L'inflation cosmique
L'inflation cosmique désigne une phase hypothétique d'expansion extrêmement rapide qui se serait produite durant les tout premiers instants de l'histoire de l'Univers. Elle a été proposée afin d'expliquer plusieurs propriétés de l'Univers qui sont difficiles à comprendre en considérant uniquement une évolution standard à partir d'un Univers primordial chaud. Durant cette période, l'espace lui-même aurait connu une expansion accélérée considérable en un intervalle de temps extrêmement court, augmentant les distances entre différentes régions d'un facteur gigantesque. Selon les modèles, l'inflation aurait commencé à une époque extrêmement précoce et se serait terminée bien avant la nucléosynthèse primordiale, mais ses dates exactes dépendent du mécanisme théorique considéré. Il ne faut pas interpréter cette expansion comme une explosion de matière se déplaçant dans un espace préexistant : c'est la géométrie de l'espace qui aurait subi cette expansion très rapide. Après la fin de l'inflation, l'énergie responsable de cette phase aurait été transformée en particules et en rayonnement lors d'un processus généralement appelé réchauffement cosmique, préparant ainsi les conditions de la phase chaude du Big Bang. Bien que plusieurs conséquences générales de l'inflation soient compatibles avec les observations cosmologiques, le mécanisme physique exact qui aurait provoqué cette période n'a pas encore été identifié expérimentalement.
L'une des principales motivations de l'inflation est le problème de l'horizon, qui concerne l'extraordinaire uniformité observée dans le fond diffus cosmologique. Lorsque les astronomes mesurent la température de ce rayonnement dans des directions très éloignées les unes des autres, ils obtiennent presque exactement la même valeur moyenne, environ 2,725 kelvins. Dans un modèle cosmologique sans inflation, certaines de ces régions auraient été tellement éloignées qu'elles n'auraient pas eu suffisamment de temps pour échanger de l'énergie ou de l'information avant l'émission du fond diffus cosmologique. Il devient alors difficile d'expliquer pourquoi leurs températures sont aussi semblables. L'inflation propose que les régions aujourd'hui extrêmement éloignées étaient autrefois suffisamment proches pour avoir été en contact causal et atteindre des conditions physiques similaires. L'expansion inflationnaire aurait ensuite rapidement augmenté la distance entre ces régions jusqu'à les placer bien au-delà de leurs horizons respectifs de l'époque. Cette idée permet ainsi d'expliquer pourquoi des parties très éloignées de l'Univers observable possèdent des propriétés presque identiques. Les minuscules différences qui subsistent dans leur température sont néanmoins essentielles, car elles fournissent des informations sur les fluctuations primordiales à l'origine des futures structures cosmiques.
L'inflation apporte également une solution au problème de la platitude, qui concerne la géométrie globale de l'Univers. Les observations indiquent que la courbure spatiale de l'Univers observable est très proche de zéro, ce qui correspond à une géométrie approximativement plate à grande échelle. Sans mécanisme particulier, obtenir une géométrie aussi proche de la platitude après des milliards d'années d'évolution peut nécessiter des conditions initiales extrêmement précises. Une expansion inflationnaire très importante tend naturellement à rendre une région observable de l'espace presque plate, de la même manière qu'une petite portion de la surface d'une immense sphère peut sembler pratiquement plane. Cette comparaison est uniquement géométrique et ne signifie pas que l'Univers est nécessairement la surface d'une sphère située dans un espace de dimension supérieure. L'inflation réduit ainsi fortement la courbure spatiale observable et fournit une explication physique à la proximité de la géométrie cosmique avec la platitude. Les mesures du fond diffus cosmologique, notamment la position statistique de ses structures acoustiques, sont compatibles avec un Univers dont la courbure spatiale est très faible. Cette compatibilité constitue l'un des succès généraux du scénario inflationnaire, même si elle ne permet pas à elle seule de déterminer quel modèle précis d'inflation serait correct.
Un autre aspect fondamental de l'inflation concerne l'origine des fluctuations primordiales de densité qui ont ensuite produit les galaxies et les grandes structures. Dans de nombreux modèles, de minuscules fluctuations quantiques existaient dans les champs physiques pendant la période inflationnaire. L'expansion extrêmement rapide de l'espace aurait étiré ces fluctuations microscopiques jusqu'à des dimensions astronomiques et cosmologiques. Après la fin de l'inflation, elles seraient restées sous la forme de très faibles différences de densité entre différentes régions de l'Univers primordial. Leur empreinte est observable dans les anisotropies du fond diffus cosmologique, où apparaissent de minuscules variations de température correspondant à des différences physiques dans l'Univers jeune. Sous l'action de la gravitation, les régions légèrement plus denses ont ensuite attiré davantage de matière et leurs contrastes de densité ont progressivement augmenté. Pendant des milliards d'années, ce processus a contribué à la formation des étoiles, des galaxies, des amas et de la structure filamentaire à grande échelle. L'inflation fournit donc un mécanisme reliant certains phénomènes quantiques de l'Univers primordial aux gigantesques structures astronomiques observées aujourd'hui.
Dans de nombreux modèles théoriques, l'inflation est produite par un champ scalaire hypothétique, dont le quantum est parfois appelé l'inflaton. Ce champ aurait possédé une énergie potentielle capable de dominer temporairement la densité énergétique de l'Univers et de provoquer une phase d'expansion accélérée. Tant que le champ évoluait suffisamment lentement dans certaines conditions, l'expansion inflationnaire pouvait se poursuivre. Lorsque cette situation prit fin, l'inflation s'arrêta et l'énergie associée au champ aurait été transférée à des particules ordinaires et à du rayonnement. Ce processus de transition est généralement désigné sous le nom de réchauffement ou reheating, car il aurait produit l'état chaud nécessaire aux étapes ultérieures de l'évolution cosmologique. Il existe cependant un grand nombre de modèles décrivant des potentiels différents pour l'inflaton et des mécanismes variés pour déclencher et arrêter l'inflation. Aucun champ inflaton fondamental n'a été observé directement et aucune expérience n'a encore déterminé quel modèle, s'il y en a un, décrit réellement l'Univers primordial. L'inflaton constitue donc actuellement un élément théorique servant à construire et tester des scénarios d'inflation plutôt qu'une particule dont l'existence aurait été expérimentalement établie.
L'une des méthodes permettant de tester l'inflation consiste à rechercher ses signatures dans le fond diffus cosmologique et dans un éventuel fond d'ondes gravitationnelles primordiales. De nombreux modèles prédisent deux grandes catégories de perturbations : des perturbations scalaires, liées principalement aux variations de densité, et des perturbations tensorielles associées aux ondes gravitationnelles primordiales. Les perturbations scalaires ont laissé des signatures clairement mesurables dans les anisotropies du fond diffus cosmologique et leur spectre possède des propriétés compatibles avec plusieurs modèles inflationnaires. Les perturbations tensorielles pourraient quant à elles produire un motif particulier dans la polarisation du CMB, notamment un type de polarisation appelé mode B. La détection d'un signal primordial de ce type fournirait des informations particulièrement importantes sur l'énergie et la dynamique de l'inflation. Cependant, les modes B peuvent également être produits par d'autres phénomènes, notamment les lentilles gravitationnelles, tandis que la poussière de notre propre galaxie peut contaminer les observations. Les expériences doivent donc mesurer plusieurs fréquences et contrôler soigneusement les sources astrophysiques avant de pouvoir identifier un éventuel signal primordial. À ce jour, aucune détection généralement acceptée d'ondes gravitationnelles primordiales produites par l'inflation n'a permis d'établir définitivement un modèle inflationnaire particulier.
L'inflation cosmique constitue finalement l'un des cadres théoriques les plus importants pour comprendre les toutes premières phases de l'Univers, mais plusieurs questions fondamentales restent ouvertes. Elle fournit des explications naturelles à l'homogénéité du cosmos, à sa géométrie presque plate et à l'origine possible des fluctuations ayant donné naissance aux grandes structures. Toutefois, il existe de nombreux modèles d'inflation possédant des mécanismes et des prédictions différents, et la physique fondamentale responsable de cette phase hypothétique demeure inconnue. Les chercheurs étudient également des scénarios alternatifs, notamment certains modèles ekpyrotiques, cycliques ou de Big Bounce, qui peuvent tenter d'expliquer certaines propriétés de l'Univers primordial sans utiliser exactement le même mécanisme inflationnaire. De futures mesures plus précises de la polarisation du fond diffus cosmologique, des grandes structures et d'éventuelles ondes gravitationnelles primordiales pourraient permettre de distinguer davantage ces différentes possibilités. L'inflation ne doit donc pas être présentée comme une observation directe comparable à l'expansion actuelle de l'Univers, mais comme une hypothèse théorique particulièrement développée dont plusieurs prédictions sont compatibles avec les données disponibles. Comprendre si une phase inflationnaire s'est réellement produite et identifier le mécanisme physique qui l'aurait provoquée permettraient de rapprocher la cosmologie de la physique des particules et peut-être d'une future théorie de la gravitation quantique.