1°S3 H.A.M.M.
TPE 2014
L'Univers aujourd'hui
Maintenant que nous savons de quelle manière l'Univers semble être né, il est intéressant de se
demander à quoi ressemble l'Univers dans lequel nous vivons, au moment même où vous lisez ceci.
1- L'homogénéité de l'Univers
Les données récoltées sur les variations de l'intensité du rayonnement fossile par les satellites COBE en 1992, WMAP en
2003 et Planck en 2013 ont permis de confirmer que la température du rayonnement était presque la même dans toutes les directions du ciel, avec une variation relative inférieure au
cent-millième.
Cette observation était particulièrement intéressante car le rayonnement provenant de deux régions différentes du ciel ne peut être identique que si ces régions ont été liées à une certaine époque.
Si deux zones du ciel avaient toujours été indépendantes, leurs températures n’ont pas de raison d’être les mêmes. Il y a donc eu
à un moment donné un échange d’information entre les deux et, d’après la relativité d'Einstein, cet échange s’est fait au mieux à
la vitesse de la lumière.
C’est ce constat qui pose un problème. Les photons provenant de deux régions opposées du ciel ont à peine réussi à atteindre notre petit coin d’Univers. Ils n’ont donc fait que la moitié du chemin nécessaire à un transfert d’information. Comment expliquer alors que le rayonnement fossile puisse être aussi isotrope, c'est à dire pratiquement identique dans toutes les directions ?
Cette question laissa perplexe la communauté astronomique jusqu’à ce que le scénario de l’inflation vint apporter une explication très simple.
En effet, avant l’ère inflationnaire, la taille de l’Univers était à peu près 1050 fois plus petite que maintenant.
La portion de l’Univers que nous pouvons observer de nos jours n’occupait alors qu’une région minuscule.
La lumière, donc l’information, n’avait aucun problème pour traverser cette région microscopique, même si elle n’avait que 10-35 seconde à sa disposition avant que l’inflation ne se mette en route. En conséquence, toutes les régions de l’Univers observable aujourd’hui étaient causalement liées avant le début de l’inflation et l’information sur la température pouvait facilement être échangée. Par la suite, la taille de l’Univers fut démultipliée et conduit à un rayonnement homogène dans des régions qui nous semblent à première vue indépendantes aujourd’hui.
Remarque : Notez tout de même que la précision obtenue par le satellite Planck montre que le rayonnement n’est pas parfaitement uniforme à grande échelle, c’est-à-dire qu’on observe une légère asymétrie de la température moyenne dans des directions opposées du ciel, une sorte de direction privilégiée de l’expansion que les modèles cosmologiques standards ne peuvent pas expliquer.
L’explication par l’inflation
2- La courbure de l'Univers
On dit que le modèle standard confère à l’espace une géométrie non euclidienne, c’est-à-dire qu’une courbure lui est associée. En déterminant la courbure de l’univers - fixée par sa densité - nous serions capable de prédire son évolution.
Un Univers plat
Une courbure spatiale nulle décrit un univers plat. Elle correspond à des sections spatiales décrites par la géométrie euclidienne. En particulier le théorème de Pythagore y est valable, et la somme des angles d'un triangle est égale à 180°. Dans ce cas, l’expansion de l'Univers se poursuivra indéfiniment et ce dernier deviendra de plus en plus froid et de moins en moins dense : c'est ce qu'on appelle le Big Freeze.
Un Univers fermé
Une courbure spatiale positive caractérise un univers fermé à géométrie sphérique. On peut aisément visualiser un espace à deux dimensions de courbure positive constante : la sphère. Le théorème de Pythagore n'est plus valable et la somme des angles d'un triangle est supérieure à 180 °. Dans ce cas, l’univers subira une phase de contraction succédant à une phase d’expansion : c’est ce qu’on appelle le Big Crunch.
Un Univers ouvert
Une courbure spatiale négative caractérise un univers ouvert à géométrie hyperbolique. Un exemple simple en trois dimensions est donné par la selle
de cheval. Le théorème de Pythagore n'est pas valable non plus, et la somme des angles d'un triangle est inférieure à 180 °. Dans ce cas, l'expansion de l'Univers se poursuivra indéfiniment, ce dernier deviendra de plus en plus froid et risque même de se rompre : c'est ce qu'on appelle le Big Rip.
Le modèle standard de la cosmologie est à l'heure actuelle dominé par l'idée que les sections spatiales de l'univers sont euclidiennes, en tout cas sur des échelles de l'ordre de la taille de l'univers observable. Comme pour l’homogénéité de l’Univers, notre connaissance de la courbure vient de l’analyse du rayonnement fossile. Les observations du satellite WMAP lancé en 2001 ont ainsi montré que la courbure de l’Univers est nulle, avec une marge d'erreur d'environ 1%. L’Univers est donc soit plat, soit quasiment plat. Mais la question est de savoir pourquoi. Il n’y a en effet pas de raison pour que la courbure de l’Univers ne soit pas largement positive ou négative.
L’inflation une nouvelle fois en cause
La théorie de l’inflation apporte une solution très simple à cette question. Imaginez que vous preniez un ballon et que vous puissiez le gonfler jusqu’à lui donner la taille de la Terre. Au départ, le ballon apparaît sphérique et sa courbure est très nette. Mais lorsque sa taille augmente, sa courbure diminue et tend vers zéro, tout comme la Terre nous paraît plate depuis sa surface. C’est exactement ce qui s’est passé pendant l’inflation. Alors que la taille de l’Univers était multipliée par 10^50, sa courbure était réduite par un facteur du même ordre. Peu importe sa courbure initiale, la valeur actuelle allait nécessairement être très proche de zéro, l'Univers atteignant ainsi sa densité critique.
Remarque : S'il s'avérait qu'il y ait un écart plus considérant dans l'estimation de la courbure spatiale, la théorie de l'inflation
sera remis en cause et la courbure de l'Univers restera alors inderterminée.
Notre Univers serait plat !
