En physique, un ajustement fin () est la situation où des paramètres doivent avoir une valeur très précise pour pouvoir rendre compte de tel ou tel phénomène observé.
En cosmologie, ces considérations sont à la base du principe anthropique : il semble qu'une variation, même faible, de certaines constantes fondamentales n'aurait pas permis à la vie d'apparaître dans l'Univers. Par exemple, la vie ne peut se développer si la constante cosmologique ou l'énergie noire ont des valeurs trop élevées, car elles empêcheraient alors le mécanisme d'instabilité gravitationnelle et, par suite, la formation des grandes structures. La petitesse de la valeur observée de l'énergie noire, comparée à la valeur qui semble la plus naturelle (correspondant à la densité de Planck, soit plus que la valeur observée), est un exemple d'ajustement fin.
Il est possible que le recours à la notion d'ajustement fin traduise la difficulté pour la science d'intégrer à la fois l'échelle de Planck et l'échelle cosmique. En effet, soixante ordres de grandeur temporelle séparent le temps de Planck, à , et l'âge de l'Univers, à quelque , et les modèles théoriques généralement admis au début du sont incapables d'inclure un tel éventail de grandeurs dans un schéma unifiéLa difficulté pour la science moderne à réaliser cette unification est présentée par exemple par Lee Smolin dans son livre Rien ne va plus en physique ! (L'échec de la théorie des cordes), Dunod, 2007 .. Des propositions comme le multivers résolvent le problème en supposant que notre univers n'est qu'un parmi d'autres n'ayant pas ces propriétés permettant l'émergence d'une chimie et d'une physique complexes et stables. Toutefois, cet ajustement fin pourrait n'être qu'une illusion : on ignore le véritable nombre ultime de constantes physiques indépendantes - il pourrait être réduit, voire limité à une seule valeur. Et on ne connaît pas non plus les lois de la « fabrique d'Univers potentiels », c'est-à-dire l'intervalle et la loi de distribution dans laquelle il faudrait « choisir » chaque constante (dont par ailleurs notre choix d'unité et de combinaisons est arbitraire).
La notion d'ajustement fin de l'Univers, souvent mise à contribution pour démontrer le principe anthropique fort, est l'un des fers de lance des défenseurs de la thèse spiritualiste du dessein intelligent.
Exemples d'ajustement fin Réglage des constantes de l’Univers Les caractéristiques de l’Univers dans lequel nous évoluons dépendent d’une quinzaine de constantes physiques. En l’absence actuelle de principe unificateur, elles sont considérées comme indépendantes les unes des autres. L’apparition des superordinateurs a permis à l’astrophysique de modéliser le développement de l’Univers, puis de modifier ces constantes une à une ou en même temps afin de simuler de nouveaux univers (« univers jouets »). Le nombre des univers jouets ainsi obtenu est quasi infini.
Certaines de ces simulations ont montré que la quasi-totalité des univers jouets découlant de ces simulations sont stériles. Selon ces simulations, seul un réglage hyper-fin des quinze constantes de base permet l’apparition de l’Univers stable et viable dans lequel nous sommes. Les tenants du principe anthropique refusent d’y voir un simple « heureux hasard », qui serait crédible s’il ne portait que sur le réglage d’une seule constante, mais impossible sur celui de 15 constantes indépendantesJean Staune, Notre existence a-t-elle un sens ?, Presses de la Renaissance, 2007, ..
D'autres simulations, comme le programme MonkeyGod de Victor J. StengerDescription du programme MonkeyGod ., arrivent à des résultats différents : sur simulés en faisant varier aléatoirement et simultanément plusieurs paramètres physiques, sur 10 ordres de grandeur, ce programme obtient 61 % d'univers où la durée de vie des étoiles et leur composition permet l'apparition de la vie13.2 Simulating Universes. D'après Stenger, ces résultats différents sont dus au fait que les simulations amenant à la conclusion d'un ajustement fin font varier chaque paramètre un par un en laissant les autres fixes, variation que le changement d'autres paramètres physiques ne peut compenser pour générer un univers viable16.4 ..
Quelques exemples de constantes de l’Univers qui amènent des interrogations à propos de leur réglage fin :
Densité de l’Univers et vitesse d’expansion
Barrow et Tipler ont montré que l’expansion de l’Univers n’est ni trop rapide, ni trop lente. Dans un univers moins dense, l’expansion l’aurait emporté sur la gravitation et aucune structure n’aurait pu se former (ni étoiles, ni planètes, ni galaxies). Un univers plus dense se serait effondré sur lui-même trop rapidement pour permettre à la complexité de se développerRef. à préciser. La densité de l'Univers est très proche de la densité critique qui donne cette expansion raisonnable et une durée de vie de l'Univers compatible avec l'apparition de la vie. Le rapport entre la densité de l'Univers et la densité critique est le paramètre de densité Ω, égal à 1 pour la densité critique.
Le problème est que si Ω est sensiblement différent de 1, inférieur ou supérieur, cette valeur n'est pas stable et diverge. C'est-à-dire que si Ω > 1, l'expansion de l'Univers va ralentir et s'inverser, et Ω va tendre vers l'infini ; si Ω < 1, l'expansion de l'Univers va continuer à l'infini et Ω va tendre vers 0. Comme la valeur de Ω diverge, il faut qu'elle ait été, lors du Big Bang, dans une gamme de valeur extrêmement fine autour de 1 pour que, d'années plus tard, à notre époque, elle soit toujours assez proche de 1.
Cette gamme de valeurs est un intervalle de ±10-60 autour de 1. Cet intervalle est si petit que Trinh Xuan Thuan a calculé qu’il correspondait à la probabilité pour un archer de toucher une cible de située à l’autre bout de l’Univers en tirant à l’aveugle une seule et unique flèche depuis la Terre sans savoir dans quelle direction se trouve la cibleTrinh Xuan Thuan, Le chaos et l’harmonie, Fayard, 1988..
Selon la plupart des scientifiques, ce problème est résolu par l'inflation cosmique ayant eu lieu juste après le Big Bang. Cette période d'inflation a eu pour effet daplanir une courbure spatiale aléatoire de l'Univers au moment du Big Bang, pour la rendre quasiment plate. Or une courbure plate correspond à une densité de l'Univers égale à la densité critique. Donc il est logique et naturel, si le modèle de l'inflation cosmique est correct, que le paramètre Ω ait été quasiment égal à 1 au début de l'Univers. Le modèle de l'inflation est actuellement bien accepté par la communauté scientifique, ayant notamment mené à des prédictions vérifiées et mesurées à propos des fluctuations du fond diffus cosmologique11.1 .
Les masses du neutron et du proton La masse du neutron est un peu plus grande que celle du proton : . Cela entraîne la désintégration rapide du neutron (libre) en proton alors que le proton est, lui, très stable (sa durée de vie est d’au moins ). Si c’était l’inverse (), ce serait le proton qui se désintégrerait en neutron (qui serait stable) et les réactions de fusion nucléaire seraient fondées sur les neutrons, qui formeraient des noyaux nus de toutes masses. Le seul matériau de l'Univers serait alors le neutronium, les éléments chimiques ne pourraient se former (cf. ci-dessous) et la vie ne pourrait se développerTrinh Xuan Thuan, La place de l’homme dans l’univers : L’homme face à la science, Critérion, 1992..
De plus, les neutrons à l'intérieur d'un noyau atomique ne se désintègrent pas (mis à part la radioactivité bêta), assurant la stabilité des noyaux atomiques. Pour que cela soit le cas, il faut que l'énergie de liaison soit plus grande que la différence de masse entre un neutron et la masse additionnée d'un proton et d'un électron (). Cela donne une autre limite, supérieure, à , de l'ordre de .
Enfin, un autre phénomène peut compromettre la stabilité des protons : si ( étant la masse d'un neutrino), les protons se désintègreraient en réaction avec un électron en un neutron et un neutrino. Cela donne une borne inférieure de à .
Pour résumer, la différence de masse entre un proton et un neutron doit être dans la fourchette 10.1 .
La valeur réelle de est bien à l'intérieur de cette fourchette qui est assez large ; la valeur pourrait être le double voire le quintuple. Selon le modèle standard de la physique des particules (incluant le champ de Higgs électrofaible) les neutrons et des protons obtiennent leur masse de l'interaction forte qui ne fait aucune différence entre ces deux particules : en première approximation, selon cette théorie, les neutrons et les protons ont une masse égale.
Si on tient compte de l'interaction électrofaible entre ces particules, on obtient par des calculs théoriques une différence de masse comprise entre (la masse du quark u est mal connue donnant cette fourchette), compatible avec la valeur réelle. Cette différence de masse s'explique donc dans le cadre de la physique actuelle, et n'a pas besoin d'être ajustée à une gamme de valeurs très fine.
Apparition des éléments lourds dans l’Univers Éléments lourds 98 % de la matière visible est composé d’hydrogène et d’hélium. Tous les autres éléments (les éléments lourds : carbone, fer, oxygène notamment qui sont les constituants de la matière organique donc de l’être humain) ne représentent que les 2 % restants. Selon la théorie du Big Bang, seuls l’hydrogène et l’hélium se sont formés lors du Big Bang et tous les autres éléments se sont formés dans les étoiles sur une période de plusieurs milliards d’annéesHubert Reeves, Patience dans l’azur, Seuil, 1981.. Cette constatation a amené Hubert Reeves à dire que nous sommes des « poussières d’étoiles ». Selon les tenants du principe anthropique, le fait que les organismes vivants et notamment l’homme soient faits de la matière la plus rare qui existe dans l’Univers tend à prouver que celui-ci est la finalité du projet cosmiqueJoel Primack et Nancy Abrams, The view from the center of the universe, Riverhead Books, 2006..
Carbone Dans sa version évoluée, le principe anthropique faible remonte à un article de Robert Dicke de 1961 Robert Dicke, Dirac's Cosmology and Mach's Principle, Nature, n° 192, p.440-441 .. Dans cet article, Dicke fait remarquer que l'apparition de la vie, ou plus généralement de toute structure biologique complexe, nécessite la présence de carboneOu plus exactement de structures permettant l'existence de molécules complexes ; on ne sait pas aujourd'hui (2012) si la même chose ne serait pas possible avec les chaînes de silicones., et que celle-ci semble être le fruit de plusieurs coïncidences favorables.