Cinq plus grandes prédictions de l'inflation spatiale
Ce n'est plus une théorie spéculative, puisque quatre d'entre elles ont été confirmées.
Les idées scientifiques doivent être simples, explicatives et prédictives. Et à notre connaissance, le multivers inflationniste ne possède pas de telles propriétés.
- Paul Steinhart, 2014
En pensant au Big Bang, nous imaginons le point de départ de l'Univers: un état chaud, dense et en expansion d'où tout a émergé. Après avoir remarqué et mesuré l'expansion actuelle de l'Univers - les galaxies se dispersant les unes des autres, nous pouvons non seulement déterminer le destin de l'Univers, mais aussi son début.
Mais cet état chaud et dense pose à lui seul de nombreuses questions, notamment:• Pourquoi les régions très éloignées et différentes de l'espace qui n'ont pas pu échanger des informations depuis le début des temps sont-elles remplies de la même densité de matière et de rayonnement de la même température?• Pourquoi un univers qui s'est effondré s'il y avait plus de substance en lui, ou s'est étendu à un état de non-existence, s'il y avait moins de substance en lui, est-il si parfaitement équilibré?• Et où, si l'Univers était dans un état très chaud et dense, toutes ces particules reliques de haute énergie (comme les monopôles magnétiques) qui devraient théoriquement être faciles à détecter aujourd'hui?Des réponses aux questions ont été trouvées à la fin de 1979, au début de 1980, quand Alan Gut a avancé la théorie de l'inflation cosmique.
En acceptant que le Big Bang ait été précédé d'un état dans lequel l'Univers n'était pas rempli de matière et de rayonnement, mais seulement avec une grande quantité d'énergie inhérente au cosmos lui-même, Gut a réussi à résoudre tous ces problèmes. En outre, en 1980, d'autres développements ont eu lieu qui ont permis de trouver de nouvelles classes de modèles qui aident les modèles inflationnistes à reproduire l'univers d'aujourd'hui:• rempli de matière et de rayonnement,• isotrope (le même dans toutes les directions),• homogène (le même en tous points),• chaud, dense et en expansion à l'état initial.Ces modèles ont été développés par Andrey Linde, Paul Steinhart, Andy Albrecht, et des détails supplémentaires ont été élaborés par Henry Tye, Bruce Allen, Alexey Starobinsky, Michael Turner, David Schramm, Rocky Kolb et d'autres.
Nous avons trouvé quelque chose de remarquable: deux classes généralisées de modèles nous ont donné tout ce dont nous avions besoin. Il y avait une nouvelle inflation, avec le potentiel plat en haut, à partir duquel le champ d'inflation pouvait «rouler lentement» vers le bas, et il y avait une inflation chaotique avec un potentiel en forme de U, à partir de laquelle il pouvait également rouler lentement.Dans les deux cas, l'espace s'est élargi exponentiellement, s'est redressé, ses propriétés étaient les mêmes partout, et quand l'inflation a pris fin, vous êtes retourné dans un univers très similaire au nôtre. En outre, vous avez reçu cinq prévisions supplémentaires, observations sur lesquelles à ce moment-là n'était pas encore.
1) Univers plat. Au début des années 1980, nous avons terminé une étude des galaxies, des amas galactiques et commencé à comprendre la structure à grande échelle de l'univers. Sur la base de ce que nous avons vu, nous avons pu mesurer deux indicateurs:• La densité critique de l'Univers, c'est-à-dire la densité de matière, nécessaire pour l'équilibre parfait de l'Univers entre recollapse et expansion éternelle.• La densité réelle de matière dans l'Univers, non seulement la matière lumineuse, le gaz, la poussière et le plasma, mais toutes les sources, y compris la matière noire, qui exerce un effet gravitationnel.Nous avons constaté que le deuxième indicateur variait de 10% à 35% du premier, selon la source de données. En d'autres termes, la matière dans l'Univers était bien inférieure à la quantité critique - ce qui signifie que l'Univers est ouvert.Mais l'inflation prédit un univers plat. Elle prend l'Univers de n'importe quelle forme et l'étire à un état plat, ou au moins à un état indiscernable d'un état plat. Beaucoup de gens ont essayé de construire des modèles d'inflation qui ont donné à l'univers une courbure négative (ouverte), mais sans succès.
Avec l'avènement de l'ère de l'énergie noire à la suite de l'observation de la supernova en 1998, suivie de la collecte de données dans le projet WMAP, publié pour la première fois en 2003 (et des données du projet Boomerang, publiées un peu plus tôt), nous avons conclu que l'Univers est en fait plat , et la raison de la faible densité de matière était la présence de cette nouvelle forme d'énergie inattendue.
2) Un univers avec des fluctuations à une échelle plus grande que la lumière peut vaincre. L'inflation - provoquant une expansion exponentielle de l'espace de l'univers - gonfle ce qui se passe à de très petites échelles, à de très grandes. L'univers d'aujourd'hui a son incertitude inhérente au niveau quantique, de petites fluctuations d'énergie dues au principe d'incertitude de Heisenberg.Mais pendant l'inflation, ces fluctuations d'énergie à petite échelle étaient censées s'étendre à travers tout l'univers à des échelles macroscopiques gigantesques, s'étirant sur toute sa longueur! (En général, et même plus loin, puisque nous ne pouvons rien observer qui se situe en dehors de l'Univers observable).
Mais en regardant les fluctuations du rayonnement CMB à plus grande échelle, ce que le projet COBE a pu faire dans une certaine mesure en 1992, nous avons trouvé ces fluctuations. Et avec les résultats améliorés du WMAP, nous avons pu mesurer leur ampleur et voir qu'ils sont cohérents avec les prévisions d'inflation.
3) Un univers avec des fluctuations adiabatiques, c'est-à-dire avec une entropie universellement identique. Les fluctuations peuvent être différentes: adiabatique, courbure constante ou un mélange des deux types. L'inflation prévoyait des fluctuations adiabatiques à 100%, ce qui signifiait la présence de paramètres CMB bien définis qui pouvaient être mesurés dans WMAP et de structures à grande échelle mesurées dans des projets 2dF et SDSS. Si les radiations reliques et les fluctuations à grande échelle sont liées les unes aux autres, elles sont adiabatiques et, dans le cas contraire, elles peuvent avoir une courbure constante. Si l'Univers avait un ensemble différent de fluctuations, nous ne l'aurions pas su avant 2000!
Mais ce point était tellement pris pour acquis, grâce au reste du succès de la théorie de l'inflation, que sa confirmation est passée presque inaperçue. C'était juste une confirmation de ce que nous «savons» déjà, même si en réalité c'était aussi révolutionnaire que tout le monde.
4) Un univers dans lequel le spectre de fluctuation était légèrement plus petit que celui de l'échelle invariante (n s <1). C'est une prédiction sérieuse! Bien entendu, l'inflation, en général, prédit que les fluctuations devraient être invariables sur l'échelle. Mais il y a un hic, ou une clarification: la forme des potentiels inflationnistes affecte la façon dont le spectre des fluctuations diffère de l'invariance d'échelle idéale.Des modèles de travail découverts dans les années 1980 ont prédit que le spectre de fluctuation (indice spectral scalaire, n s) devrait être légèrement inférieur à 1, quelque part entre 0,92 et 0,98, selon le modèle utilisé.
Lorsque nous avons reçu les données d'observation, nous avons constaté que la quantité mesurée, n s , était d'environ 0,97, avec une erreur (selon les mesures du CMB par le projet BAO) de 0,012. Ils ont d'abord été remarqués dans WMAP, et cette observation a été non seulement confirmée, mais également renforcée au fil du temps par d'autres. Elle est en effet inférieure à l'unité, et seule l'inflation a fait cette prédiction.
5) Et enfin, l'Univers avec un certain spectre de fluctuations des ondes gravitationnelles. Il s'agit de la dernière prédiction, la seule qui ne soit pas encore confirmée. Certains modèles - par exemple, le modèle d'inflation chaotique de Linde - produisent des ondes gravitationnelles à grande échelle (de telles ondes auraient dû être remarquées par le BICEP2), tandis que d'autres, comme le modèle Albrecht-Steinhardt, peuvent produire de très petites ondes gravitationnelles.
Nous savons quel type de spectre ils devraient avoir et comment ces ondes interagissent avec les fluctuations de la polarisation du rayonnement CMB. L'incertitude ne réside que dans leur force, qui peut être trop petite pour être observée, selon le modèle d'inflation qui est correct.Pensez-y la prochaine fois que vous lirez un article sur la nature spéculative de la théorie de l'inflation, ou sur la façon dont l'un des fondateurs de la théorie doute de sa véracité. Oui, les gens essaient de trouver des trous dans les meilleures théories et recherchent des alternatives; nous, scientifiques, faisons cela.
Mais l'inflation n'est pas une sorte de monstre théorique, dissocié des observations. Elle a fait cinq nouvelles prédictions, dont quatre que nous avons confirmées! Elle a peut-être prédit des choses que nous ne savons pas encore tester, comme le multivers, mais cela ne la prive pas de ses succès.La théorie de l'inflation cosmique n'est plus spéculative. Grâce aux observations des radiations reliques et des structures à grande échelle de l'Univers, nous avons pu confirmer ses prédictions. Ceci est le tout premier de tous les événements qui se sont produits dans notre univers. L'inflation cosmique s'est produite avant le Big Bang et a tout préparé pour son apparition. Et peut-être que nous pouvons encore apprendre beaucoup grâce à elle!Source: https://habr.com/ru/post/fr399505/
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