya un horizon, une solution particulière de la relativité générale peut être étendue au-delà en supposant que rien de spécial qui se passe là-bas (ce est à dire, qu'il "ressemble à" la région au sein de l'horizon) . Les points locaux et mondiaux de vue ont des notions de temps. Du point de vue local l'horizon est infiniment loin dans l'avenir et rien ne arrive jamais à elle, alors que du point de vue global de l'horizon est une surface ordinaire au temps fini, et à la fois espace et le temps se étendent au-delà. Ignorant la mécanique quantique , les deux images sont équivalentes: toute déclaration physique peut être traduit librement d'avant en arrière, et deux photos d'accord sur les résultats de toutes les expériences physiques.

Pour la cosmologie dans le point de vue global, l' univers observable est l'un correctif de causalité d'un univers observable beaucoup plus grande; il ya des parties de l'univers qui ne peuvent pas communiquer avec nous encore. Ces parties de l'univers sont hors de notre horizon cosmologique actuel. Dans le grand modèle bang chaude standard, sans inflation, l'horizon cosmologique sort, apportant de nouvelles régions en vue. Comme on le voit ces régions pour la première fois, ils ne semblent pas différents de toute autre région de l'espace, nous avons déjà vu: ils ont un rayonnement de fond qui est à peu près exactement la même température que le rayonnement d'autres régions de fond, et de leur espace- courbure de temps évolue lock-étape avec les nôtres. Cela pose un mystère: comment ces nouvelles régions savent ce que la température et la courbure qu'ils étaient censés avoir? Ils ne pouvaient pas ont appris par des signaux à obtenir, parce qu'ils ne étaient pas en communication avec notre cône de lumière passé avant.

Inflation répond à cette question en postulant que toutes les régions sont d'une autre époque avec une grande énergie du vide, ou constante cosmologique. Un espace avec une constante cosmologique est qualitativement différente: au lieu de déplacer vers l'extérieur, l'horizon cosmologique reste en place. Pour tout un observateur, la distance à l' horizon cosmologique est constante. Avec l'expansion de façon exponentielle l'espace, deux observateurs à proximité sont séparés très rapidement; tant et si bien, que la distance entre les dépasse rapidement les limites de communications. Dans le point de vue global, les tranches spatiales se développent très rapidement pour couvrir d'énormes volumes. Dans le point de vue local, les choses sont constamment en mouvement au-delà de l'horizon cosmologique, qui est une distance fixe de distance, et tout devient homogène très rapidement.

Dans les deux sens, comme le champ d'inflation détend lentement le vide, la constante cosmologique tend vers zéro, et l'espace commence à se développer normalement. Les nouvelles régions qui viennent en vue au cours de la phase d'expansion normale, dans le point de vue global, sont exactement les mêmes régions qui ont été poussés hors de l'horizon pendant le gonflage, et donc ils ne sont pas nécessairement à pratiquement la même température et la courbure, parce qu'ils provenir du même petit bout de l'espace. Dans le point de vue local, l'horizon cosmologique est encore au big bang, et l'inflation se passe toujours dans une peau fine où le temps est presque arrêté, et le même processus produit de nouvelles régions comme toujours, jusqu'à de petites fluctuations.

L'inflation du point de vue global est souvent appelé l'inflation éternelle. Sur une tranche globale constante de temps, les régions avec l'inflation ont un volume croissant de façon exponentielle, tandis que les régions qui ne sont pas gonflent pas. Cela signifie que le volume de la partie de gonflage de l'univers dans l'image globale est toujours incroyablement grande que la partie qui a cessé de gonfler. Si la probabilité de différentes régions est compté en volume, on devrait se attendre que l'inflation ne finira jamais, ou l'application de conditions aux limites que nous existons à l'observer, que l'inflation finira le plus tard possible. Pondération en volume ne est pas naturel dans le point de vue local où l'inflation ne est pas éternel, il se termine finalement vu par tout observateur unique. Cette image donne un sens à la distribution de probabilité sur la paysage anthropique.

La théorie de l'inflation dans une image explique pourquoi les températures et les courbures des différentes régions sont si près égale, et il prédit que la courbure totale d'un espace-tranche à temps global constante est zéro. Cette prévision signifie que la question totale ordinaire, la matière noire , et résiduelle énergie du vide dans l'univers doivent correspondre à la densité critique, une prédiction qui est confirmé de manière très précise. Plus frappant encore, l'inflation permet aux physiciens de calculer les différences de température de minutes dans différentes régions de fluctuations quantiques à l'époque inflationniste, et ces prédictions quantitatives ont également été confirmé.

dilate l'espace

Pour dire que l'espace se dilate de façon exponentielle signifie que deux observateurs inertiels se déplacent plus éloignés à l'accélération vitesse. En coordonnées stationnaires pour un observateur, un patch d'un univers de gonflage a la suivante polaire métrique:

Ce est juste comme un inside-out trou noir métrique il a un zéro dans la composant sur une sphère de rayon fixe appelé horizon cosmologique . Les objets sont attirés loin de l'observateur au vers l'horizon cosmologique, dont ils se croisent dans un bon moment finie. Cela signifie que les inhomogénéités sont lissées, comme les bosses ou de la matière à la surface d'un horizon du trou noir sont d'ingestion et de disparaître.

Depuis la métrique espace-temps n'a pas de dépendance explicite en temps, une fois un observateur a franchi l'horizon cosmologique, les observateurs plus étroite dans prendre sa place. Ce processus de tomber vers l'extérieur et des points de remplacement sont toujours plus étroite dans le remplacement régulièrement souligne en outre-une expansion exponentielle de l'espace-temps.

Cet état d'équilibre l'espace-temps expansion exponentielle est appelé Espace de Sitter, et pour la soutenir il doit y avoir un constante cosmologique, un énergie de vide proportionnel à partout. Dans ce cas, la équation d'état est . Les conditions physiques d'un moment à l'autre sont stables: le taux d'expansion, appelé le paramètre de Hubble , est à peu près constante, et le facteur d'échelle de l'univers est proportionnelle à . L'inflation est souvent appelé une période d'expansion accélérée parce que la distance entre deux observateurs fixes augmente de façon exponentielle (ce est à dire à un rythme accéléré à mesure qu'ils progressent en dehors), tandis que peut rester à peu près constant (voir paramètre de décélération).

Peu inhomogénéités restent

L'inflation cosmologique a pour effet de lisser importante inhomogénéités, et les anisotropies courbure de l'espace. Cela pousse l'univers dans un état très simple, dans laquelle il est complètement dominée par la inflaton domaine, la source de la constante cosmologique, et les seules inhomogénéités importantes sont les minuscules fluctuations quantiques dans le inflaton. L'inflation dilue également des particules exotiques lourds, tels que le monopôles magnétiques prédites par de nombreuses extensions au modèle standard de la physique des particules . Si l'univers ne était assez chaud pour former ces particules avant une période d'inflation, ils ne seraient pas observées dans la nature, comme ils le seraient si rare qu'il est très probable qu'il y en a pas dans l' univers observable . Ensemble, ces effets sont appelées inflationniste «théorème sans cheveux" par analogie avec la pas théorème de cheveux pour les trous noirs .

Le «non-cheveux" théorème travaille essentiellement en raison de l'horizon cosmologique ne est pas différent d'un horizon du trou noir, à l'exception des désaccords philosophiques sur ce qui est de l'autre côté. L'interprétation du théorème no-cheveux est que l'univers (observables et non observables) élargit par un facteur énorme pendant le gonflage. Dans un univers en expansion, densités d'énergie tombent généralement, ou se dilués, que le volume de l'univers augmente. Par exemple, la densité de courant "froid" matière (poussière) diminue à mesure que l'inverse du volume: quand dimensions linéaires double, la densité d'énergie va vers le bas par un facteur de huit; la densité d'énergie de rayonnement diminue encore plus rapidement que l'univers se étend depuis la longueur d'onde de chaque photon est étiré ( décalée vers le rouge ), en plus des photons étant dispersées par l'expansion. Lorsque les dimensions linéaires sont doublés, la densité d'énergie du rayonnement tombe par un facteur de seize ans. Lors du gonflage, la densité d'énergie dans la inflaton domaine est à peu près constante. Cependant, la densité d'énergie dans des inhomogénéités, courbure, et anisotropies particules exotiques diminue, et à travers ceux-ci suffisante inflation deviennent négligeables. Cela laisse un univers vide, plat et symétrique, qui est rempli de rayonnement lorsque l'inflation se termine.

Exigence clé

Une exigence clé est que l'inflation doit continuer assez longtemps pour produire l'univers observable présente à partir d'un seul petit inflationniste Le volume Hubble. Cela est nécessaire pour se assurer que l'univers semble plat, homogène et isotrope aux plus grandes échelles observables. Cette exigence est généralement considérée comme remplie si l'univers étendu par un facteur d'au moins 10 ²⁶ pendant le gonflage.

Réchauffer

L'inflation est une période de surfondue d'expansion, lorsque la température chute d'un facteur de 100 000 ou plus. (La baisse exact dépend du modèle, mais dans les premiers modèles était typiquement de 10 ²⁷ K jusqu'à 10 K. ²²⁾ Cette température relativement basse est maintenue pendant la phase d'inflation. Lorsque l'inflation se termine la température revient à la température pré-inflationniste; ce est ce qu'on appelle le réchauffage ou la thermalisation parce que la grande énergie potentielle du champ inflaton se désintègre en particules et remplit l'univers du modèle standard des particules, y compris le rayonnement électromagnétique , à partir de la rayonnement dominé la phase de l'Univers. Parce que la nature de l'inflation ne est pas connu, ce processus est encore mal comprise, même si on croit avoir lieu à travers un résonance paramétrique.

Motivations

L'inflation résout plusieurs problèmes dans le Big Bang la cosmologie qui ont été découverts dans les années 1970. L'inflation a été découvert par Guth alors qu'il enquêtait sur le problème de savoir pourquoi nous ne voyons pas monopôles magnétiques aujourd'hui; il a constaté que une énergie positive Faux vide serait, selon la relativité générale , générer une croissance exponentielle de l'espace. Il a été très vite rendu compte que cette expansion permettrait de résoudre de nombreux autres problèmes de longue date. Ces problèmes découlent de l'observation que de regarder comme il le fait aujourd'hui, l'univers devrait avoir commencé à partir de très finement réglé, ou les conditions initiales «spéciaux» à la Big Bang. L'inflation tente de résoudre ces problèmes en fournissant un mécanisme dynamique qui anime l'univers à cet état spécial, rendant ainsi un univers comme le nôtre beaucoup plus probable dans le contexte de la théorie du Big Bang.

Problème de l'horizon

Le horizon problème est le problème de la détermination de la raison pour laquelle l'univers apparaît statistiquement homogène et isotrope selon la principe cosmologique. Par exemple, les molécules dans une cartouche de gaz sont réparties de façon homogène et isotrope parce qu'ils sont en équilibre thermique: gaz dans le réservoir a eu assez de temps pour interagir pour dissiper inhomogénéités et anisotropies. La situation est très différente dans le modèle du big bang sans inflation, parce que l'expansion de gravitation ne donne pas l'univers primitif assez de temps pour se équilibrer. Dans un big bang avec seulement la question et rayonnement connu dans le modèle standard , deux régions très éloignées de l'univers observable ne peut pas avoir équilibrée parce qu'ils se déplacent les uns des autres plus vite que la vitesse de la lumière -ce ne ont jamais entrer en contacts causalité: dans l'histoire de l'univers, de retour aux premiers temps, il n'a pas été possible d'envoyer un signal lumineux entre les deux régions. Parce qu'ils ne ont pas d'interaction, il est difficile d'expliquer pourquoi ils ont la même température (thermiquement équilibrée). En effet, la Rayon de Hubble dans un rayonnement ou un univers dominé par la matière se développe beaucoup plus rapidement que les longueurs physiques et ainsi les points qui sont hors de communication viennent en communication. Historiquement, deux solutions proposées étaient l'univers de Phoenix Georges Lemaître et connexes univers oscillatoire Richard Chase Tolman, et de la Univers de Mixmaster Charles Misner. Lemaître et Tolman proposé un univers soumis à un certain nombre de cycles de contraction et d'expansion pourrait entrer en équilibre thermique. Leurs modèles ne ont pas, toutefois, en raison de l'accumulation d' entropie sur plusieurs cycles. Misner fait la (fin de compte incorrect) conjecture que le mécanisme Mixmaster, qui fait l'univers plus chaotique, pourrait conduire à l'homogénéité et l'isotropie statistique.

Problème de la platitude

Un autre problème est la problème de planéité (qui est parfois appelé l'un des Dicke de rétroannotation, l'autre étant la problème constante cosmologique). Il était connu dans les années 1960 que la densité de matière dans l'univers est comparable à la densité critique nécessaire pour un univers plat (ce est un univers dont à grande échelle la géométrie est l'habitude la géométrie euclidienne , plutôt qu'une non-euclidienne hyperbolique ou géométrie sphérique).

Par conséquent, quel que soit le la forme de l'univers de la contribution de courbure spatiale à l'expansion de l'univers ne pourrait pas être beaucoup plus grande que la contribution de la matière. Mais comme l'univers est en expansion, la courbure Redshifts distance plus lentement que la matière et le rayonnement. Extrapolé dans le passé, cela présente un problème de réglage fin parce que la contribution de courbure de l'univers doit être exponentiellement petite (seize ordres de grandeur inférieure à la densité de rayonnement au big bang nucléosynthèse, par exemple). Ce problème est exacerbé par les récentes observations du fond diffus cosmologique qui ont démontré que l'univers est plat à l'exactitude de quelques pour cent.

Problème Magnetic-monopole

Le problème de monopôle magnétique (parfois appelé le problème exotique reliques) dit que si l'univers primitif était très chaud, un grand nombre de très lourd, stable monopôles magnétiques seraient produites. Ce est un problème avec Théories de Grande Unification, qui propose que, à des températures élevées (comme dans l'univers primitif) la force électromagnétique , fort, et faible forces nucléaires ne sont pas réellement forces fondamentales, mais surviennent en raison de brisure spontanée de symétrie d'un seul théorie de jauge. Ces théories prédisent un certain nombre de particules stables, lourdes qui ne ont pas encore été observées dans la nature. Le plus célèbre est le monopôle magnétique, une sorte de stabilité, "noeud" lourde dans le champ magnétique. Monopôles devraient être produites copieusement Théories de Grande Unification à haute température, et ils auraient persisté jusqu'à nos jours, à tel point qu'ils deviendraient le principal constituant de l'univers. Non seulement est-ce pas le cas, mais toutes les recherches pour eux ont jusqu'ici avéré infructueux, l'imposition de limites strictes sur la densité des monopôles magnétiques relique dans l'univers. Une période d'inflation qui se produit en dessous de la température à laquelle monopôles magnétiques peuvent être produites offrirait une possible résolution de ce problème: monopôles serait séparé de l'autre que l'univers autour d'eux se développe, réduisant potentiellement leur densité observée par plusieurs ordres de grandeur. Bien que, comme cosmologiste Martin Rees a écrit, "sceptiques sur la physique exotique pourraient ne pas être très impressionné par un argument théorique pour expliquer l'absence de particules qui sont eux-mêmes seulement hypothétique. La médecine préventive peut facilement sembler 100 pour cent efficace contre une maladie qui ne existe pas!"

Histoire

Précurseurs

Dans les premiers jours de la relativité générale , Albert Einstein introduit le constante cosmologique pour permettre à un solution statique qui était une sphère en trois dimensions avec une densité uniforme de la matière. Un peu plus tard, Willem de Sitter trouvé un univers gonfler très symétrique, qui décrit un univers avec une constante cosmologique qui est par ailleurs vide. Il a été découvert que la solution d'Einstein est instable, et si il ya des petites fluctuations, il a fini soit effondre ou se transforme en de de Sitter.

Au début des années 1970, Zeldovich remarqué la planéité et l'horizon de graves problèmes de la cosmologie du Big Bang; avant que son travail, la cosmologie était présumé être symétrique pour des raisons purement philosophiques. En Union soviétique, ce conduit et d'autres considérations et Belinski Khalatnikov d'analyser la chaotique BKL singularité dans la relativité générale. Misner de Univers mixmaster tenté d'utiliser ce comportement chaotique de résoudre les problèmes cosmologiques, avec un succès limité.

À la fin des années 1970, Sidney Coleman a appliqué le développée par des techniques instanton Alexander Polyakov et ses collaborateurs d'étudier le sort de la fausse vide dans la théorie quantique des champs. Comme une phase métastable en mécanique statistique eau en dessous de la température de congélation ou au-dessus du point-un champ quantique d'ébullition aurait besoin d'nucléer une grosse bulle de la nouvelle assez vide, la nouvelle phase, afin de faire une transition. Coleman a trouvé la voie de décroissance le plus probable pour la désintégration de vide et la durée de vie calculée inverse par unité de volume. Il a finalement noté que les effets gravitationnels seraient importantes, mais il n'a pas calculer ces effets et ne se appliquait pas les résultats à la cosmologie.

En Union soviétique, Alexei Starobinsky noter que des corrections quantiques à la relativité générale devraient être importantes dans l'univers primitif, et ceux-ci conduira générique pour courbure-squared corrections à la Action d'Einstein-Hilbert. La solution des équations d'Einstein dans la présence d'une courbure carré termes, lorsque les courbures sont grandes, peut conduire à une constante cosmologique efficace, donc il a proposé que l'univers primitif passé par une phase de DESITTER, une ère inflationniste. Ce résolu les problèmes de la cosmologie, et a conduit à des prévisions spécifiques pour les corrections au rayonnement de fond, des corrections qui ont été calculé en détail un peu plus tard.

En 1978, Zeldovich noté le problème de monopole, qui était une version quantitative sans ambiguïté du problème de l'horizon, cette fois dans un sous-champ à la mode de la physique des particules, qui a conduit à plusieurs tentatives spéculatives de le résoudre. En 1980, travaillant dans l'ouest, Alan Guth a réalisé cette fausse décroissance de vide dans l'univers primitif permettrait de résoudre le problème, le conduisant à proposer scalaire inflation entraînée. Starobinsky de et les scénarios de Guth fois prédit une phase de DESITTER initiale, ne différant que par les détails du mécanisme.

Les premiers modèles inflationnistes

L'inflation a été proposé en Janvier 1980 par Alan Guth comme un mécanisme pour résoudre ces problèmes. Dans le même temps, a fait valoir que Starobinsky corrections quantiques à la gravité remplaceraient la singularité initiale de l'univers avec une phase DESITTER croissance exponentielle. En Octobre 1980, le Démosthène Kazanas suggéré que l'expansion exponentielle pourrait éliminer l' horizon de particules et peut-être résoudre le problème de l'horizon, tandis que Sato a suggéré que la croissance exponentielle pourrait éliminer murs de domaine (une autre sorte de relique exotique). En 1981 Einhorn et Sato ont publié un modèle similaire à Guth de et ont montré qu'il permettrait de résoudre le casse-tête de la magnétique abondance de monopole dans Théories de Grande Unification. Comme Guth, ils ont conclu qu'un tel modèle non seulement nécessaire un réglage fin de la constante cosmologique, mais serait également très probablement conduire à un univers beaucoup trop granuleux, ce est à dire, à de grandes variations de densité résultant de collisions de paroi de la bulle.

La taille physique du Rayon de Hubble (trait plein) en fonction de l'expansion linéaire (facteur d'échelle) de l'univers. Au cours de l'inflation cosmologique, le rayon de Hubble est constante. La longueur d'onde d'un mode physique de perturbation (en pointillés) est également indiquée. L'intrigue illustre comment le mode de perturbation grandit que l'horizon cosmologique pendant le gonflage avant de revenir à l'intérieur de l'horizon, qui se développe rapidement au cours de la domination de rayonnement. Si l'inflation cosmologique avait jamais eu lieu, et la domination de rayonnement a continué de retour jusqu'à ce qu'un singularité gravitationnelle, le mode ne aurait jamais été en dehors de l'horizon dans l'univers très tôt, et aucune mécanisme de causalité aurait pu se assurer que l'univers était homogène à l'échelle du mode de perturbation.

Guth a proposé que l'univers primitif refroidi, il a été piégé dans un fausse vide avec une haute densité d'énergie, qui est un peu comme un constante cosmologique. Comme l'univers très tôt il a été refroidi piégé dans un état métastable (ce était surfusion) dont il ne pouvait sortir de la pourriture dans le processus de nucléation des bulles via tunnel quantique. Bulles de vrai vide former spontanément dans la mer de faux vide et commencer en pleine expansion à la vitesse de la lumière . Guth a reconnu que ce modèle était problématique parce que le modèle n'a pas réchauffer correctement: lorsque les bulles nucléées, ils ne génèrent aucun rayonnement. Rayonnement ne pouvait être généré lors de collisions entre parois des bulles. Mais si l'inflation a duré assez longtemps pour résoudre les problèmes conditions initiales, les collisions entre les bulles sont devenus extrêmement rares. En tout état de cause à effet correctif une, il est probable que seule une bulle nucléée.

Lent-roll inflation

Le problème bulle de collision a été résolu par Andrei Linde et indépendamment par Andreas Albrecht et Paul Steinhardt dans un modèle nommé nouveau l'inflation ou lent-roll inflation (le modèle de Guth est ensuite devenu connu sous le nom ancien de l'inflation). Dans ce modèle, au lieu de l'effet tunnel d'un état de faux vide, se est produite l'inflation par un champ scalaire dévalant une colline d'énergie potentielle. Lorsque les rouleaux de terrain très lentement par rapport à l'expansion de l'univers, l'inflation se produit. Toutefois, lorsque la colline devient plus raide, les extrémités de l'inflation et réchauffage peuvent se produire.

Effets des asymétries

Finalement, il a été montré que le nouveau gonflage ne produit pas un univers parfaitement symétrique, mais que les petites fluctuations quantiques du inflaton sont créés. Ces minuscules fluctuations forment les graines primordiales pour toute la structure créée dans l'univers plus tard. Ces fluctuations ont d'abord été calculés par Viatcheslav Mukhanov et GV Chibisov dans l' Union soviétique dans l'analyse de modèle similaire de Starobinsky. Dans le contexte de l'inflation, ils ont été élaborés indépendamment des travaux de Mukhanov et Chibisov au trois semaines Nuffield 1982 Atelier sur l'Univers Very Early à l'Université de Cambridge . Les fluctuations ont été calculés par quatre groupes de travail séparément au cours de l'atelier: Stephen Hawking ; Starobinsky; Guth et So-Young Pi; et James M. Bardeen, Paul Steinhardt et Michael Turner.

État observationnelle

L'inflation est un mécanisme pour réaliser le principe cosmologique qui est la base du modèle standard de la cosmologie physique: il représente l'homogénéité et l'isotropie de l'univers observable. En outre, elle rend compte de la planéité et l'absence observée de monopôles magnétiques. Depuis les premiers travaux de Guth, chacun de ces observations a reçu une nouvelle confirmation, le plus impressionnant par les observations détaillées du fond diffus cosmologique faites par le Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) vaisseau spatial. Cette analyse montre que l'univers est plat avec une précision d'au moins quelques pour cent, et qu'il est homogène et isotrope à une partie dans 10.000.

En outre, l'inflation prédit que formé les structures visibles dans l'univers d'aujourd'hui à travers la effondrement gravitationnel des perturbations qui ont été formés que les fluctuations de la mécanique quantique dans l'époque inflationniste. La forme détaillée du spectre de perturbations appelé près-échelle invariant Champ aléatoire gaussienne (ou spectre Harrison-Zel'dovich) est très spécifique et a seulement deux paramètres libres, l'amplitude du spectre et l'indice spectral qui mesure la légère déviation de l'invariance d'échelle prévue par l'inflation (parfait invariance d'échelle correspond à la idéalisée de Sitter univers). L'inflation prédit que les perturbations observées devraient être en équilibre thermique avec l'autre (ils sont appelés adiabatique ou perturbations isentropes). Cette structure des perturbations a été confirmée par la sonde WMAP et d'autres expériences cosmologique de fond, et enquêtes galaxies, en particulier les cours Sloan Digital Sky Survey. Ces expériences ont montré que, d'une part en 10 000 inhomogénéités observées ont exactement la forme prédite par la théorie. En outre, il existe des preuves d'une légère déviation de l'invariance d'échelle. L'indice spectral, n _s est égal à un pour un spectre d'échelle invariant. Les modèles les plus simples de l'inflation prédisent que cette quantité est comprise entre 0,92 et 0,98. A partir des données prises par la sonde WMAP on peut en déduire que n _s = 0,963 ± 0,012, ce qui implique qu'il diffère de l'autre au niveau de deux écarts-types (2σ). Ceci est considéré comme une confirmation importante de la théorie de l'inflation.

Un certain nombre de théories de l'inflation ont été proposées qui font radicalement différentes prédictions, mais ils ont généralement beaucoup plus réglage fin ne est nécessaire. Comme un modèle physique, toutefois, l'inflation est le plus précieux en ce qu'il prévoit robuste les conditions initiales de l'univers basé sur seulement deux paramètres réglables: l'indice spectral (qui ne peut changer dans une petite gamme) et l'amplitude des perturbations. Sauf dans les modèles artificiels, ce est vrai quel que soit l'inflation est réalisé en physique des particules.

Occasionnellement, des effets sont observés, qui semblent contredire les modèles les plus simples de l'inflation. Les données de WMAP de première année a suggéré que le spectre pourrait ne pas être près échelle invariant, mais pourrait plutôt avoir une légère courbure. Toutefois, les données de troisième année ont révélé que l'effet était une anomalie statistique. Un autre effet a été remarquée depuis le premier fond diffus cosmologique par satellite, le Cosmic Background Explorer: l'amplitude de la moment quadrupolaire du fond diffus cosmologique est étonnamment faible et les autres multipoles faibles semblent être préférentiellement aligné avec le plan de l'écliptique. Certains ont prétendu que ce est une signature de non-gaussianité et contredit ainsi les modèles les plus simples de l'inflation. D'autres ont suggéré que l'effet peut être dû à autre nouvelle physique, la contamination premier plan, ou même biais de publication.

Un programme expérimental est en cours pour promouvoir l'inflation de test avec des mesures plus précises du fond diffus cosmologique. En particulier, des mesures de haute précision de la soi-disant «modes B" de la polarisation du rayonnement de fond seront la preuve de la rayonnement gravitationnel produit par l'inflation, et ils seront également montrer si l'échelle d'énergie de l'inflation prédit par les modèles les plus simples (10 ¹⁵ -10 ¹⁶ GeV) est correct. Ces mesures doivent être effectuées par le Planck, même se il est difficile de savoir si le signal sera visible, ou si la contamination de sources de premier plan va interférer avec ces mesures. D'autres mesures à venir, tels que ceux de 21 centimètre rayonnement (rayonnement émis à partir de l'hydrogène absorbé et neutre avant le premières étoiles allumés), peut mesurer le spectre de puissance avec encore plus de résolution que les enquêtes micro-ondes de fond et Galaxy cosmiques, mais on ne sait pas si ces mesures seront possibles ou si des interférences avec les sources de radio sur terre et dans la galaxie sera trop grande.

L'énergie sombre est globalement similaire à l'inflation, et est pensé pour être la cause de l'expansion de l'univers d'aujourd'hui se accélérer. Cependant, l'échelle d'énergie de l'énergie sombre est beaucoup plus faible, 10 ^-12 GeV, environ 27 ordres de grandeur inférieure à l'échelle de l'inflation.

Statut théorique

Dans la proposition précoce de Guth, on pensait que le inflaton était le Higgs champ, le champ qui explique la masse des particules élémentaires. On pense maintenant que la inflaton ne peut être le champ de Higgs bien que la récente découverte du boson de Higgs a augmenté le nombre d'œuvres qui envisagent le champ de Higgs que inflaton. Autres modèles d'inflation sont appuyés sur les propriétés de grandes théories unifiées. Depuis les modèles les plus simples de grande unification ont échoué, il est maintenant considéré par de nombreux physiciens que l'inflation sera inclus dans un la théorie supersymétrique comme la théorie des cordes ou une grande théorie unifiée supersymétrique. À l'heure actuelle, alors que l'inflation est entendu principalement par ses prédictions détaillées de la conditions initiales pour l'univers primitif chaud, la physique des particules est en grande partie la modélisation ad hoc.En tant que tel, bien que les prévisions d'inflation ont été cohérents avec les résultats des tests d'observation, il ya beaucoup de questions ouvertes sur la théorie.

Problème de réglage fin

Un des défis les plus graves pour l'inflation découle de la nécessité d' un réglage fin dans les théories inflationnistes. Dans la nouvelle inflation, les conditions lent roulis doivent être satisfaites pour que l'inflation se produit. Les conditions lent-roll disent que le inflaton potentiel doit être plat (par rapport à la grande énergie du vide) et que les particules inflaton doit avoir une petite masse. Pour que la nouvelle théorie de l'inflation de Linde, Albrecht et Steinhardt pour être réussie, donc, il semble que l'univers doit avoir un champ scalaire avec un conditions initiales potentiels et spéciaux en particulier plats.

Andrei Linde

Andrei Linde a proposé une théorie connue sous le nom de l'inflation chaotique dans laquelle il a suggéré que les conditions en matière d'inflation sont en fait satisfait tout à fait générique et l'inflation auront lieu dans pratiquement tous les univers qui commence dans un état ​​d'énergie chaotique de haut et a un champ scalaire avec énergie potentielle illimitée. Cependant, dans son modèle le champ inflaton prend nécessairement des valeurs plus grandes que d'une unité de Planck: pour cette raison, ils sont souvent appelés grand champ modèles et les nouveaux modèles d'inflation concurrents sont appelés petits terrain modèles. Dans cette situation, les prédictions de la théorie de champ effectif sont pensés pour être valide, comme renormalisation devrait provoquer d'importantes corrections qui pourraient empêcher l'inflation. Ce problème n'a pas encore été résolu et certains cosmologistes valoir que les modèles de champ petits, où l'inflation peut se produire à une échelle beaucoup moins d'énergie, sont de meilleurs modèles de l'inflation. Alors que l'inflation dépend de la théorie quantique des champs (et du rapprochement semi-classique à la gravité quantique) de façon importante, il n'a pas été complètement réconcilié avec ces théories.

Robert Brandenberger a commenté le réglage fin dans une autre situation. L'amplitude des inhomogénéités primordiales produits de l'inflation est directement liée à l'échelle de l'énergie de l'inflation. Il ya des suggestions fortes que cette échelle est d'environ 10 ¹⁶ GeV ou 10 ^-3 fois la énergétiques Planck. L'échelle naturelle est naïvement l'échelle de Planck donc cette petite valeur pourrait être considéré comme une autre forme de réglage fin (appelé un problème de hiérarchie): la densité d'énergie donnée par le potentiel scalaire est en baisse de 10 ^-12 par rapport à la densité de Planck. Ceci est généralement pas considéré comme un problème critique, cependant, parce que l'ampleur de l'inflation correspond naturellement à l'échelle de l'unification de la jauge.

L'inflation éternelle

Dans de nombreux modèles d'inflation, la phase inflationniste de l'expansion de l'univers ne dure éternellement au moins dans certaines régions de l'univers. Cela se produit parce que les régions de gonflage développer très rapidement, se reproduire. À moins que le taux de décroissance de la phase non-gonflage est suffisamment rapide, de nouvelles régions de gonflage sont produites plus rapidement que les régions non-gonflant. Dans ces modèles plus du volume de l'univers à un moment donné gonfle. Tous les modèles d'inflation éternelle produisent un multivers infinie, généralement une fractale.

Bien que l'inflation nouvelle roule classiquement sur ​​le potentiel, les fluctuations quantiques peuvent parfois ramener à des niveaux précédents. Ces régions dans lesquelles l' expansion vers le haut inflaton fluctue beaucoup plus rapide que les régions dans lesquelles la inflaton a une énergie potentielle plus faible et ont tendance à dominer en termes de volume physique. Cet état ​​d'équilibre, qui a d'abord développé par Vilenkin, est appelé "l'inflation éternelle". Il a été démontré que toute théorie inflationniste avec un potentiel sans limite est éternel. Il est une conclusion populaire parmi les physiciens que cet état ​​stationnaire peut pas continuer éternellement dans le passé. L'espace-temps inflationniste, qui est similaire à l'espace dé Sitter, est incomplète sans une région de passation de marchés. Cependant, contrairement à l'espace de Sitter, les fluctuations dans un espace inflationniste contractants seront effondrer pour former une singularité gravitationnelle, un point où les densités deviennent infinies. Par conséquent, il est nécessaire d'avoir une théorie pour des conditions initiales de l'univers. Linde, cependant, croit l'inflation peut être passé éternel.

Conditions initiales

Certains physiciens ont essayé d'éviter des conditions initiales problème en proposant des modèles pour un univers gonfler éternellement sans origine. Ces modèles proposent que tout l'univers, sur les plus grandes échelles, développe de façon exponentielle, il a été, est et sera toujours, l'espace infini et a existé, et existera toujours.

Autres propositions tentent de décrire la création ex nihilo de l'univers basé sur la cosmologie quantique et l'inflation suivant. Vilenkin mis de l'avant un tel scénario. Hartle et Hawking offert la proposition no-limite pour la création initiale de l'univers dans lequel l'inflation vient tout naturellement.

Alan Guth a décrit l'univers inflationniste comme "ultime déjeuner gratuit": de nouveaux univers, semblable à la nôtre, sont produits en permanence dans un vaste contexte de gonflage. Les interactions gravitationnelles, dans ce cas, contourner (mais ne violent pas) la première loi de la thermodynamique ( conservation de l'énergie) et la deuxième loi de la thermodynamique ( entropie et de la flèche du problème de temps). Cependant, alors qu'il ya un consensus que cela résout le problème initial conditions, certains ont contesté ce, car il est beaucoup plus probable que l'univers est venu à propos par une fluctuation quantique. Donald Page était un critique virulent de l'inflation en raison de cette anomalie. Il a souligné que la thermodynamique flèche du temps nécessite faible entropie conditions initiales, ce qui serait très peu probable. Selon eux, plutôt que de résoudre ce problème, la théorie de l'inflation aggrave encore il - le réchauffement à la fin de l'inflation de l'époque des augmentations d'entropie, ce qui rend nécessaire pour l'état initial de l'Univers pour être encore plus ordonnée que dans les autres théories du Big Bang sans phase de l'inflation.

Hawking et la page plus tard trouvé des résultats ambigus lorsqu'ils ont tenté de calculer la probabilité de l'inflation dans l'état initial Hartle-Hawking. D'autres auteurs ont fait valoir que, puisque l'inflation est éternelle, la probabilité n'a pas d'importance tant qu'il est pas précisément zéro: une fois qu'il démarre, l'inflation se perpétue et domine l'univers rapidement. Cependant, Albrecht et Lorenzo Sorbo ont fait valoir que la probabilité d'un cosmos inflationnistes cohérentes avec les observations d'aujourd'hui, émergents par une fluctuation aléatoire de quelque état ​​préexistant, par rapport à un cosmos non-inflationnistes favorise massivement le scénario inflationniste, tout simplement parce que le " semence "quantité d'énergie non-gravitationnelle nécessaire pour le cosmos inflationnistes est donc beaucoup moins que tout nécessaire pour une alternative non inflationniste, qui l'emporte sur toutes les considérations entropiques.

Un autre problème qui a parfois été mentionné est les effets problématiques trans-Planck ou trans-Planck. Depuis l'échelle d'énergie de l'inflation et de l'échelle de Planck sont relativement proches, quelques-uns des fluctuations quantiques qui ont fait de la structure de notre univers était plus petite que la longueur de Planck avant que l'inflation. Par conséquent, il devrait y avoir des corrections de la physique l'échelle de Planck, en particulier la théorie quantique de la gravité inconnue. Il ya eu un certain désaccord sur l'ampleur de cet effet: à savoir si il est juste sur le seuil de détectabilité ou totalement indétectable.

L'inflation hybride

Un autre type de l'inflation, appelée l'inflation hybride , est une extension de la nouvelle inflation. Il introduit champs scalaires supplémentaires, de sorte que, si l'un des champs scalaires est responsable de la lente inflation de roulis normale, une autre déclenche la fin du gonflage: lorsque l'inflation est poursuivi pendant suffisamment longtemps, il devient favorable pour le deuxième champ à désintégrer en une beaucoup plus faible état d'énergie.

En l'inflation hybride, un des champs scalaires est responsable de la plupart de la densité d'énergie (déterminant ainsi le taux d'expansion), tandis que l'autre est responsable pour le déploiement lent (déterminant ainsi la période de l'inflation et sa terminaison). Ainsi les fluctuations de l'ancien inflaton ne toucheraient pas la résiliation de l'inflation, tandis que les fluctuations de ce dernier ne seraient pas affecter le taux d'expansion. Par conséquent l'inflation hybride est pas éternel. Lorsque le second (lente laminage) inflaton atteint le bas de son potentiel, il modifie l'emplacement du minimum de potentiel de la première inflaton, ce qui conduit à un rouleau rapide de la inflaton bas de son potentiel, ce qui conduit à la cessation de l'inflation.

L'inflation et la chaîne cosmologie

La découverte de compactifications flux ont ouvert la voie pour concilier la théorie de l'inflation et de la ficelle. Une nouvelle théorie, appelée Brane l'inflation suggère que l'inflation découle de la motion de D-branes dans la géométrie compacifié, généralement vers une pile d'anti-D-branes. Cette théorie, régie par la mesure de Dirac-Born-Infeld , est très différente de l'inflation ordinaire. Les dynamiques sont pas complètement compris. Il semble que des conditions particulières sont nécessaires puisque l'inflation se produit dans tunnel entre deux vacua dans le paysage de la chaîne. Le processus de tunnel entre deux vacua est une forme de vieille inflation, mais l'inflation nouvelle doit alors se produire par un autre mécanisme.

L'inflation et la gravitation quantique à boucles

La théorie des cordes exige que, en plus des trois dimensions spatiales que nous observons, il existe d'autres dimensions qui sont recroquevillés ou compacifié (voir également la théorie de Kaluza-Klein). Dimensions supplémentaires apparaissent comme une composante fréquente des modèles de supergravité et d'autres approches à la gravité quantique. Cela soulève la question de savoir pourquoi quatre dimensions d'espace-temps est devenu grand et le reste est devenu unobservably petite. Une tentative de répondre à cette question, appelé la cosmologie de gaz de chaîne , a été proposée par Robert Brandenberger et Cumrun Vafa. Ce modèle met l'accent sur ​​la dynamique du début de l'univers considéré comme un gaz chaud de chaînes. Brandenberger et Vafa montrent qu'une dimension de l'espace-temps ne peut se développer si les cordes qui serpentent autour de lui peuvent efficacement anéantir l'autre. Chaque chaîne est un objet unidimensionnel, et le plus grand nombre de dimensions dans lequel deux chaînes seront génériquement croisent (et, sans doute, annihilent) est de trois. Par conséquent, on estime que le nombre le plus probable de (grandes) dimensions spatiales non-compactes est de trois. Les travaux en cours sur ce modèle tient à savoir si elle peut réussir à stabiliser la taille des dimensions compacifié et produire le spectre correct des perturbations de densité primordiales. Pour une revue récente, voir Les auteurs admet que leur modèle "ne résout pas les problèmes entropie et de planéité de la cosmologie norme ..... et nous pouvons fournir aucune explication à savoir pourquoi l'univers actuel est si proche d'être spatialement plat."

Le ekpyrotique et modèles cycliques sont également considérés comme des compléments à l'inflation. Ces modèles de résoudre le problème de l'horizon à travers une époque expansion bien avant le Big Bang, puis génèrent le spectre de perturbations primordiales de densité nécessaire au cours d'une phase de contraction menant à un Big Crunch. L'univers passe par le Big Crunch et émerge dans une chaude Big Bang phase. En ce sens, ils rappellent la univers oscillant proposé par Richard Chace Tolman: cependant, dans le modèle de Tolman l'âge total de l'univers est nécessairement finie, alors que dans ces modèles ce l'est pas nécessairement. Que le bon spectre de fluctuations de densité peut être produite, et si l'univers ne peut naviguer avec succès la transition Big Bang / Big Crunch, reste un sujet de controverse et de la recherche actuelle. Modèles ekpyrotique éviter le problème de monopole magnétique aussi longtemps que la température à la transition Big Crunch / Big Bang reste en dessous de l'échelle de Grande Unification, car cela est la température requise pour produire des monopôles magnétiques en premier lieu. En l'état, il n'y a aucune preuve d'une «ralentissement» de l'expansion, mais cela n'a rien de surprenant car on prévoit chaque cycle pour durer de l'ordre de un trillion d'années.

Un autre complément, lavitesse variable de la lumière modèle a également été théorisée parJean-Pierre Petit en 1988,John Moffat en 1992 ainsi Andreas Albrecht et João Magueijo en 1999, au lieu de l'expansion supraluminique la vitesse de la lumière est de 60 ordres de grandeur plus rapide que sa valeur actuelle résoudre les problèmes horizon et d'homogénéité dans l'univers précoce.

Les critiques

Depuis son introduction par Alan Guth en 1980, le paradigme inflationniste est devenu largement accepté. Néanmoins, de nombreux physiciens, des mathématiciens et des philosophes des sciences ont exprimé des critiques, affirmant promesses non tenues et le manque de soutien empirique sérieuse. En 1999, John Earman et Jesús Mosterín publié une analyse critique approfondie de la cosmologie inflationniste, concluant que "nous ne pensons pas qu'il existe, encore, de bonnes raisons pour admettre l'un des modèles de l'inflation dans le noyau standard de la cosmologie". Depuis 1999, les résultats de la mission WMAP en 2006 fait le cas empirique de l'inflation cosmique très convaincante.

Afin de travailler, et comme l'a souligné Roger Penrose à partir de 1986, l'inflation nécessite conditions initiales extrêmement spécifiques de son propre, de sorte que le problème (ou pseudoproblem) des conditions initiales ne sont pas résolus: "Il ya quelque chose de fondamentalement erroné d'essayer de expliquer l'uniformité du début de l'univers comme résultant d'un processus de thermalisation. [...] Car, si la thermalisation est en train de faire quoi que ce soit [...] alors il représente une nette augmentation de l'entropie. Ainsi, l'univers aurait été encore plus spécial avant la thermalisation qu'après "Le problème de spécifique ou" affiné "conditions initiales auraient pas été résolu. il aurait empiré.

Une critique récurrente de l'inflation est que le champ de l'inflation invoquée ne correspond pas à un champ physique connue, et que sa courbe d'énergie potentielle semble être un artifice ad hoc pour accueillir presque toutes les données que nous pouvions obtenir. Paul J. Steinhardt, l'un des pères de la cosmologie inflationniste fondateur, est récemment devenu l'un de ses plus fortes critiques. Il appelle «mauvais inflation» une période d'expansion accélérée dont l'issue des conflits avec les observations et la «bonne inflation» qui soit compatible avec eux: «Non seulement est mauvaise inflation plus susceptibles que de bien l'inflation, mais pas d'inflation est plus probable que ce soit. ... Roger Penrose a examiné toutes les configurations possibles de l'inflaton et champs gravitationnels. Certains de ces configurations conduire à l'inflation ... Autres configurations conduisent à un uniforme, univers plat inflation directement -sans. Obtention d'un univers plat est globalement peu probable. Conclusion choquante de Penrose, cependant, était que l'obtention d'un univers plat sans inflation est beaucoup plus probable que l'inflation -par un facteur de 10 à l'googol (10 à 100) de puissance! "