vignette|upright=1.5 |Inflation cosmique (en beige), avant . L'inflation cosmique est un modèle cosmologique s'insérant dans le paradigme du Big Bang lors duquel une région de l'Univers comprenant l'Univers observable a connu une phase d'expansion très rapide qui lui aurait permis de grossir d'un facteur considérable : au moins 10 en un temps extrêmement bref, compris entre 10 et 10 secondes après le Big Bang. Ce modèle cosmologique offre une solution à la fois au problème de l'horizon et au problème de la platitude.
Cette phase d'expansion, nommée « inflation » en 1979 par son premier théoricien, le physicien américain Alan Guth., se serait produite très tôt dans l'histoire de l'Univers, à l'issue de l'ère de Planck ou peu après, de l'ordre de seconde après le Big Bang.
Contexte historique
Le concept d'inflation est apparu à la charnière des années 1970/1980. À cette époque, la cosmologie était une discipline encore peu étayée par des données nombreuses et fiables. Néanmoins, le fond diffus cosmologique avait été découvert depuis une quinzaine d'années, et l'expansion de l'Univers depuis plusieurs décennies. L'on savait donc que l'Univers observable était homogène et isotrope.
L'explication du fait que l'Univers pût être homogène et isotrope était par contre inconnue. En effet, l'étude de la théorie des perturbations cosmologiques, amorcée par Evgueni Lifchits à la fin des , montrait que l'expansion de l'Univers ne pouvait contribuer à rendre celui-ci homogène ou isotrope. Ainsi donc, si l'Univers n'avait pas été homogène et isotrope tôt dans son histoire, il devait nécessairement ne pas l'être non plus aujourd'hui. C'est le problème de l'horizon.
À ce premier problème se superposait le problème de la platitude. Si l'Univers est effectivement homogène, rien ne dit que sa géométrie à grande échelle correspond à la géométrie euclidienne qui nous est familière. En particulier, il se peut qu'au-delà d'une certaine échelle, le théorème de Pythagore ne soit plus vérifié, ou que la somme des angles d'un triangle ne soit plus égale à 180 degrés. L'échelle à partir de laquelle ces effets se font sentir s'appelle le rayon de courbure de l'espace. Observationnellement, les scientifiques savaient dès le courant des années 1970 que ce rayon de courbure était au moins de l'ordre de la taille de l'Univers observableCes résultats ont sans cesse été confirmés depuis, notamment par les résultats du ballon stratosphérique BOOMERanG et du satellite artificiel WMAP, voir Modèle standard de la cosmologie pour plus de détails.. Se pose alors un problème troublant : si on remonte dans le temps, le rapport du rayon de courbure de l'espace à la taille de l'Univers observable, approximativement donné par ce que l'on appelle le rayon de Hubble, croît à mesure que l'on remonte dans le passé. Si l'on remonte jusqu'aux époques les plus anciennes auxquelles les lois connues de la physique continuent de s'appliquer, soit la fin de l'ère de Planck, alors ce rapport devient plus grand d'un facteur 10 qu'il ne l'est actuellement. Autrement dit, le rayon de courbure de l'espace devait être au moins 10 fois plus grand que le rayon de l'Univers observable au sortir de l'ère de Planck. Il se trouve que le rayon de l'Univers observable est également du même ordre que la distance maximale parcourue par un signal dans l'UniversC'est ce que l'on appelle l'horizon.. Le problème vient donc du fait que pour expliquer un fait observé aujourd'hui, on est amené à envisager que, par un processus mystérieux, l'Univers a su ajuster son rayon de courbure pour qu'il devienne au moins 10 fois plus grand que toute distance parcourue par un signal à cette époque-là. Cette contradiction manifeste (aucune échelle de distance ne peut être plus grande que la plus grande distance parcourue par un signal) est connue sous le nom de problème de la platitude.
À ces deux problèmes de nature assez semblable, s'ajoutaient deux autres problèmes en apparence sans rapport : le problème des monopôles et le problème de la formation des structures. Le problème des monopôles est l'expression du fait que des considérations très générales de physique des particules laissent penser que la diversité des particules élémentaires observées aujourd'hui n'est qu'un ensemble de manifestations différentes de phénomènes qui deviennent semblables à plus haute température : la physique des particules suggère qu'à mesure que l'Univers se refroidit du fait de son expansion, il se produit un certain nombre de transitions de phase lors desquelles la nature des particules élémentaires qui existent à ce moment-là change. Ce phénomène donne cependant lieu à l'apparition d'un certain type d'objets, appelés défauts topologiques. Certains de ces objets peuvent être étendus, voire d'extension infinie. On les appelle murs de domaine ou cordes cosmiquesÀ ne pas confondre avec les cordes de la théorie des cordes., selon que leur structure s'apparente à une surface ou une ligne. Une autre catégorie d'objets est ce que l'on appelle les monopôles, dont la structure est essentiellement ponctuelle. Les calculs montrent que de tels objets ont toutes les chances de se former extrêmement tôt, dès la fin de l'ère de grande unification. Or si ce cas se produit, on peut montrer que la quasi-totalité de l'énergie de l'Univers actuel devrait se trouver sous la forme de ces monopôles. Observationnellement, il n'en est rien. Il existe certes des formes de matière mal connues dans l'Univers, notamment la matière noire, mais celle-ci est nettement moins abondante que ces monopôles ne devraient l'être. La non-observation de ces monopôles forme ce que l'on appelle le problème des monopôles.
Principe général de l'inflation
Le problème de l'horizon et le problème de la platitude ont tous deux une origine commune : le fait que si l'on considère un Univers empli de matière, relativiste ou non relativiste, alors l'expansion de l'Univers est en décélération (voir Équations de Friedmann). Quand l'expansion de l'Univers décélère, on peut montrer que la distance entre deux objets distants (deux galaxies par exemple) croît moins vite qu'un signal lumineux. Ainsi, la lumière d'une galaxie, fût-elle très éloignée, finit toujours par nous atteindre, exactement comme si l'on imaginait un Univers statique, sans expansion. Autre façon de voir les choses, le nombre de galaxies visibles dans l'Univers observable croît au cours du temps. C'est précisément ce point qui est paradoxal : à mesure que le temps passe, l'on découvre l'Univers sur des régions de plus en plus vastes, qui sont toutes essentiellement identiques les unes aux autres, et qui pourtant n'ont pas eu le temps d'échanger d'information au moment où on les découvre semblables les unes aux autresPar exemple, si deux galaxies sont situées dans des directions opposées aux confins de l'Univers observable, elles sont récemment devenues visibles pour nous (la lumière vient juste d'avoir eu assez de temps pour nous parvenir), mais n'ont pas eu le temps de s'échanger des informations, car un signal envoyé par l'une vers l'autre n'est qu'à mi-chemin des deux galaxies..
L'inflation résout ce paradoxe en s'attaquant au phénomène à l'origine de ce paradoxe, à savoir le fait que la distance parcourue par la lumière au cours du temps croît plus vite que la distance entre deux objets. Inverser cette relation, ce qui signifie que le nombre des galaxies qui nous sont accessibles décroît au cours du temps, permet alors de résoudre les problèmes précédents. Pour cela, il faut non plus que l'expansion de l'Univers décélère au cours du temps, mais accélère. Schématiquement, c'est un peu comme si l'on agrandissait très rapidement une région de l'Univers, jusqu'à ce que celle-ci devienne aussi grosse que l'Univers observable, voire plus. Dans ce cas, si la région initiale est au départ homogène, alors on aura finalement une région homogène, mais qui désormais englobe l'Univers observable tout entier.
Description L'inflation cosmique aurait été déclenchée par la transition de phase qui a marqué la fin de l'ère de grande unification. Un des produits théoriques de cette transition est un champ scalaire appelé le domaine inflation. Alors que ce champ s'installe dans un état de plus basse énergie à travers l'Univers, il génère une force répulsive qui conduit à une expansion rapide de l'espace. Cette expansion explique les différentes propriétés actuelles de l'Univers qui seraient difficilement explicables autrement. L'expansion rapide de l'espace implique que les particules élémentaires subsistant après l'époque de grande unification, se retrouvent désormais réparties à travers l'Univers. Cependant, l'énorme énergie potentielle du champ de l'inflation qui a été libérée à la fin de l'époque inflationniste, peuple l'Univers d'un mélange chaud et dense de quarks, d'anti-quarks et de gluons tandis que l'Univers entre dans l'ère électrofaible.
À la fin de l'inflation , l'Univers est encore extrêmement dense et chaud. Ils pensent que sa masse volumique devait être de l'ordre de 10, voire 10 kilogrammes par mètre cube, et sa température de 10, voire 10 kelvin.
vignette |left|Schéma simplifié des principales étapes de la formation de l'Univers. 1. Big Bang 2. inflation cosmique 3. Découplage de l'interaction forte et faible et formation des particules. 4. Formation des étoiles et galaxies. Le paradigme de l'inflation peut être testé grâce à de nombreuses observations astronomiques, notamment la mesure de l'anisotropie du fond diffus cosmologique, le catalogue de galaxies, et les effets de cisaillement gravitationnel. En 2006, l'inflation s'avère compatible avec l'ensemble des données observationnelles, notamment celles du satellite WMAP, et fait partie intégrante du modèle standard de la cosmologie. Néanmoins, selon la revue Sciences et Avenir, deux chercheurs de l'université du Mississippi envisagent la possibilité que l'inflation ne soit pas linéaire mais vibratoire. Ils suggèrent, en 2015, que l'expansion de « l'Univers a ralenti et accéléré, pas seulement une fois, mais 7 fois au cours des 13,8 milliards d'années, en émulant la matière noire dans le processus. ».
Une subtile prévision des modèles inflationnistes est que les fluctuations du rayonnement de fond à grande échelle soient un peu plus intenses que celles à petite échelle. C'est ce que constatent en 2010 les mesures sur 7 ans de l'observatoire spatial WMAP, renforçant la validité de ces modèlesPubliées par la NASA, voir le site http://map.gsfc.nasa.gov/news/. Il n'est cependant pas exclu que d'autres mécanismes produisant des effets semblables puissent exister, mais ceux-ci apparaissent aujourd'hui moins convaincants et moins réalistes. Des observations plus récentes, comme celles qui ont été réalisées par le télescope spatial Planck (2009-2013) ont permis de tester plus finement les modèles d'inflation.
Le , la collaboration BICEP2 annonce un peu trop rapidement avoir détecté de fortes déformations dans le signal du fond diffus cosmologique qui seraient caractéristiques de l'effet d'ondes gravitationnelles engendrées par l'inflationhttp://bicepkeck.org/b2_respap_arxiv_v1.pdf. Des doutes ont été émis plus tard par la communauté scientifique quant à la fiabilité de ces résultats, en considérant que la polarisation observée pouvait en fait être un artefact. Le satellite Planck a par la suite confirmé que les déformations observées par BICEP2 étaient dues à l'effet des poussières galactiques sur le fond diffus cosmologique..
Inflation éternelle vignette|Photographie d'Alan Guth en 2007.