Sur le site de conférences gratuites MIT OpenCourseWare a posté un
cours de conférences sur la cosmologie d' Alan Gus, l'un des créateurs du modèle inflationniste de l'univers. Le cours m'a semblé suffisamment intéressant pour commencer à le traduire.
Nous vous proposons une traduction de la première conférence: «Cosmologie inflationniste. Notre univers fait-il partie d'un multivers? Partie 1 ".
La diapositive de titre montre une photographie du satellite Planck. Ce satellite a été lancé il y a plusieurs années pour mesurer le rayonnement de fond cosmique. Le rayonnement de fond cosmique est la clé la plus importante pour comprendre l'histoire de l'univers. Le Planck est le troisième satellite entièrement conçu pour mesurer le rayonnement de fond cosmique. Le premier satellite s'appelait COBE, puis WMAP, maintenant Planck.
Le Planck est toujours en orbite. En fait, il a terminé la collecte des données, bien que l'analyse de ces données soit loin d'être terminée. Nous discuterons également de ce que ce satellite observe exactement.
Je veux commencer par discuter de la théorie standard du Big Bang, qui sera le thème principal de notre cours. Nous passerons environ les 2/3 du cours à discuter de la théorie standard du Big Bang, puis nous passerons à des sujets tels que l'inflation. Lorsque nous commençons à étudier l'inflation, il s'avère que l'inflation est une chose assez simple, si vous comprenez les équations de base qui se posent dans la cosmologie standard. Il me semble tout à fait raisonnable de passer les deux tiers du cours sur la cosmologie standard avant de passer à l'inflation. À ce moment, nous traiterons de tous les principes que nous utiliserons plus tard, en étudiant des sujets avancés, tels que l'inflation.
Le modèle standard du Big Bang est la théorie selon laquelle l'univers, tel que nous le connaissons, est apparu il y a 13 à 14 milliards d'années. Aujourd'hui, nous pouvons encore mieux nommer l'âge de l'univers. Les calculs sont basés sur les données du satellite Planck, ainsi que sur d'autres informations. L'âge est de 13,82 ± 0,05 milliard d'années. Ainsi, à l'heure actuelle, l'âge de l'univers depuis le Big Bang est assez bien établi.
Mais ce n'est pas en vain que j'ai précisé "l'univers tel que nous le connaissons". Parce que nous ne sommes pas complètement sûrs que l'univers a commencé avec ce que nous appelons le Big Bang. Nous avons une très bonne description du Big Bang et nous sommes à peu près sûrs que c'était en fait, et nous comprenons à quoi il ressemblait. Mais s'il y avait quelque chose devant lui - cette question est toujours complètement ouverte.
Il me semble que nous ne devons pas supposer que l'univers a commencé avec le Big Bang. Plus tard, à la toute fin du cours, lorsque nous étudierons certaines des conséquences de l'inflation et du multivers, nous verrons qu'il y a de bonnes raisons de croire que le Big Bang n'était pas le début de l'univers, mais n'était que le début de notre univers local, qui est souvent appelé l'univers de poche.
Dans tous les cas, la théorie du Big Bang prétend qu'au moins notre partie de l'univers il y a 13,82 milliards d'années était une substance extrêmement chaude, dense et uniforme de particules qui, selon le modèle standard généralement accepté du Big Bang, remplissait littéralement tout l'espace. Nous sommes maintenant suffisamment convaincus qu'il remplit uniformément tout l'espace dont nous disposons pour l'observation. Je tiens à souligner que cela contredit l'image visuelle répandue mais incorrecte du Big Bang. Selon cette image graphique, le Big Bang ressemblait à une petite bombe de substance très dense, qui a ensuite explosé et s'est dispersée dans un espace vide. Ce n'est pas une image scientifique du Big Bang.
La raison n'est pas l'incohérence d'une telle image. Il est difficile de dire ce qui est logique ici et ce qui est illogique. Cela contredit simplement ce que nous voyons. S'il s'agissait d'une petite bombe explosant dans un espace vide, nous nous attendrions aujourd'hui à ce que l'univers soit différent si vous regardez dans la direction où se trouvait la bombe et dans la direction opposée. Mais nous n'en voyons aucun signe. Quand on regarde le ciel, l'univers avec une très grande précision est exactement le même dans toutes les directions. Nulle part nous ne voyons le moindre signe d'explosion d'une bombe. Au contraire, il semble que le Big Bang se soit produit uniformément partout.
Le Big Bang décrit plusieurs choses importantes dont nous parlerons plus dans notre cours. Il décrit comment le premier univers s'est étendu et refroidi, et nous allons passer un certain temps à comprendre les nuances qui se cachent derrière ces mots. En fait, le Big Bang est un modèle très précis basé sur des hypothèses très simples. Dans l'ensemble, nous supposons que le premier univers était rempli de gaz chaud, qui était en équilibre thermodynamique, et que ce gaz s'est dilaté et s'est contracté en raison de la gravité.
À partir de ces idées simples, nous pouvons calculer, et nous apprendrons à calculer la vitesse à laquelle l'univers s'est étendu, la température qu'il avait, la densité de la matière à chaque instant. Toutes les nuances peuvent être calculées à partir de ces idées simples, et l'explorer est vraiment intéressant.
Le Big Bang explique également comment les éléments chimiques légers se sont formés. C'est le thème principal du livre de Steve Weinberg, Les trois premières minutes. Juste à cette période, des éléments chimiques se sont formés. Il s'avère que la plupart des éléments chimiques de l'univers ne se sont pas formés pendant le Big Bang, mais bien plus tard à l'intérieur des étoiles. Ces éléments ont été dispersés dans l'espace lors d'explosions de supernovaes et à partir d'eux, des étoiles de générations ultérieures se sont formées, dont notre Soleil.
Ainsi, la substance dont nous sommes issus n'a pas été réellement créée lors du Big Bang, mais a été synthétisée à l'intérieur d'une étoile lointaine qui a explosé il y a longtemps. Et peut-être de nombreuses étoiles dont les restes se sont réunis et ont formé notre système solaire. Cependant, la majeure partie de la matière dans l'univers, contrairement à la plupart des différents types d'éléments, s'est formée lors du Big Bang. La plupart des choses dans l'univers ne sont que de l'hydrogène et de l'hélium.
Environ cinq isotopes différents d'hydrogène, d'hélium et de lithium se sont principalement formés lors du Big Bang, et puisque nous avons une image détaillée du Big Bang que nous étudierons à l'avenir, nous pouvons calculer et prédire le nombre de ces différents isotopes. Ces prédictions concordent très bien avec les observations. Ceci, bien sûr, est l'une des principales confirmations que notre image du Big Bang est correcte. On peut prédire quelle devrait être la quantité d'hélium-3. Ce montant a été mesuré et est conforme aux prévisions. C'est incroyable.
Enfin, le Big Bang explique comment la matière s'est finalement accumulée en amas et étoiles, galaxies et amas de galaxies formés. Nous allons en parler un peu, mais nous ne nous plongerons pas très profondément dans ce sujet, car cela va au-delà de notre cours. En principe, les travaux dans ce sens sont toujours en cours. Les gens ne comprennent pas tout sur les galaxies. Mais l'image générale que tout a commencé avec un univers presque homogène, puis la matière rassemblée en amas qui ont formé des galaxies et d'autres structures, est considérée comme vraie. Et à partir de cette image très simple, vous pouvez comprendre beaucoup de choses sur l'univers.
Maintenant, je veux parler de ce dont la théorie habituelle du Big Bang ne parle pas, de l'émergence de nouvelles idées, comme l'inflation.
Premièrement, la théorie habituelle du Big Bang ne dit rien sur ce qui a causé l'expansion de l'univers. En réalité, ce n'est qu'une théorie des conséquences d'une explosion. Dans la version scientifique du Big Bang dans l'univers émergent, tout se dilate, sans expliquer comment cette expansion a commencé. Cette explication ne fait pas partie de la théorie du Big Bang. Ainsi, la version scientifique de la théorie du Big Bang n'est pas vraiment une théorie de l'explosion. Il s'agit en fait d'une théorie des conséquences d'une explosion.
De plus, de manière similaire, la théorie habituelle du Big Bang ne dit rien sur l'origine de toute l'affaire. La théorie suppose en fait que pour chaque particule que nous voyons dans l'Univers aujourd'hui, au tout début il y avait, sinon la particule elle-même, au moins une sorte de particule précurseur, sans expliquer d'où venaient toutes ces particules. En bref, je veux dire que la théorie du Big Bang ne dit rien sur ce qui a explosé, pourquoi il a explosé ou ce qui s'est passé avant d'exploser. Dans la théorie du Big Bang, il n'y a vraiment pas d'explosion. Il s'agit d'une théorie ininterrompue, malgré son nom.
Il s'avère que l'inflation fournit des réponses, des réponses très plausibles, à bon nombre de ces questions. Fondamentalement, nous en parlerons aujourd'hui dans le temps restant. Comme je l'ai dit, du point de vue du cours, nous aborderons ce sujet vers le dernier tiers du cours.
Qu'est-ce que l'inflation spatiale? En substance, il s'agit d'une modification mineure, en termes de vue d'ensemble, de la théorie standard du Big Bang. Le meilleur mot pour le décrire est le mot qui, je pense, a été inventé à Hollywood. L'inflation est une préquelle de la théorie habituelle du Big Bang. Ceci est une brève description de ce qui s'est passé avant, juste avant le Big Bang. Ainsi, l'inflation est en effet une explication de l'explosion du Big Bang en ce sens qu'elle fournit une théorie de poussée qui a conduit l'univers à cet énorme processus d'expansion, que nous appelons le Big Bang.
L'inflation le fait de telle manière que je le considère comme un miracle. Lorsque j'utilise le mot «miracle», je l'utilise dans un sens scientifique, juste quelque chose de si étonnant qu'il mérite d'être appelé un miracle, bien qu'il fasse partie des lois de la physique. Il n'y a que quelques caractéristiques des lois de la physique qui sont cruciales pour l'inflation. Je vais parler de deux d'entre eux, ce que je considère comme un miracle parce que quand j'étais étudiant, personne n'en parlait du tout. Ils ne faisaient tout simplement pas partie de la physique que les gens ont remarquée et dont ils ont parlé.
Le miracle de la physique dont je parle est connu depuis la théorie générale de la relativité d'Einstein selon laquelle la gravité n'est pas toujours une attraction. La gravité peut agir comme répulsion. Einstein a décrit cela en 1916, sous la forme de ce qu'il a appelé la constante cosmologique. La motivation initiale pour modifier les équations de la théorie générale de la relativité était qu'Einstein considérait l'univers comme statique. Il a réalisé que la gravité ordinaire ferait se contracter l'univers statique. L'univers ne peut pas rester statique. Il a donc introduit cet élément, une constante cosmologique, pour compenser l'attraction de la gravité ordinaire et pour pouvoir construire un modèle statique de l'univers.
Comme vous le découvrirez bientôt, un tel modèle est complètement faux. L'univers est très différent. Mais le fait que la théorie générale de la relativité puisse inclure cette répulsion gravitationnelle, compatible avec tous les principes de la théorie générale de la relativité, est une chose importante qu'Einstein lui-même a découverte. L'inflation saisit cette opportunité en permettant à la gravité d'être la force répulsive qui a amené l'univers dans une phase d'expansion, que nous appelons le Big Bang.
En fait, si nous combinons la théorie générale de la relativité avec certaines idées généralement acceptées de la physique des particules élémentaires, il y a des signes clairs, pas tout à fait une prédiction, mais plutôt des signes clairs qu'à des densités d'énergie très élevées, il y a des états de la matière qui renversent littéralement la gravité l'attraction se transforme en répulsion. Plus précisément, comme nous l'apprendrons plus tard, la répulsion gravitationnelle est créée par la pression négative.
Selon la théorie générale de la relativité, il s'avère que la pression et la densité d'énergie peuvent créer un champ gravitationnel. Contrairement à la physique newtonienne, où seule la densité de la masse crée un champ gravitationnel.
La pression positive crée un champ gravitationnel attractif. La pression positive est une sorte de pression normale et la gravité attractive est une sorte de gravité normale. Une pression normale crée une gravité normale. Mais la pression négative est possible, et la pression négative crée une gravité répulsive. C'est le secret de ce qui rend l'inflation possible.
Ainsi, l'inflation suggère qu'au moins une petite parcelle de matière gravitationnelle répulsive existait dans l'univers primitif. Nous ne savons pas exactement quand l'inflation s'est produite dans l'histoire de l'univers, ou en d'autres termes, nous ne savons pas exactement à quels niveaux d'énergie elle s'est produite. Mais la possibilité très plausible du moment où l'inflation pourrait se produire, c'est lorsque les niveaux d'énergie dans l'Univers étaient comparables aux niveaux d'énergie dans les théories de la Grande Unification.
Les théories de la Grande Unification, dont nous parlerons un peu plus tard, sont des théories qui combinent des interactions faibles, fortes et électromagnétiques en une seule interaction. Cette association se produit à une énergie typique d'environ 10
16 GeV, où GeV est approximativement la masse ou l'énergie équivalente à la masse du proton. Nous parlons d'énergies qui sont environ 10
16 fois supérieures à l'énergie de masse équivalente d'un proton. Avec de telles énergies, il est très possible qu'il y ait des états qui créent une gravité répulsive.
Si cela se produisait avec de tels ordres d'énergie, le site pourrait initialement être incroyablement petit - environ 10 à
28 centimètres afin, à la fin, de conduire à la création de tout ce que nous voyons à de grandes distances. Et l'univers, que nous voyons aujourd'hui, est complètement une conséquence d'un tel site.
La répulsion gravitationnelle créée par ce petit tronçon de matière gravitationnelle répulsive est devenue la force motrice derrière le Big Bang, entraînant une expansion exponentielle du tronçon. Avec l'expansion exponentielle, il y a un certain temps où la taille de l'intrigue double. Si vous attendez le même montant, il doublera à nouveau. Si vous attendez le même montant, il doublera à nouveau.
Puisque ces doublons s'accumulent rapidement, il ne faut pas beaucoup de temps pour créer l'univers entier. Après environ 100 duplications, cette minuscule étendue de 10 à
28 centimètres peut devenir suffisamment grande pour ne pas devenir un univers, mais devenir la taille d'une petite boule qui deviendra éventuellement un univers observable après avoir continué de s'étendre après la fin de l'inflation.
Si tout cela se produit à l'échelle de la grande théorie de l'unification, le temps de doublement est incroyablement court, 10 à
37 secondes, ce qui est très rapide. Le site se développe de façon exponentielle, au moins 10
28 fois, ce qui, comme je l'ai mentionné, ne prend qu'environ 100 doublements et peut s'étendre beaucoup plus. Il n'y a aucune restriction. S'il s'est élargi plus qu'il n'est nécessaire pour créer notre univers, cela signifie simplement que la partie de l'univers dans laquelle nous vivons est plus grande que nous ne le voyons. Il n'y a rien à craindre. Tout ce que nous voyons semble uniforme, mais nous ne pouvons pas savoir jusqu'où nous pouvons l'atteindre. Ainsi, les taux d'inflation élevés sont pleinement conformes à ce que nous constatons.
Le temps qu'il faut n'est que de 10 à
35 secondes, ce qui équivaut à 100 fois 10 à
37 secondes. Le site, qui est destiné à devenir notre univers actuellement observable, devient à la fin de l'inflation la taille d'une boule d'un diamètre d'environ un centimètre.
L'inflation prend fin parce que cette matière gravitationnelle répulsive est instable. Elle se désintègre, au même titre qu'une substance radioactive. Cela ne signifie pas qu'elle pourrit comme une pomme en décomposition, cela signifie qu'elle se transforme en d'autres types de matière. En particulier, il se transforme en matière, qui n'est plus répulsive par gravité. Ainsi, la répulsion gravitationnelle prend fin et les particules créées par l'énergie libérée à la fin de l'inflation deviennent la substance chaude du Big Bang ordinaire.
Cela met fin à la préquelle, et l'action principale commence - la théorie habituelle du Big Bang. Le rôle de l'inflation n'est que de créer les conditions initiales de la théorie habituelle du Big Bang. Il y a une légère mise en garde. L'inflation prend fin parce que la matière est instable, mais se termine presque partout et pas complètement partout.
Cette matière gravitationnelle répulsive se désintègre, mais elle se désintègre en tant que substance radioactive, de façon exponentielle, elle a une demi-vie. Mais peu importe combien de demi-vies y passent, il y aura toujours un tout petit morceau, il y aura un peu plus de cette matière. Et cela s'avère important pour l'idée que, dans de nombreux cas, l'inflation ne s'arrête jamais complètement. Nous y reviendrons.
Maintenant, je veux parler de ce qui se passe pendant la phase d'expansion exponentielle.
Il existe une caractéristique très spécifique de l'inflation, cette expansion exponentielle causée par la gravité répulsive, ce qui signifie que pendant qu'elle se produit, la densité de masse ou la densité d'énergie de cette matière gravitationnelle répulsive ne diminue pas. Il semblerait que si quelque chose double de taille, le volume devrait augmenter de 8 fois et la densité d'énergie devrait diminuer de 8 fois.Et cela, bien sûr, se produit avec des particules ordinaires. Donc, bien sûr, cela se serait produit si nous avions du gaz, du gaz ordinaire, que nous avons simplement laissé dilater deux fois, la densité diminuerait de huit fois, car le volume est égal à un cube de taille. Mais cette matière gravitationnelle répulsive particulière se développe en fait avec une densité constante. Il semble que la conservation de l'énergie soit violée, car cela signifie que la quantité totale d'énergie à l'intérieur de ce volume en expansion augmente. L'énergie par unité de volume reste constante, et le volume devient de plus en plus exponentiellement.J'affirme que je n'ai pas perdu la tête que cela correspond en fait aux lois de la physique que nous connaissons. Et que cela est compatible avec la conservation de l'énergie. La conservation de l'énergie est en effet le principe sacré de la physique. Nous ne savons rien dans la nature qui viole le principe de conservation de l'énergie. L'énergie ne peut finalement pas être créée ou détruite, la quantité totale d'énergie est fixe. Il semble y avoir une contradiction ici. Comment s'en débarrasser?Un second miracle de la physique s'impose ici. L'énergie est vraiment conservée. L'astuce ici est que l'énergie n'est pas nécessairement positive. Il y a des choses qui ont une énergie négative. En particulier, le champ gravitationnel a une énergie négative. Cette affirmation, soit dit en passant, est vraie à la fois dans la physique newtonienne et dans la théorie générale de la relativité. Nous le prouverons plus tard.Si vous avez suivi un cours d'électromagnétisme pour calculer la densité d'énergie d'un champ électrostatique, alors vous savez que la densité d'énergie d'un champ électrostatique est proportionnelle au carré de l'intensité du champ électrique. On peut prouver que cette énergie est exactement égale à l'énergie qui doit être ajoutée au système pour créer un champ électrique d'une configuration donnée. Si nous comparons la loi de gravité de Newton avec la loi de Coulomb, il devient clair que c'est en fait la même loi, sauf qu'ils utilisent des constantes différentes.Ce sont deux lois des carrés inverses et elles sont proportionnelles à deux charges, alors que dans le cas de la gravité ce sont des masses qui jouent le rôle de charges. Mais ils ont des signes opposés. On sait que deux charges positives se repoussent, deux masses positives sont attirées l'une vers l'autre.Le même argument qui vous permet de calculer la densité d'énergie du champ de Coulomb, vous permet de calculer la densité d'énergie du champ gravitationnel newtonien, toujours dans le cadre de la physique newtonienne, alors qu'il reste un changement dans le signe de la force. Cela change le signe dans tous les calculs effectués et une valeur négative est obtenue, qui est la valeur correcte pour la gravité newtonienne. La densité d'énergie du champ gravitationnel newtonien est négative. Il en va de même en relativité générale.Cela signifie que dans le cadre de la conservation de l'énergie, il est possible d'obtenir de plus en plus de matière, de plus en plus d'énergie accumulée sous forme de matière ordinaire, ce qui se produit pendant l'inflation, tant qu'il y a une quantité compensatrice d'énergie négative créée par le champ gravitationnel, qui remplit un espace de plus en plus grand. C'est exactement ce qui se passe pendant l'inflation.L'énergie positive de cette substance gravitationnelle répulsive, qui grandit et grandit en volume, est exactement compensée par l'énergie négative du champ gravitationnel qui remplit la zone. Ainsi, l'énergie totale reste constante, comme il se doit, et il y a une forte probabilité que l'énergie totale soit exactement nulle. Parce que tout ce que nous savons, au moins, est compatible avec la possibilité que ces deux énergies soient exactement égales l'une à l'autre ou très proches.Schématiquement, l'image est que l'énergie totale de l'Univers se compose d'une énorme énergie positive sous forme de matière et de rayonnement, la matière que nous voyons, la matière avec laquelle nous identifions habituellement l'énergie. Mais il y a aussi une énorme énergie négative enfermée dans un champ gravitationnel qui remplit l'univers. Et, pour autant que l'on puisse en juger, leur somme peut être égale à 0. Au moins cela ne contredit rien.En tout cas, pendant l'inflation, la barre noire monte et la barre rouge descend. Et ils montent et descendent en quantité égale. Ainsi, les processus qui se produisent pendant l'inflation préservent l'énergie, car tout ce qui est conforme aux lois de la physique, dont nous savons, doit conserver l'énergie.Je veux parler de certains indices d'inflation. Jusqu'à présent, j'ai décrit ce qu'est l'inflation, et pour aujourd'hui cette description est suffisante. Comme je l'ai dit, nous reviendrons et parlerons de tout cela dans notre cours. Passons maintenant à la discussion de certaines des raisons pour lesquelles nous pensons que notre Univers a en effet pu subir ce processus appelé inflation, dont je viens de parler. Il y a trois choses dont je veux parler.Le premier d'entre eux est l'uniformité de l'univers à grande échelle. Cela est dû au fait que je vous ai dit au début que si vous regardez dans des directions différentes, l'Univers a la même apparence dans toutes les directions. Un objet dont la dépendance à l'égard de la direction peut être mesurée avec la plus grande précision est le rayonnement de fond cosmique, car nous pouvons le mesurer dans n'importe quelle direction, et il est extrêmement homogène.Lorsque cela a été fait, il a été constaté que le rayonnement de fond cosmique est uniforme avec une précision incroyable - environ 1/100000. Il s'agit d'un niveau d'uniformité impressionnant. Cela signifie que l'univers est en effet extrêmement homogène.Je veux faire une réservation ici pour être complètement précis. Si vous prenez et mesurez simplement le rayonnement cosmique, il s'avère qu'il y a une asymétrie plus grande que ce que je viens de dire. Une asymétrie d'environ 1/1000 peut être détectée, où une direction est plus chaude que l'inverse. Mais nous interprétons ce millième effet comme notre mouvement à travers le rayonnement de fond cosmique, ce qui le rend plus chaud dans une direction et plus froid dans la direction opposée. Et cet effet de notre mouvement a une distribution angulaire très définie.Nous n'avons aucun autre moyen de savoir quelle est notre vitesse par rapport au rayonnement de fond cosmique. Nous le calculons simplement à partir de cette asymétrie. Mais nous ne pouvons pas tout expliquer avec ce mouvement. Nous pouvons calculer la vitesse. Dès que nous le calculons, cela déterminera l'une des asymétries que nous pouvons soustraire. Après cela, les asymétries résiduelles, asymétries que nous ne pouvons pas expliquer, en disant que la Terre a une certaine vitesse par rapport au rayonnement de fond cosmique, sont au niveau du cent millième. Et ce millième, nous l'attribuons à l'univers, et non au mouvement de la Terre.Afin de comprendre les conséquences de cette incroyable homogénéité, nous devons en dire un peu plus sur l'histoire de ce rayonnement de fond cosmique. Le rayonnement au début de l'Univers, lorsque l'Univers était un plasma, était essentiellement emprisonné dans la matière. Les photons se déplaçaient à la vitesse de la lumière, mais le plasma a une très grande section efficace pour la diffusion des photons par les électrons libres. Cela signifie que les photons se sont déplacés avec la substance, car ils ne pouvaient se déplacer librement que sur une très courte distance, puis ils se sont dispersés et se sont déplacés dans l'autre sens. Ainsi, en ce qui concerne la matière, les photons ne se sont pas envolés au cours des 400 000 premières années de l'histoire de l'univers.Mais ensuite, selon nos calculs, après environ 400 000 ans, l'univers s'est suffisamment refroidi pour que le plasma se neutralise. Et lorsque le plasma est neutralisé, il devient un gaz neutre, comme l'air dans cette pièce. L'air dans cette pièce nous semble complètement transparent, et il s'avère que la même chose s'est produite dans l'univers.Le gaz qui a rempli l'univers après sa neutralisation est vraiment devenu transparent. Cela signifie que le photon typique que nous voyons aujourd'hui dans le rayonnement de fond cosmique a voyagé en ligne droite à partir d'environ 400 000 ans après le Big Bang. Ce qui, à son tour, signifie que lorsque nous regardons le rayonnement de fond cosmique, nous voyons en fait une image de l'apparence de l'univers 400 000 ans après le Big Bang. Tout comme la lumière venant de mon visage vers vos yeux vous donne une idée de mon apparence.Ainsi, nous voyons l'image de l'univers à l'âge de 400 000 ans, et elle est homogène avec une précision de cent millième. La question est, pouvons-nous expliquer comment l'univers pourrait devenir si homogène? Si vous êtes prêt à supposer simplement que l'univers était à l'origine complètement homogène pendant plus de cent millième, alors personne ne vous dérange pour le faire. Mais si vous voulez essayer d'expliquer cette uniformité sans supposer que c'était dès le début, il n'est tout simplement pas possible d'utiliser la théorie habituelle du Big Bang.La raison en est que dans le cadre des équations évolutives de la théorie habituelle du Big Bang, vous pouvez calculer, et nous le calculerons plus tard, afin de tout lisser dans le temps, afin que le rayonnement de fond cosmique soit lisse, vous devez être en mesure de déplacer la matière et l'énergie environ 100 fois plus rapidement vitesse de la lumière. Sinon, ça ne marchera pas. En physique, nous ne savons rien qui se passe plus vite que la vitesse de la lumière. Donc, dans la physique que nous connaissons et dans la théorie habituelle du Big Bang, il n'y a aucun moyen d'expliquer cette homogénéité, si ce n'est de supposer simplement qu'elle était là depuis le tout début. Pour des raisons que nous ne connaissons pas.D'un autre côté, l'inflation résout très bien ce problème. L'inflation ajoute une extension exponentielle à l'histoire de l'univers. En raison du fait que cette expansion exponentielle était si importante, il s'ensuit que si vous regardez notre univers avant l'inflation, il était beaucoup plus petit que dans la cosmologie ordinaire, dans laquelle il n'avait pas cette expansion exponentielle.Ainsi, dans le modèle inflationniste, il y avait suffisamment de temps pour que la partie observée de l'Univers devienne homogène avant le début de l'inflation, alors qu'elle était incroyablement petite. Et il est devenu uniforme, comme l'air, qui se répand uniformément dans la pièce, plutôt que de se rassembler dans un coin. Après que l'uniformité a été atteinte dans cette minuscule région, l'inflation a ensuite étiré cette région, qui est devenue suffisamment importante pour inclure tout ce que nous voyons maintenant, expliquant ainsi pourquoi tout ce que nous voyons semble si uniforme. C'est une explication très simple, et elle n'est possible qu'avec l'utilisation de l'inflation, et non dans le cadre de la théorie généralement acceptée du Big Bang.Dans les modèles inflationnistes, l'univers commence par une taille si petite que l'uniformité est facilement établie. De la même manière que l'air dans une salle de conférence remplit uniformément la salle de conférence. Ensuite, l'inflation étire la région, qui devient suffisamment importante pour inclure tout ce que nous observons actuellement. Ceci est la première de mes trois preuves d'inflation.
L'une des options est la géométrie fermée de la surface de la sphère. L'analogie est qu'un univers tridimensionnel est similaire à une surface bidimensionnelle d'une sphère. Le nombre de dimensions change, mais des choses importantes restent. Ainsi, par exemple, si vous placez un triangle à la surface d'une sphère, et cela peut être facilement visualisé, la somme de ses trois angles sera supérieure à 180 degrés. Contrairement à la géométrie euclidienne, où la somme est toujours de 180 degrés.
ÉTUDIANT: la flexion de l'espace tridimensionnel se produit-elle dans la quatrième dimension? Tout comme les modèles à deux dimensions impliquent une dimension différente?
ENSEIGNANT: bonne question. La question était: la courbure tridimensionnelle se produit-elle dans la quatrième dimension de la même manière que la courbure bidimensionnelle se produit dans la troisième dimension? Je pense que la réponse est oui. Mais je dois clarifier un peu ici. La troisième dimension d'un point de vue purement mathématique nous permet de visualiser facilement la sphère. Mais la géométrie de la sphère, du point de vue des gens qui étudient la géométrie différentielle, est un espace bidimensionnel bien défini sans avoir besoin d'une troisième dimension.
La troisième dimension n'est qu'un moyen pour nous de visualiser la courbure. Mais la même méthode fonctionne pour l'espace tridimensionnel. En fait, en étudiant l'espace incurvé en trois dimensions d'un univers fermé, nous ferons exactement cela. Nous utilisons la même méthode, imaginez-la en quatre dimensions, et elle sera très proche de l'image bidimensionnelle que vous regardez.
Ainsi, l'une des possibilités est la géométrie fermée, où la somme des trois angles d'un triangle est toujours supérieure à 180 degrés. Une autre possibilité est ce que l'on appelle communément la forme de la selle, ou espace de courbure négative. Dans ce cas, la somme des trois angles, lorsqu'ils se rétrécissent, devient inférieure à 180 degrés. Et seulement pour le cas planaire, la somme des trois angles est exactement de 180 degrés, ce qui est le cas de la géométrie euclidienne.
La géométrie sur les surfaces de ces objets n'est pas euclidienne, bien que si nous considérons la géométrie tridimensionnelle des objets intégrés dans l'espace tridimensionnel, elle est toujours euclidienne. Mais la géométrie sur les surfaces bidimensionnelles n'est pas euclidienne sur les deux surfaces supérieures et euclidienne sur la surface inférieure.
C'est ainsi que cela fonctionne dans la théorie générale de la relativité. Il existe des univers fermés avec une courbure positive et une somme d'angles de plus de 180 degrés. Il existe des univers ouverts où la somme des trois angles est toujours inférieure à 180 degrés. Et il y a le cas d'un univers plat, qui est situé à la frontière des deux, dans lequel la géométrie euclidienne fonctionne. Dans notre univers, la géométrie euclidienne fonctionne très bien. C'est pourquoi nous lui avons tous enseigné à l'école. Nous avons de très bonnes preuves que l'Univers primitif était inhabituellement proche de ce cas plat de géométrie euclidienne. C'est ce que nous essayons de comprendre et d'expliquer.
Conformément à la théorie générale de la relativité, la géométrie de l'univers est déterminée par la densité de la masse. Il existe une certaine valeur de la densité de masse, appelée densité critique, qui dépend du taux d'expansion, d'ailleurs, ce n'est en aucun cas une constante universelle. Mais pour un taux d'expansion donné, la densité critique peut être calculée, et cette densité critique est la densité qui rend l'univers plat. Les cosmologistes définissent un nombre appelé Ω (Omega). Ω est simplement le rapport de la densité de masse réelle à la densité de masse critique. Donc, si Ω est égal à 1, alors la densité réelle est égale à la densité critique, ce qui signifie un univers plat. Si Ω est supérieur à 1, alors nous obtenons un univers fermé, et pour Ω inférieur à 1, il y aura un univers ouvert.
L'évolution de la valeur de Ω est particulière en ce que Ω égal à 1, au cours du développement de l'Univers dans la cosmologie ordinaire, se comporte très bien comme un crayon en équilibre à son extrémité. Il s'agit d'un point d'équilibre instable. En d'autres termes, si Ω était exactement égal à 1 dans l'Univers ancien, il resterait exactement égal à 1. Tout comme un crayon, qui est idéalement placé à son extrémité, il ne saura pas où tomber et, en principe, restera dans cette position pour toujours. Au moins en mécanique classique. Nous ne considérerons pas la mécanique quantique pour notre crayon. Pour une analogie, nous utilisons un crayon de mécanique classique.
Mais si le crayon s'incline un peu dans n'importe quelle direction, il commencera rapidement à tomber dans cette direction. De même, si Ω dans l'univers primitif était légèrement supérieur à 1, il augmenterait rapidement à l'infini. Ceci est un univers fermé. L'infini signifie en fait que l'univers atteint sa taille maximale, puis commence à rétrécir et à s'effondrer. Si Ω était légèrement inférieur à 1, il diminuerait rapidement à 0, et l'univers deviendrait simplement vide, car il se dilaterait rapidement.
Par conséquent, la seule façon pour Ω d'être proche de 1 aujourd'hui, et pour autant que nous puissions dire, Ω aujourd'hui est 1, est initialement d'être incroyablement proche de 1. C'est comme ce crayon qui a résisté pendant 14 milliards d'années et n'est pas encore tombé. Numériquement, pour Ω, être quelque part dans la plage autorisée très proche de 1 aujourd'hui, signifie que Ω une seconde après le Big Bang aurait dû être égal à 1 avec une précision incroyable de 15 décimales. Cela fait de la densité de masse de l'univers, une seconde après le Big Bang, probablement le nombre le plus précis que nous connaissons en physique. Nous le savons vraiment avec une précision de 15 décimales. S'il n'était pas dans cette plage, il ne serait pas proche de 1 aujourd'hui en raison de l'effet d'amplification lors de l'évolution de l'univers.
La question est, comment est-ce arrivé? Dans la théorie habituelle du Big Bang, théoriquement, la valeur initiale de Ω pourrait être n'importe quoi. Pour correspondre à ce que nous observons actuellement, il aurait dû se situer dans cette gamme incroyablement étroite, mais en théorie, rien ne l'obligerait à être là. La question est de savoir pourquoi Ω était initialement si incroyablement proche de 1? Comme dans le problème d'homogénéité mentionné précédemment, on peut simplement supposer qu'il s'est avéré initialement être ce qu'il aurait dû être, c'est-à-dire égal à 1. Vous pouvez le faire. Mais si vous voulez avoir une explication de pourquoi cela s'est produit, dans la cosmologie ordinaire, rien ne peut l'expliquer. Cependant, l'inflation nous permet d'expliquer cela.
Dans le modèle inflationniste, l'évolution de Ω change, car la gravité se transforme en une force répulsive au lieu d'une force attractive, ce qui fait changer Ω d'une manière différente. Il s'avère que pendant l'inflation, Ω ne s'éloigne pas de 1, comme il l'a été tout au long du reste de l'histoire de l'univers, mais, au contraire, se déplace rapidement vers 1, exponentiellement rapide. Avec un tel taux d'inflation, dont nous avons parlé, l'inflation est d'environ 10
28 fois, il suffit que la valeur de Ω avant inflation ne soit pas très limitée. Ω avant l'inflation pourrait ne pas être 1, mais pourrait être 2 ou 10 ou 1/10 ou 100 ou 1/100.
Plus le Ω initial était éloigné de 1, plus l'inflation sera longue pour le rapprocher de 1. Mais pour Ω significativement différent de 1, l'inflation ne prendra pas beaucoup plus de temps, car l'inflation rapproche les oméga de 1 de façon exponentielle. Il s'agit d'une force très puissante, qui rapproche les oméga de 1. Et cela nous donne une explication très simple de la raison pour laquelle Ω dans le premier univers semblait être extrêmement proche de 1.
En fait, une prédiction en découle. Comme l'inflation est si proche de rapprocher Ω de 1, nous nous attendons à ce qu'aujourd'hui Ω soit vraiment égal à 1, ou dans la plage de précision mesurable. Vous pouvez imaginer des modèles inflationnistes, où Ω serait, disons 0,2, c'est ce que l'on pensait avant, mais pour cela, l'inflation doit se terminer exactement au bon moment avant même qu'elle ne s'approche de 1. Parce que chaque augmentation exponentielle en fait un ordre de grandeur plus proche de 1. Ceci est un effet très rapide. Par conséquent, sans un ajustement très approfondi, la plupart des modèles inflationnistes amèneront Ω si près de 1 qu'aujourd'hui nous le considérons comme 1.
Auparavant, il semblait que ce n'était pas le cas. Jusqu'en 1998, les astronomes étaient convaincus que Ω n'était que de 0,2 ou 0,3, tandis que l'inflation avait une prédiction assez claire que Ω devrait être de 1. Personnellement, cela m'a causé pas mal d'inconvénients. Chaque fois que je déjeunais avec des astronomes, ils disaient que l'inflation est une belle théorie, mais elle ne peut pas être correcte, car Ω est 0,2, et l'inflation prédit Ω est 1. Et c'est simplement un décalage.
Tout a changé en 1998. Maintenant, le nombre le plus précis que nous ayons obtenu, obtenu du satellite Planck avec d'autres mesures, est 1,0010, ± 0,0065. 0,0065 est une chose importante. Le nombre est très, très proche de 1 et l'erreur est supérieure à cette différence. Ainsi, aujourd'hui, nous savons qu'avec une précision de 0,5% ou peut-être de 1%, Ω est 1, ce que prédit l'inflation.
La nouvelle composante qui a rendu tout cela possible, qui a fait passer la valeur oméga mesurée de 0,2 à 1, est une nouvelle composante du bilan énergétique de l'Univers, la découverte de ce que nous appelons l'énergie sombre. Nous apprenons beaucoup sur l'énergie sombre pendant le cours. La découverte en 1998 a consisté dans le fait que l'expansion de l'Univers ne ralentit pas sous l'influence de la gravité, comme cela était prévu avant cette époque, mais à la place, l'expansion de l'Univers s'accélère en fait.
Cette accélération doit être due à quelque chose. Ce qui provoque cette accélération est appelé énergie sombre. Même s'il existe des lacunes importantes dans la connaissance de l'énergie sombre, nous pouvons toujours calculer combien elle devrait être afin de créer l'accélération que nous observons. Et lorsque tout cela se conjugue, nous obtenons un chiffre qui est beaucoup mieux aligné sur l'inflation que le précédent.
ÉTUDIANT: L'univers accélérant était-il un facteur inconnu à l'époque, à cause duquel on croyait à tort que Ω était de 0,2 ou 0,3?
ENSEIGNANT: Oui, ça l'est. Cela était entièrement dû au fait que l'accélération à cette époque n'était pas connue. En fait, la substance visible a été mesurée avec précision. Cela n'a donné que 0,2 ou 0,3. Et ce nouveau composant, l'énergie sombre que nous ne connaissons qu'à cause de l'accélération, fait la différence nécessaire.
ÉTUDIANT: ces données qui font Ω égal à 0,2 ou 0,3, est-ce vraiment juste une composante de l'univers que nous voyons à travers des télescopes?
ENSEIGNANT: à droite. Y compris la matière noire. En fait, nous ne voyons pas tout. Sans entrer dans les détails maintenant, nous en discuterons plus tard dans le cours, il y a quelque chose appelé matière noire qui est différente de l'énergie sombre. Malgré le fait que la matière et l'énergie sont essentiellement la même chose, dans notre cas, elles sont différentes. La matière noire est de la matière, dont nous tirons la conclusion sur l'existence en raison de son influence sur d'autres matières. En regardant, par exemple, la vitesse de rotation des galaxies, vous pouvez calculer la quantité de substance qui doit se trouver à l'intérieur de ces galaxies pour que les orbites soient stables. Il s'avère que les substances sont nécessaires beaucoup plus que ce que nous voyons réellement. Cette matière invisible est appelée matière noire et donne une contribution de 0,2 ou 0,3. La matière visible n'est que d'environ 0,04.
Le point suivant dont je veux parler est l'hétérogénéité de l'univers à petite échelle. Aux plus grandes échelles, l'univers est incroyablement homogène - précis au cent millième, mais à plus petite échelle, l'univers est aujourd'hui extrêmement hétérogène. La Terre est un gros groupe dans la distribution de la densité de masse de l'univers. La Terre est environ 10 à
30 degrés plus dense que la densité moyenne de matière dans l'univers. Il s'agit d'un caillot incroyablement dense. La question est de savoir comment ces caillots se sont formés? D'où venaient-ils?
Nous sommes convaincus que ces amas ont évolué à partir des perturbations très mineures que nous voyons dans le premier univers, le plus clairement visible à travers le rayonnement de fond cosmique. À notre avis, la densité de masse dans l'univers primitif était homogène avec une précision d'environ cent millième. Mais au niveau du cent millième, nous voyons que des inhomogénéités existent dans le rayonnement de fond cosmique.
Des objets tels que la Terre se sont formés parce que ces petites hétérogénéités dans la densité de la masse sont gravitationnellement instables. Dans les endroits où il y a un léger excès de densité de matière, cet excès de densité crée un champ gravitationnel qui attire encore plus de substance dans ces zones, ce qui, à son tour, produit un champ gravitationnel encore plus fort qui attire encore plus de matière. Le système est instable, il forme des amas complexes que nous voyons, tels que les galaxies, les étoiles, les planètes et ainsi de suite.
C'est un processus compliqué. Mais tout commence par ces hétérogénéités très faibles qui, selon nous, existaient peu après le Big Bang. Nous voyons ces inhomogénéités dans le rayonnement de fond cosmique. Leur mesure nous en dit long sur les conditions dans lesquelles l'univers existait alors et nous permet de construire des théories qui expliquent comment un tel univers s'est déroulé. C'est pour mesurer ces inhomogénéités que des satellites tels que COBE, WMAP et Planck sont créés avec une très grande précision.
L'inflation répond à la question de l'origine de l'hétérogénéité. Il n'y avait aucune explication dans la théorie habituelle du Big Bang. On a simplement supposé qu'il y avait des hétérogénéités et on les a ajoutées artificiellement, mais il n'y avait aucune théorie d'où elles pouvaient provenir. Dans les modèles inflationnistes, où toute matière est créée par l'inflation, les hétérogénéités sont également contrôlées par cette inflation et apparaissent en raison d'effets quantiques.
Il est difficile de croire que les effets quantiques peuvent être importants pour la structure à grande échelle de l'univers. La galaxie d'Andromède ne ressemble pas à une oscillation quantique. Mais si vous considérez cette théorie quantitativement, elle fonctionne vraiment très bien. La théorie est que les vibrations que nous voyons dans le rayonnement de fond cosmique étaient en effet purement une conséquence de la théorie quantique, principalement le principe d'incertitude, qui stipule qu'il est impossible d'avoir quelque chose de complètement homogène. Cela n'est pas conforme au principe d'incertitude.
Lorsque nous utilisons les idées de base de la mécanique quantique, nous pouvons calculer les propriétés de ces vibrations. Pour ce faire, il nous faut en savoir plus sur la physique des très hautes énergies, physique pertinente pendant la période de gonflage, afin de pouvoir prédire l'amplitude de ces oscillations. Nous ne pouvons pas prédire l'amplitude. En principe, l'inflation nous permettrait de le faire si nous en savions suffisamment sur la physique sous-jacente des particules, mais nous en savons trop peu à ce sujet. Par conséquent, dans la pratique, nous ne pouvons pas prédire l'amplitude.
Cependant, les modèles inflationnistes fournissent une prévision très claire du spectre de ces fluctuations. J'entends par là un changement de l'intensité des vibrations en fonction de la longueur d'onde. Le spectre signifie ici la même chose que pour le son, sauf qu'il faut tenir compte de la longueur d'onde, pas de la fréquence, car ces ondes n'oscillent pas réellement. Mais ils ont des longueurs d'onde tout comme les ondes sonores, et si nous parlons de l'intensité de différentes longueurs d'onde, l'idée du spectre est vraiment la même que dans le son.
Il peut être mesuré. Ce ne sont pas les dernières mesures, ce sont les dernières mesures pour lesquelles j'ai un graphique. La ligne rouge est une prédiction théorique. Les points noirs sont de vraies mesures. Il s'agit de données WMAP sur sept ans. Il est difficile de dire à quel point j'étais heureux quand j'ai vu cette courbe.
J'ai également des graphiques de ce que prédisent d'autres théories. Pendant un certain temps, par exemple, les gens étaient très sérieux au sujet de l'idée que les inhomogénéités que nous voyons dans l'Univers, ces fluctuations, étaient probablement causées par la formation aléatoire des soi-disant cordes cosmiques qui se sont formées en transitions de phase dans l'Univers ancien. C'était, bien sûr, une idée viable à un moment donné, mais dès que cette courbe a été mesurée, il s'est avéré que la prédiction des cordes cosmiques ne ressemblait pas du tout à cela. Depuis lors, ils ont été exclus en tant que source de fluctuations de densité dans l'univers. Divers autres modèles sont également présentés ici. Je ne perdrai pas de temps avec eux, car il y a d'autres choses dont je veux parler.
En tout cas, c'est un succès incontestable. Et ce sont les dernières données. Ce sont des données du satellite Planck, qui a été lancé en mars de l'année dernière. Je ne l'ai pas sur le graphique à la même échelle, mais encore une fois, vous voyez une courbe théorique basée sur l'inflation et des points qui montrent des données avec un tout petit tiret d'erreurs. Correspondance absolument claire.
ÉTUDIANT: qu'est-il arrivé à la théorie de l'inflation après avoir découvert l'énergie sombre? A-t-elle changé de façon significative?
ENSEIGNANT: la théorie a-t-elle changé?
ÉTUDIANT: il y avait une autre courbe dans le graphique précédent.
ENSEIGNANT: Concernant l'inflation sans énergie noire. Je pense que la théorie de l'inflation n'est pas tellement différente pour ces deux courbes, mais la courbe que vous voyez aujourd'hui est le résultat de l'inflation et de l'évolution qui s'est produite depuis lors. Et c'est l'évolution qui s'est produite depuis lors qui fait une grande différence entre ces courbes.
Ainsi, la théorie de l'inflation n'aurait pas dû beaucoup changer. Et elle n'a vraiment pas changé. Mais, bien sûr, la courbe est bien meilleure après la découverte de l'énergie sombre, car la densité de masse correcte est devenue connue, et progressivement nous avons de plus en plus de données sur ces fluctuations, qui correspondent parfaitement à ce que l'inflation prédit.
Maintenant, je veux passer à l'idée du multivers. Je vais essayer de le parcourir rapidement pour que nous puissions terminer. Nous n'essayerons toujours pas de comprendre tous les détails maintenant, donc je vais en parler dans les 10 minutes restantes de la conférence. Je veux parler un peu de la façon dont l'inflation conduit à l'idée d'un multivers. Nous y reviendrons à la toute fin du cours, et c'est certainement un aspect passionnant de l'inflation.Le matériau répulsif par gravité qui crée l'inflation est métastable, comme nous l'avons dit. Il se brise. Cela signifie que si vous êtes dans un endroit où l'inflation se produit et que vous vous demandez quelle est la probabilité qu'elle se produise un peu plus tard, cette probabilité diminue de façon exponentielle - elle diminue de moitié pour chaque doublement, chaque demi-vie. Mais en même temps, le volume de toute zone gonflée augmente également de façon exponentielle, en raison de l'inflation. En fait, dans tout modèle d'inflation raisonnable, la croissance est beaucoup plus rapide que la décroissance. Si vous regardez la zone qui gonfle, si vous attendez la demi-vie, la moitié du volume de cette zone ne gonflera plus, selon la définition de la demi-vie. Mais la moitié restante sera considérablement plus grande que le volumeavec lequel nous avons commencé. C'est tout.C'est une situation très inhabituelle, car elle semble sans fin. La zone qui gonfle devient de plus en plus grande, même lorsqu'elle se divise, car l'expansion est plus rapide que la décroissance. Cela conduit au phénomène d'inflation perpétuelle. La taille de la région gonflante augmente avec le temps, malgré le fait que la matière gonflante se désintègre. Cela conduit à ce que nous appelons l'inflation perpétuelle. Éternel signifie ici éternel dans le futur, pour autant que nous puissions en juger, mais pas éternel dans le passé. L'inflation commence à un moment fini, mais ensuite, dès qu'elle commence, elle se poursuivra pour toujours.Chaque fois qu'une partie de cette région gonflée subit une transition de phase et devient normale, elle ressemble localement à un Big Bang. Notre Big Bang est l'un de ces événements locaux, et l'univers formé par l'un de ces événements locaux, où une région en expansion se désintègre, est appelé un univers de poche. Poche simplement parce qu'il existe de nombreux univers à l'échelle de ce multivers. Ils sont en quelque sorte petits, bien qu'ils aient la même taille que l'univers dans lequel nous vivons. Et notre univers est l'un de ces univers de poche.Ainsi, au lieu d'un seul univers, l'inflation en produit un nombre infini. C'est ce que nous appelons le multivers. Il convient de noter que le mot multivers est également utilisé dans d'autres contextes et d'autres théories, mais l'inflation, comme il me semble, est le moyen le plus plausible de construire un multivers. C'est ce que la plupart des cosmologistes veulent dire lorsqu'ils parlent du multivers.
