Théorie inflationniste de l'origine de l'univers. Inflation dans l'univers, expansion exponentielle de l'univers

L'un des fragments de la première microseconde de la vie de l'univers a joué un rôle énorme dans son évolution ultérieure.

La percée conceptuelle est devenue possible grâce à une très belle hypothèse, née de la tentative de sortir de trois graves incohérences de la théorie du Big Bang - le problème de l'Univers plat, le problème de l'horizon et le problème des monopôles magnétiques.

Particule rare

Depuis le milieu des années 1970, les physiciens ont commencé à travailler sur des modèles théoriques de la Grande Unification des trois forces fondamentales : forte, faible et électromagnétique. Beaucoup de ces modèles ont conclu que des particules très massives portant une seule charge magnétique avaient dû être produites en abondance peu après le Big Bang. Lorsque l'âge de l'Univers a atteint 10^-36 secondes (selon certaines estimations, même un peu plus tôt), l'interaction forte s'est séparée de l'interaction électrofaible et est devenue indépendante. Dans le même temps, des défauts topologiques ponctuels d’une masse 10^15 –10^16 supérieure à la masse du proton alors inexistant se sont formés sous vide. Lorsque, à leur tour, l'interaction électrofaible a été divisée en faible et électromagnétique et que l'électromagnétisme réel est apparu, ces défauts ont acquis des charges magnétiques et ont commencé une nouvelle vie - sous la forme de monopôles magnétiques.

Ce beau modèle posait à la cosmologie un problème désagréable. Les monopôles magnétiques « du Nord » s’annihilent lorsqu’ils entrent en collision avec ceux du « Sud », mais sinon ces particules sont stables. En raison de leur énorme masse à l’échelle du nanogramme selon les normes du microcosme, peu après leur naissance, ils ont été obligés de ralentir à des vitesses non relativistes, de se disperser dans l’espace et de survivre jusqu’à nos jours. Selon le modèle standard du Big Bang, leur densité de courant devrait être approximativement la même que celle des protons. Mais dans ce cas, la densité totale de l’énergie cosmique serait au moins un quadrillion de fois supérieure à la densité réelle.

Jusqu’à présent, toutes les tentatives visant à découvrir les monopoles ont échoué. Comme l'a montré la recherche de monopôles dans les minerais de fer et l'eau de mer, le rapport de leur nombre au nombre de protons ne dépasse pas 10^-30. Soit ces particules ne sont pas présentes du tout dans notre région de l’espace, soit elles sont si peu nombreuses que les instruments sont incapables de les enregistrer, malgré une signature magnétique claire. Ceci est également confirmé par les observations astronomiques : la présence de monopôles devrait affecter les champs magnétiques de notre Galaxie, mais cela n'a pas été détecté.

Bien entendu, nous pouvons supposer que les monopoles n’ont jamais existé. Certains modèles d’unification des interactions fondamentales ne prescrivent pas réellement leur apparition. Mais les problèmes de l’horizon et d’un Univers plat demeurent. Il se trouve qu’à la fin des années 1970, la cosmologie s’est heurtée à de sérieux obstacles, qui nécessitaient clairement de nouvelles idées pour être surmontés.

Pression négative

Et ces idées ne tardèrent pas à apparaître. La principale était l'hypothèse selon laquelle dans l'espace, en plus de la matière et du rayonnement, il existe un ou plusieurs champs scalaires qui créent une pression négative. Cette situation semble paradoxale, mais elle se produit dans la vie de tous les jours. Un système à pression positive, tel qu’un gaz comprimé, perd de l’énergie et se refroidit à mesure qu’il se dilate. Un élastique, au contraire, est dans un état de pression négative car, contrairement au gaz, il a tendance non pas à se dilater, mais à se contracter. Si un tel ruban est étiré rapidement, il chauffera et son énergie thermique augmentera. À mesure que l’Univers s’étend, un champ de pression négative accumule de l’énergie qui, une fois libérée, peut générer des particules et des quanta de lumière.

La pression négative peut avoir différentes valeurs. Mais il existe un cas particulier où elle est égale à la densité de l'énergie cosmique de signe opposé. Dans cette situation, cette densité reste constante à mesure que l’espace s’étend, puisque la pression négative compense la « raréfaction » croissante des particules et des quanta de lumière. Des équations de Friedmann-Lemaitre, il s’ensuit que l’Univers dans ce cas se développe de façon exponentielle.

Univers plat

La sphère en expansion démontre une solution au problème d’un Univers plat dans le cadre de la cosmologie inflationniste. À mesure que le rayon de la sphère augmente, la zone sélectionnée de sa surface devient de plus en plus plate. De la même manière, l’expansion exponentielle de l’espace-temps au cours de l’inflation a conduit à ce que notre Univers soit désormais presque plat.

L'hypothèse d'expansion exponentielle résout les trois problèmes ci-dessus. Supposons que l’Univers soit né d’une minuscule « bulle » d’espace très incurvé, qui a subi une transformation qui a doté l’espace d’une pression négative et l’a ainsi amené à se dilater selon une loi exponentielle. Naturellement, après la disparition de cette pression, l’Univers reviendra à son expansion « normale » précédente.

Résolution de problèmes

Supposons que le rayon de l'Univers avant d'entrer dans la phase exponentielle n'était que de plusieurs ordres de grandeur supérieur à la longueur de Planck, 10^-35 m. Si dans la phase exponentielle il grandit, disons, 10^50 fois, alors de son. à la fin, il atteindra des milliers d'années-lumière. Quelle que soit la différence entre le paramètre de courbure de l'espace et l'unité avant le début de l'expansion, à la fin de l'expansion, il diminuera de 10 ^ à 100 fois, c'est-à-dire que l'espace deviendra parfaitement plat !

Le problème des monopoles est résolu de la même manière. Si les défauts topologiques qui sont devenus leurs prédécesseurs sont apparus avant ou même pendant le processus d'expansion exponentielle, alors à la fin, ils devraient s'éloigner les uns des autres à des distances gigantesques. Depuis lors, l’Univers s’est considérablement étendu et la densité des monopôles est tombée presque à zéro. Les calculs montrent que même si vous examinez un cube cosmique avec un bord d'un milliard d'années-lumière, il n'y aura pas, avec le plus haut degré de probabilité, un seul monopôle.

Le modèle d'inflation cosmologique, qui résout de nombreux problèmes de la théorie du Big Bang, affirme qu'en très peu de temps, la taille de la bulle à partir de laquelle notre Univers s'est formé a augmenté de 10 à 50 fois. Après cela, l’Univers a continué à s’étendre, mais beaucoup plus lentement.

L'hypothèse de l'expansion exponentielle suggère également une solution simple au problème de l'horizon. Supposons que la taille de la « bulle » embryonnaire qui a jeté les bases de notre Univers n’excède pas le chemin que la lumière a réussi à parcourir après le Big Bang. Dans ce cas, un équilibre thermique pourrait s'y établir, assurant l'égalité des températures dans tout le volume, qui était préservée lors de l'expansion exponentielle. Une explication similaire est présente dans de nombreux manuels de cosmologie, mais vous pouvez vous en passer.

D'une bulle

Au tournant des années 1970 et 1980, plusieurs théoriciens, dont le premier était le physicien soviétique Alexei Starobinsky, ont envisagé des modèles de l'évolution précoce de l'Univers avec une courte étape d'expansion exponentielle. En 1981, l’Américain Alan Guth a publié un article qui a fait connaître cette idée à un large public. Il fut le premier à comprendre qu'une telle expansion (très probablement achevée à l'âge de 10^-34 s) élimine le problème des monopôles, dont il s'occupait initialement, et ouvre la voie à la résolution des problèmes de géométrie plate et d'horizon. . Guth a magnifiquement appelé cette expansion l’inflation cosmologique, et le terme est devenu généralement accepté.

Mais le modèle de Guth présentait encore un sérieux inconvénient. Cela a permis l’émergence de nombreuses zones inflationnistes qui se heurtent les unes aux autres. Cela a conduit à la formation d’un cosmos très désordonné avec une densité inhomogène de matière et de rayonnement, complètement différente de l’espace réel. Cependant, bientôt Andrei Linde de l'Institut de physique de l'Académie des sciences (FIAN), et un peu plus tard Andreas Albrecht et Paul Steinhardt de l'Université de Pennsylvanie, ont montré que si vous modifiez l'équation du champ scalaire, alors tout se met en place. Cela a conduit à un scénario dans lequel notre Univers observable tout entier est né d’une seule bulle de vide, séparé des autres régions inflationnistes par des distances inimaginables.

Inflation chaotique

En 1983, Andrei Linde réalise une autre percée en développant la théorie de l'inflation chaotique, qui permet d'expliquer à la fois la composition de l'Univers et l'homogénéité du rayonnement de fond cosmique des micro-ondes. Lors de l'inflation, toutes les inhomogénéités antérieures dans le champ scalaire sont tellement étirées qu'elles disparaissent pratiquement. Au stade final de l’inflation, ce champ commence à osciller rapidement près du minimum de son énergie potentielle. Dans ce cas, naissent en abondance des particules et des photons qui interagissent intensément les uns avec les autres et atteignent une température d'équilibre. Ainsi, à la fin de l’inflation, nous avons un Univers plat et chaud, qui s’étend ensuite selon le scénario du Big Bang. Ce mécanisme explique pourquoi nous observons aujourd’hui un rayonnement de fond cosmique micro-onde avec de minuscules fluctuations de température, qui peuvent être attribuées aux fluctuations quantiques de la première phase de l’existence de l’Univers. Ainsi, la théorie de l'inflation chaotique a résolu le problème de l'horizon sans supposer qu'avant le début de l'expansion exponentielle, l'Univers embryonnaire était dans un état d'équilibre thermique.

Connexion perdue

Le rayonnement cosmique de fond micro-onde que nous observons actuellement depuis la Terre provient d'une distance de 46 milliards d'années-lumière (sur l'échelle ci-dessous), après avoir parcouru un peu moins de 14 milliards d'années. Cependant, lorsque ce rayonnement a commencé son voyage, l’âge de l’Univers n’était que de 300 000 ans. Pendant ce temps, la lumière ne pouvait parcourir que 300 000 années-lumière (petits cercles) et les deux points de l'illustration ne pouvaient tout simplement pas communiquer entre eux - leurs horizons cosmologiques ne se croisent pas.

Selon le modèle de Linde, la répartition de la matière et du rayonnement dans l'espace après l'inflation doit simplement être presque parfaitement homogène, à l'exception des traces de fluctuations quantiques primaires. Ces fluctuations ont donné lieu à des fluctuations locales de densité, qui ont finalement donné naissance à des amas de galaxies et aux vides cosmiques qui les séparent. Il est très important que sans « étirement » inflationniste, les fluctuations seraient trop faibles et ne pourraient pas devenir des embryons de galaxies. En général, le mécanisme inflationniste a une créativité cosmologique extrêmement puissante et universelle – si l’on veut, il apparaît comme un démiurge universel. Le titre de cet article n’est donc en aucun cas une exagération.

Problème plat

Les astronomes sont convaincus depuis longtemps que si l’espace actuel se déforme, ce sera plutôt modéré.

Géométrie de l'espace

La géométrie locale de l'Univers est déterminée par un paramètre sans dimension : s'il est inférieur à un, l'Univers sera hyperbolique (ouvert), s'il est plus grand - sphérique (fermé) et s'il est exactement égal à un - plat. Même de très petits écarts par rapport à l'unité peuvent entraîner une modification significative de ce paramètre au fil du temps. L'illustration en bleu montre un graphique du paramètre de notre Univers.

Les modèles de Friedmann et Lemaitre permettent de calculer quelle était la courbure de l'espace peu après le Big Bang. La courbure est estimée à l'aide d'un paramètre sans dimension égal au rapport de la densité moyenne d'énergie cosmique à sa valeur à laquelle cette courbure devient nulle, et la géométrie de l'Univers, par conséquent, devient plate. Il y a environ 40 ans, il ne faisait plus aucun doute que si ce paramètre différait de l'unité, il ne serait pas plus de dix fois dans un sens ou dans l'autre. Il s’ensuit qu’une seconde après le Big Bang, la différence par rapport à l’unité n’était que de 10^-14 ! Un « réglage » aussi incroyablement précis est-il accidentel ou dû à des raisons physiques ? C’est exactement ainsi que les physiciens américains Robert Dicke et James Peebles ont formulé le problème en 1979.

À des échelles de l’ordre du centième de la taille de l’Univers (aujourd’hui des centaines de mégaparsecs), sa composition était et reste homogène et isotrope. Or, à l’échelle du cosmos tout entier, l’homogénéité disparaît. L’inflation s’arrête dans une zone et commence dans une autre, et ainsi de suite à l’infini. Il s’agit d’un processus sans fin d’auto-reproduction qui génère un ensemble de mondes ramifiés – le Multivers. Les mêmes lois physiques fondamentales peuvent y être réalisées sous différentes formes - par exemple, les forces intranucléaires et la charge d'un électron dans d'autres univers peuvent s'avérer différentes des nôtres. Cette image fantastique est actuellement discutée très sérieusement par les physiciens et les cosmologistes.

Lutte des idées

"Les idées principales du scénario inflationniste ont été formulées il y a trois décennies", explique au Premier ministre Andrei Linde, l'un des auteurs de la cosmologie inflationniste, professeur à l'Université de Stanford. - Après cela, la tâche principale était de développer des théories réalistes basées sur ces idées, mais seuls les critères de réalisme ont changé plus d'une fois. Dans les années 1980, l’opinion dominante était que l’inflation pouvait être comprise à l’aide de modèles grand unifiés. Ensuite, les espoirs se sont évanouis et l'inflation a commencé à être interprétée dans le contexte de la théorie de la supergravité, et plus tard, de la théorie des supercordes. Cependant, ce chemin s'est avéré très difficile. Premièrement, ces deux théories utilisent des mathématiques extrêmement complexes, et deuxièmement, elles sont conçues de telle manière qu'il est très, très difficile de mettre en œuvre un scénario inflationniste avec leur aide. Les progrès ont donc été plutôt lents. En 2000, trois scientifiques japonais ont obtenu, avec beaucoup de difficulté, dans le cadre de la théorie de la supergravité, un modèle d'inflation chaotique, que j'avais imaginé près de 20 ans plus tôt. Trois ans plus tard, à Stanford, nous avons réalisé des travaux qui ont montré la possibilité fondamentale de construire des modèles inflationnistes en utilisant la théorie des supercordes et, sur cette base, d'expliquer la quadridimensionnalité de notre monde. Plus précisément, nous avons découvert que nous pouvons ainsi obtenir un état de vide avec une constante cosmologique positive, nécessaire au déclenchement de l’inflation. Notre approche a été développée avec succès par d’autres scientifiques, ce qui a grandement contribué aux progrès de la cosmologie. Il est désormais clair que la théorie des supercordes permet l’existence d’un nombre gigantesque d’états de vide, donnant lieu à une expansion exponentielle de l’Univers.

Là, au-delà de l'horizon

Le problème de l’horizon est lié au rayonnement de fond cosmique des micro-ondes. Quel que soit le point de l'horizon d'où elle provient, sa température est constante avec une précision de 0,001 %.

L'expansion normale à des vitesses inférieures à la vitesse de la lumière conduit au fait que l'Univers entier sera tôt ou tard à l'intérieur de notre horizon des événements. L'expansion inflationniste à des vitesses dépassant largement la vitesse de la lumière a conduit au fait que seule une petite partie de l'Univers formé lors du Big Bang est accessible à notre observation. Cela nous permet de résoudre le problème de l’horizon et d’expliquer la même température du rayonnement relique provenant de différents points du ciel.

Dans les années 1970, ces données n'étaient pas encore disponibles, mais les astronomes pensaient déjà que les fluctuations ne dépassaient pas 0,1 %. C'était le mystère. Quanta de rayonnement micro-onde dispersé dans l’espace environ 400 000 ans après le Big Bang. Si l'Univers évoluait tout le temps selon Friedmann-Lemaitre, alors les photons arrivant sur Terre depuis des parties de la sphère céleste séparées par une distance angulaire de plus de deux degrés étaient émis depuis des régions de l'espace qui ne pouvaient alors rien contenir. communs les uns aux autres. Entre eux se trouvaient des distances que la lumière n'aurait tout simplement pas eu le temps de surmonter pendant toute l'existence de l'Univers à cette époque - en d'autres termes, leurs horizons cosmologiques ne se croisaient pas. Par conséquent, ils n’ont pas eu la possibilité d’établir un équilibre thermique entre eux, ce qui égaliserait presque exactement leurs températures. Mais si ces régions n’étaient pas connectées dès les premiers instants de leur formation, comment ont-elles fini par être chauffées à peu près également ? Si c'est une coïncidence, c'est trop étrange.

Nous devons maintenant faire un pas de plus et comprendre la structure de notre Univers. Ce travail est en cours, mais se heurte à d'énormes difficultés techniques, et le résultat n'est pas encore clair. Mes collègues et moi travaillons depuis deux ans sur une famille de modèles hybrides reposant à la fois sur les supercordes et la supergravité. Il y a du progrès ; nous sommes déjà capables de décrire beaucoup de choses réellement existantes. Par exemple, nous sommes sur le point de comprendre pourquoi la densité d’énergie du vide est désormais si faible, qui n’est que trois fois supérieure à la densité des particules et du rayonnement. Mais nous devons avancer. Nous attendons avec impatience les résultats des observations de l’observatoire spatial Planck, qui mesure les caractéristiques spectrales du rayonnement de fond cosmique micro-onde à très haute résolution. Il est possible que les lectures de ses instruments mettent sous le bistouri des classes entières de modèles d’inflation et donnent une impulsion au développement de théories alternatives.

La cosmologie inflationniste peut se vanter de nombreuses réalisations remarquables. Elle a prédit la géométrie plate de notre Univers bien avant que les astronomes et les astrophysiciens ne confirment ce fait. Jusqu'à la fin des années 1990, on pensait qu'en tenant pleinement compte de toute la matière de l'Univers, la valeur numérique du paramètre ne dépassait pas 1/3. Il a fallu la découverte de l’énergie noire pour s’assurer que cette valeur soit pratiquement égale à l’unité, comme le montre le scénario inflationniste. Les fluctuations de la température du rayonnement de fond cosmique des micro-ondes ont été prédites et leur spectre a été calculé à l'avance. Il existe de nombreux exemples similaires. Des tentatives ont été faites à plusieurs reprises pour réfuter la théorie de l’inflation, mais aucune n’a réussi. De plus, selon Andrei Linde, ces dernières années est apparu le concept d'une pluralité d'univers, dont la formation peut bien être qualifiée de révolution scientifique : « Malgré son caractère incomplet, il devient partie intégrante de la culture d'une nouvelle génération d'univers. physiciens et cosmologistes.

À la hauteur de l’évolution

"Le paradigme inflationniste est désormais mis en œuvre sous de nombreuses variantes, parmi lesquelles il n'y a pas de leader reconnu", explique Alexander Vilenkin, directeur de l'Institut de cosmologie de l'Université Tufts. - Il existe de nombreux modèles, mais personne ne sait lequel est le bon. C’est pourquoi je ne parlerais pas des progrès spectaculaires réalisés ces dernières années. Oui, et il y a encore assez de difficultés. Par exemple, il n’est pas tout à fait clair comment comparer les probabilités d’événements prédits par un modèle particulier. Dans un univers éternel, tout événement doit se produire un nombre incalculable de fois. Donc, pour calculer des probabilités, il faut comparer des infinis, ce qui est très difficile. Reste également le problème non résolu de l’apparition de l’inflation. Très probablement, vous ne pouvez pas vous en passer, mais on ne sait pas encore comment y accéder. Et pourtant, le tableau inflationniste du monde n’a pas de concurrents sérieux. Je la comparerais à la théorie de Darwin, qui présentait également de nombreuses incohérences au début. Cependant, elle n’a jamais eu d’alternative et a finalement gagné la reconnaissance des scientifiques. Il me semble que le concept d’inflation cosmologique résoudra parfaitement toutes les difficultés.»

Depuis le milieu des années 1970, les physiciens ont commencé à travailler sur des modèles théoriques de la Grande Unification des trois forces fondamentales : forte, faible et électromagnétique. Beaucoup de ces modèles ont conclu que des particules très massives portant une seule charge magnétique avaient dû être produites en abondance peu après le Big Bang. Lorsque l'âge de l'Univers a atteint 10 -36 secondes (selon certaines estimations, même un peu plus tôt), l'interaction forte s'est séparée de l'interaction électrofaible et est devenue indépendante. Dans ce cas, des défauts topologiques ponctuels d'une masse 10 15 - 10 16 supérieure à la masse du proton alors inexistant se sont formés sous vide. Lorsque, à leur tour, l'interaction électrofaible a été divisée en faible et électromagnétique et que l'électromagnétisme réel est apparu, ces défauts ont acquis des charges magnétiques et ont commencé une nouvelle vie - sous la forme de monopôles magnétiques.

La séparation des interactions fondamentales dans notre Univers primitif avait le caractère d'une transition de phase. À des températures très élevées, les interactions fondamentales se sont combinées, mais lorsqu'elles ont été refroidies en dessous de la température critique, la séparation ne s'est pas produite [cela peut être comparé à la surfusion de l'eau]. A ce moment, l'énergie du champ scalaire associé à l'unification dépassait la température de l'Univers, ce qui conféra au champ une pression négative et provoqua une inflation cosmologique. L'Univers a commencé à s'étendre très rapidement et, au moment de la rupture de symétrie (à une température d'environ 10 28 K), sa taille a augmenté de 10 50 fois. Le champ scalaire associé à l'unification des interactions a disparu et son énergie s'est transformée en une nouvelle expansion de l'Univers.

NAISSANCE CHAUDE

PRESSION NÉGATIVE

L'hypothèse d'expansion exponentielle résout les trois problèmes ci-dessus. Supposons que l’Univers soit né d’une minuscule « bulle » d’espace très incurvé, qui a subi une transformation qui a doté l’espace d’une pression négative et l’a ainsi amené à se dilater selon une loi exponentielle. Naturellement, après la disparition de cette pression, l’Univers reviendra à son expansion « normale » précédente.

RÉSOLUTION DE PROBLÈMES

D'UNE BULLE

INFLATION CHAOTIQUE

Selon le modèle de Linde, la répartition de la matière et du rayonnement dans l'espace après l'inflation doit simplement être presque parfaitement homogène, à l'exception des traces de fluctuations quantiques primaires. Ces fluctuations ont donné lieu à des fluctuations locales de densité, qui ont finalement donné naissance à des amas de galaxies et aux vides cosmiques qui les séparent. Il est très important que sans « étirement » inflationniste, les fluctuations seraient trop faibles et ne pourraient pas devenir des embryons de galaxies. En général, le mécanisme inflationniste a une créativité cosmologique extrêmement puissante et universelle – si l’on veut, il apparaît comme un démiurge universel. Le titre de cet article n’est donc en aucun cas une exagération.
À des échelles de l’ordre du centième de la taille de l’Univers (aujourd’hui des centaines de mégaparsecs), sa composition était et reste homogène et isotrope. Or, à l’échelle du cosmos tout entier, l’homogénéité disparaît. L’inflation s’arrête dans une zone et commence dans une autre, et ainsi de suite à l’infini. Il s’agit d’un processus sans fin d’auto-reproduction qui génère un ensemble de mondes ramifiés – le Multivers. Les mêmes lois physiques fondamentales peuvent y être réalisées sous différentes formes - par exemple, les forces intranucléaires et la charge d'un électron dans d'autres univers peuvent s'avérer différentes des nôtres. Cette image fantastique est actuellement discutée très sérieusement par les physiciens et les cosmologistes.

COMBAT D'IDÉES

AINSI QUE L'ÉVOLUTION

"Le paradigme inflationniste est désormais mis en œuvre sous de nombreuses variantes, parmi lesquelles il n'y a pas de leader reconnu", explique Alexander Vilenkin, directeur de l'Institut de cosmologie de l'Université Tufts. - Il existe de nombreux modèles, mais personne ne sait lequel est le bon. C’est pourquoi je ne parlerais pas des progrès spectaculaires réalisés ces dernières années. Oui, et il y a encore assez de difficultés. Par exemple, il n’est pas tout à fait clair comment comparer les probabilités d’événements prédits par un modèle particulier. Dans un univers éternel, tout événement doit se produire un nombre incalculable de fois. Donc, pour calculer des probabilités, il faut comparer des infinis, ce qui est très difficile. Reste également le problème non résolu de l’apparition de l’inflation. Très probablement, vous ne pouvez pas vous en passer, mais on ne sait pas encore comment y accéder. Et pourtant, le tableau inflationniste du monde n’a pas de concurrents sérieux. Je la comparerais à la théorie de Darwin, qui présentait également de nombreuses incohérences au début. Cependant, elle n’a jamais eu d’alternative et a finalement gagné la reconnaissance des scientifiques. Il me semble que le concept d’inflation cosmologique résoudra parfaitement toutes les difficultés.»

L'un des fragments de la première microseconde de la vie de l'univers a joué un rôle énorme dans son évolution ultérieure.

Perte de communication Le rayonnement de fond cosmique micro-ondes que nous observons actuellement depuis la Terre provient d'une distance de 46 milliards d'années-lumière (sur l'échelle ci-dessous), après avoir parcouru un peu moins de 14 milliards d'années. Cependant, lorsque ce rayonnement a commencé son voyage, l’âge de l’Univers n’était que de 300 000 ans. Pendant ce temps, la lumière ne pouvait parcourir que 300 000 années-lumière (petits cercles) et les deux points de l'illustration ne pouvaient tout simplement pas communiquer entre eux - leurs horizons cosmologiques ne se croisent pas.

La percée conceptuelle est devenue possible grâce à une très belle hypothèse, née de la tentative de sortir de trois graves incohérences de la théorie du Big Bang - le problème de l'Univers plat, le problème de l'horizon et le problème des monopôles magnétiques.

Particule rare

Depuis le milieu des années 1970, les physiciens ont commencé à travailler sur des modèles théoriques de la Grande Unification des trois forces fondamentales : forte, faible et électromagnétique. Beaucoup de ces modèles ont conclu que des particules très massives portant une seule charge magnétique avaient dû être produites en abondance peu après le Big Bang. Lorsque l'âge de l'Univers a atteint 10 -36 secondes (selon certaines estimations, même un peu plus tôt), l'interaction forte s'est séparée de l'interaction électrofaible et est devenue indépendante. Dans ce cas, des défauts topologiques ponctuels d'une masse 10 15 -10 16 supérieure à la masse du proton alors inexistant se sont formés sous vide. Lorsque, à leur tour, l'interaction électrofaible a été divisée en faible et électromagnétique et que l'électromagnétisme véritable est apparu, ces défauts ont acquis des charges magnétiques et ont commencé une nouvelle vie - sous la forme de monopôles magnétiques.

Le rayonnement cosmique de fond micro-ondes que nous observons actuellement depuis la Terre provient d'une distance de 46 milliards d'années-lumière (selon l'échelle ci-jointe), après avoir parcouru un peu moins de 14 milliards d'années. Cependant, lorsque ce rayonnement a commencé son voyage, l’âge de l’Univers n’était que de 300 000 ans. Pendant ce temps, la lumière ne pouvait parcourir que 300 000 années-lumière (petits cercles) et les deux points de l'illustration ne pouvaient tout simplement pas communiquer entre eux - leurs horizons cosmologiques ne se croisent pas.

Ce beau modèle posait à la cosmologie un problème désagréable. Les monopôles magnétiques « du Nord » s’annihilent lorsqu’ils entrent en collision avec ceux du « Sud », mais sinon ces particules sont stables. En raison de leur énorme masse à l’échelle du nanogramme selon les normes du microcosme, peu après leur naissance, ils ont été obligés de ralentir à des vitesses non relativistes, de se disperser dans l’espace et de survivre jusqu’à nos jours. Selon le modèle standard du Big Bang, leur densité de courant devrait être approximativement la même que celle des protons. Mais dans ce cas, la densité totale de l’énergie cosmique serait au moins un quadrillion de fois supérieure à la densité réelle.

Jusqu’à présent, toutes les tentatives visant à découvrir les monopoles ont échoué. Comme l'a montré la recherche de monopôles dans les minerais de fer et l'eau de mer, le rapport entre leur nombre et le nombre de protons ne dépasse pas 10 -30. Soit ces particules ne sont pas présentes du tout dans notre région de l’espace, soit elles sont si peu nombreuses que les instruments sont incapables de les enregistrer, malgré une signature magnétique claire. Ceci est également confirmé par les observations astronomiques : la présence de monopôles devrait affecter les champs magnétiques de notre Galaxie, mais cela n'a pas été détecté.

Problème plat

Les astronomes sont convaincus depuis longtemps que si l’espace actuel se déforme, ce sera plutôt modéré. Les modèles de Friedmann et Lemaître permettent de calculer quelle était cette courbure peu après le Big Bang pour être cohérent avec les mesures modernes. La courbure de l'espace est estimée à l'aide du paramètre sans dimension Ω, égal au rapport de la densité moyenne d'énergie cosmique à sa valeur à laquelle cette courbure devient nulle, et la géométrie de l'Univers, par conséquent, devient plate. Il y a une quarantaine d'années, il ne faisait plus aucun doute que si ce paramètre s'écartait de l'unité, il ne serait pas plus de dix fois dans un sens ou dans l'autre. Il s’ensuit qu’une seconde après le Big Bang, la différence par rapport à l’unité n’était que de 10 à 14 ! Un « réglage » d’une précision aussi fantastique est-il accidentel ou est-il dû à des raisons physiques ? C’est exactement ainsi que le problème a été formulé par les physiciens américains Robert Dicke et James Peebles en 1979.

Bien entendu, nous pouvons supposer que les monopoles n’ont jamais existé. Certains modèles d’unification des interactions fondamentales ne prescrivent pas réellement leur apparition. Mais les problèmes de l’horizon et d’un Univers plat demeurent. Il se trouve qu’à la fin des années 1970, la cosmologie s’est heurtée à de sérieux obstacles, qui nécessitaient clairement de nouvelles idées pour être surmontés.

Pression négative

Et ces idées ne tardèrent pas à apparaître. La principale était l'hypothèse selon laquelle dans l'espace, en plus de la matière et du rayonnement, il existe un ou plusieurs champs scalaires qui créent une pression négative. Cette situation semble paradoxale, mais elle se produit dans la vie de tous les jours. Un système à pression positive, tel qu’un gaz comprimé, perd de l’énergie et se refroidit à mesure qu’il se dilate. Un élastique, au contraire, est dans un état de pression négative car, contrairement au gaz, il a tendance non pas à se dilater, mais à se contracter. Si un tel ruban est étiré rapidement, il chauffera et son énergie thermique augmentera. À mesure que l’Univers s’étend, un champ de pression négative accumule de l’énergie qui, une fois libérée, peut générer des particules et des quanta de lumière.

La géométrie locale de l'univers est déterminée par le paramètre sans dimension Ω : s'il est inférieur à un, l'univers sera hyperbolique (ouvert), s'il est plus sphérique (fermé), et s'il est exactement égal à un, il sera plat. Même de très petits écarts par rapport à l'unité peuvent entraîner une modification significative de ce paramètre au fil du temps. L'illustration en bleu montre un graphique du paramètre de notre Univers.

La pression négative peut avoir différentes valeurs. Mais il existe un cas particulier où elle est égale à la densité de l'énergie cosmique de signe opposé. Dans cette situation, cette densité reste constante à mesure que l’espace s’étend, puisque la pression négative compense la « raréfaction » croissante des particules et des quanta de lumière. Des équations de Friedmann-Lemaitre, il s'ensuit que l'Univers dans ce cas se développe de façon exponentielle.

L'hypothèse d'expansion exponentielle résout les trois problèmes ci-dessus. Supposons que l’Univers soit né d’une minuscule « bulle » d’espace très incurvé, qui a subi une transformation qui a doté l’espace d’une pression négative et l’a ainsi amené à se dilater selon une loi exponentielle. Naturellement, après la disparition de cette pression, l’Univers reviendra à son expansion « normale » précédente.

Résolution de problèmes

Supposons que le rayon de l'Univers avant d'entrer dans la phase exponentielle n'était que de plusieurs ordres de grandeur supérieur à la longueur de Planck, 10 -35 m. Si dans la phase exponentielle il grandit, disons, 10 à 50 fois, alors à sa fin. atteindra des milliers d’années-lumière. Quelle que soit la différence entre le paramètre de courbure de l'espace et l'unité avant le début de l'expansion, à la fin de l'expansion, il diminuera de 10 à 100 fois, c'est-à-dire que l'espace deviendra parfaitement plat !

Le problème des monopoles est résolu de la même manière. Si les défauts topologiques qui sont devenus leurs prédécesseurs sont apparus avant ou même pendant le processus d'expansion exponentielle, alors à la fin, ils devraient s'éloigner les uns des autres à des distances gigantesques. Depuis lors, l’Univers s’est considérablement étendu et la densité des monopôles est tombée presque à zéro. Les calculs montrent que même si vous examinez un cube cosmique avec un bord d'un milliard d'années-lumière, il n'y aura pas, avec le plus haut degré de probabilité, un seul monopôle.

L'hypothèse de l'expansion exponentielle suggère également une solution simple au problème de l'horizon. Supposons que la taille de la « bulle » embryonnaire qui a jeté les bases de notre Univers n’excède pas le chemin que la lumière a réussi à parcourir après le Big Bang. Dans ce cas, un équilibre thermique pourrait s'y établir, assurant l'égalité des températures dans tout le volume, qui était préservée lors de l'expansion exponentielle. Une explication similaire est présente dans de nombreux manuels de cosmologie, mais vous pouvez vous en passer.

D'une bulle

Au tournant des années 1970 et 1980, plusieurs théoriciens, dont le premier était le physicien soviétique Alexei Starobinsky, ont envisagé des modèles de l'évolution précoce de l'Univers avec une courte étape d'expansion exponentielle. En 1981, l’Américain Alan Guth a publié un article qui a fait connaître cette idée à un large public. Il fut le premier à comprendre qu'une telle expansion (très probablement achevée à l'âge de 10 -34 s) élimine le problème des monopôles, dont il s'occupait initialement, et ouvre la voie à la résolution des problèmes de géométrie plate et d'horizon. Guth a magnifiquement appelé cette expansion l’inflation cosmologique, et le terme est devenu généralement accepté.

L'expansion normale à des vitesses inférieures à la vitesse de la lumière conduit au fait que l'Univers entier sera tôt ou tard à l'intérieur de notre horizon des événements. L'expansion inflationniste à des vitesses dépassant largement la vitesse de la lumière a conduit au fait que seule une petite partie de l'Univers formé lors du Big Bang est accessible à notre observation. Cela nous permet de résoudre le problème de l’horizon et d’expliquer la même température du rayonnement relique provenant de différents points du ciel.

Mais le modèle de Guth présentait encore un sérieux inconvénient. Cela a permis l’émergence de nombreuses zones inflationnistes qui se heurtent les unes aux autres. Cela a conduit à la formation d’un cosmos très désordonné avec une densité inhomogène de matière et de rayonnement, complètement différente de l’espace réel. Cependant, bientôt Andrei Linde de l'Institut de physique de l'Académie des sciences (FIAN), et un peu plus tard Andreas Albrecht et Paul Steinhardt de l'Université de Pennsylvanie, ont montré que si vous modifiez l'équation du champ scalaire, alors tout se met en place. Cela a conduit à un scénario dans lequel notre Univers observable tout entier est né d’une seule bulle de vide, séparé des autres régions inflationnistes par des distances inimaginables.

Inflation chaotique

En 1983, Andrei Linde réalise une autre percée en développant la théorie de l'inflation chaotique, qui permet d'expliquer à la fois la composition de l'Univers et l'homogénéité du rayonnement de fond cosmique des micro-ondes. Lors de l'inflation, toutes les inhomogénéités antérieures dans le champ scalaire sont tellement étirées qu'elles disparaissent pratiquement. Au stade final de l’inflation, ce champ commence à osciller rapidement près du minimum de son énergie potentielle. Dans ce cas, naissent en abondance des particules et des photons qui interagissent intensément les uns avec les autres et atteignent une température d'équilibre. Ainsi, à la fin de l’inflation, nous avons un Univers plat et chaud, qui s’étend ensuite selon le scénario du Big Bang. Ce mécanisme explique pourquoi nous observons aujourd’hui un rayonnement de fond cosmique micro-onde avec de minuscules fluctuations de température, qui peuvent être attribuées aux fluctuations quantiques de la première phase de l’existence de l’Univers. Ainsi, la théorie de l'inflation chaotique a résolu le problème de l'horizon sans supposer qu'avant le début de l'expansion exponentielle, l'Univers embryonnaire était dans un état d'équilibre thermique.

Selon le modèle de Linde, la répartition de la matière et du rayonnement dans l'espace après l'inflation doit simplement être presque parfaitement homogène, à l'exception des traces de fluctuations quantiques primaires. Ces fluctuations ont donné lieu à des fluctuations locales de densité, qui ont finalement donné naissance à des amas de galaxies et aux vides cosmiques qui les séparent. Il est très important que sans « étirement » inflationniste, les fluctuations seraient trop faibles et ne pourraient pas devenir des embryons de galaxies. En général, le mécanisme inflationniste a une créativité cosmologique extrêmement puissante et universelle – si l’on veut, il apparaît comme un démiurge universel. Le titre de cet article n’est donc en aucun cas une exagération.

À des échelles de l’ordre du centième de la taille de l’Univers (aujourd’hui des centaines de mégaparsecs), sa composition était et reste homogène et isotrope. Or, à l’échelle du cosmos tout entier, l’homogénéité disparaît. L’inflation s’arrête dans une région et commence dans une autre, et ainsi de suite à l’infini. Il s’agit d’un processus sans fin d’auto-reproduction qui donne naissance à un ensemble de mondes ramifiés : le Multivers. Les mêmes lois physiques fondamentales peuvent y être réalisées sous différentes formes - par exemple, les forces intranucléaires et la charge d'un électron dans d'autres univers peuvent s'avérer différentes des nôtres. Cette image fantastique est actuellement discutée très sérieusement par les physiciens et les cosmologistes.

La sphère en expansion démontre une solution au problème d’un Univers plat dans le cadre de la cosmologie inflationniste. À mesure que le rayon de la sphère augmente, la zone sélectionnée de sa surface devient de plus en plus plate. De la même manière, l’expansion exponentielle de l’espace-temps au cours de l’inflation a conduit à ce que notre Univers soit désormais presque plat.

Lutte des idées

"Les idées principales du scénario inflationniste ont été formulées il y a trois décennies", explique au Premier ministre Andrei Linde, l'un des auteurs de la cosmologie inflationniste, professeur à l'Université de Stanford. - Après cela, la tâche principale était de développer des théories réalistes basées sur ces idées, mais seuls les critères de réalisme ont changé plus d'une fois. Dans les années 1980, l’opinion dominante était que l’inflation pouvait être comprise à l’aide de modèles grand unifiés. Ensuite, les espoirs se sont évanouis et l'inflation a commencé à être interprétée dans le contexte de la théorie de la supergravité, et plus tard, de la théorie des supercordes. Cependant, ce chemin s'est avéré très difficile. Premièrement, ces deux théories utilisent des mathématiques extrêmement complexes, et deuxièmement, elles sont conçues de telle manière qu'il est très, très difficile de mettre en œuvre un scénario inflationniste avec leur aide. Les progrès ont donc été plutôt lents. En 2000, trois scientifiques japonais ont obtenu, avec beaucoup de difficulté, dans le cadre de la théorie de la supergravité, un modèle d'inflation chaotique, que j'avais imaginé près de 20 ans plus tôt. Trois ans plus tard, à Stanford, nous avons réalisé des travaux qui ont montré la possibilité fondamentale de construire des modèles inflationnistes en utilisant la théorie des supercordes et, sur cette base, d'expliquer la quadridimensionnalité de notre monde. Plus précisément, nous avons découvert que nous pouvons ainsi obtenir un état de vide avec une constante cosmologique positive, nécessaire au déclenchement de l’inflation. Notre approche a été développée avec succès par d’autres scientifiques, ce qui a grandement contribué aux progrès de la cosmologie. Il est désormais clair que la théorie des supercordes permet l’existence d’un nombre gigantesque d’états de vide, donnant lieu à une expansion exponentielle de l’Univers.

Nous devons maintenant faire un pas de plus et comprendre la structure de notre Univers. Ce travail est en cours, mais se heurte à d'énormes difficultés techniques, et le résultat n'est pas encore clair. Mes collègues et moi travaillons depuis deux ans sur une famille de modèles hybrides reposant à la fois sur les supercordes et la supergravité. Il y a du progrès ; nous sommes déjà capables de décrire beaucoup de choses réellement existantes. Par exemple, nous sommes sur le point de comprendre pourquoi la densité d’énergie du vide est désormais si faible, qui n’est que trois fois supérieure à la densité des particules et du rayonnement. Mais nous devons avancer. Nous attendons avec impatience les résultats des observations de l’observatoire spatial Planck, qui mesure les caractéristiques spectrales du rayonnement de fond cosmique micro-onde à très haute résolution. Il est possible que les lectures de ses instruments mettent sous le bistouri des classes entières de modèles d’inflation et donnent une impulsion au développement de théories alternatives.

Le modèle d'inflation cosmologique, qui résout de nombreux problèmes de la théorie du Big Bang, affirme qu'en très peu de temps, la taille de la bulle à partir de laquelle notre Univers s'est formé a augmenté de 10 à 50 fois. Après cela, l’Univers a continué à s’étendre, mais beaucoup plus lentement.

La cosmologie inflationniste peut se vanter de nombreuses réalisations remarquables. Elle a prédit la géométrie plate de notre Univers bien avant que les astronomes et les astrophysiciens ne confirment ce fait. Jusqu'à la fin des années 1990, on pensait qu'en tenant pleinement compte de toute la matière de l'Univers, la valeur numérique du paramètre ne dépassait pas 1/3. Il a fallu la découverte de l’énergie noire pour s’assurer que cette valeur soit pratiquement égale à l’unité, comme le montre le scénario inflationniste. Les fluctuations de la température du rayonnement de fond cosmique des micro-ondes ont été prédites et leur spectre a été calculé à l'avance. Il existe de nombreux exemples similaires. Des tentatives ont été faites à plusieurs reprises pour réfuter la théorie de l’inflation, mais aucune n’a réussi. De plus, selon Andrei Linde, ces dernières années est apparu le concept d'une pluralité d'univers, dont la formation peut bien être qualifiée de révolution scientifique : « Malgré son caractère incomplet, il devient partie intégrante de la culture d'une nouvelle génération d'univers. physiciens et cosmologistes.

À la hauteur de l’évolution

"Le paradigme inflationniste est désormais mis en œuvre sous de nombreuses variantes, parmi lesquelles il n'y a pas de leader reconnu", explique Alexander Vilenkin, directeur de l'Institut de cosmologie de l'Université Tufts. — Il existe de nombreux modèles, mais personne ne sait lequel est le bon. C’est pourquoi je ne parlerais pas des progrès spectaculaires réalisés ces dernières années. Oui, et il y a encore assez de difficultés. Par exemple, il n’est pas tout à fait clair comment comparer les probabilités d’événements prédits par un modèle particulier. Dans un univers éternel, tout événement doit se produire un nombre incalculable de fois. Donc, pour calculer des probabilités, il faut comparer des infinis, ce qui est très difficile. Reste également le problème non résolu de l’apparition de l’inflation. Très probablement, vous ne pouvez pas vous en passer, mais on ne sait pas encore comment y accéder. Et pourtant, le tableau inflationniste du monde n’a pas de concurrents sérieux. Je la comparerais à la théorie de Darwin, qui présentait également de nombreuses incohérences au début. Cependant, elle n’a jamais eu d’alternative et a finalement gagné la reconnaissance des scientifiques. Il me semble que le concept d’inflation cosmologique résoudra parfaitement toutes les difficultés.»

Il semblait peu probable que l'écho des événements survenus dans les premières millisecondes de la naissance de l'Univers puisse nous parvenir. Cependant, cela s’est avéré possible.

La cosmologie, la structure de l'Univers, le passé, le présent et l'avenir de notre monde, ces questions ont toujours occupé les meilleurs esprits de l'humanité. Pour le développement de la cosmologie et de la science en général, il est extrêmement important de comprendre l’Univers dans son ensemble. Un rôle particulier est joué par la vérification expérimentale des constructions abstraites, la confirmation de leurs données d'observation, la compréhension et la comparaison des résultats de la recherche et l'évaluation adéquate de certaines théories. Nous sommes désormais à mi-chemin du chemin qui mène de la résolution des équations d’Einstein à la compréhension des secrets de la naissance et de la vie de l’Univers.

L'étape suivante sur cette voie a été franchie par le créateur de la théorie de l'inflation chaotique, diplômé de l'Université d'État de Moscou, aujourd'hui professeur à l'Université de Stanford, Andrei Dmitrievich Linde, qui a apporté une contribution significative à la compréhension de la première étape de la développement de l'Univers. Pendant de nombreuses années, il a travaillé dans l'un des principaux instituts universitaires russes, l'Institut de physique qui porte son nom. L'Académie des sciences Lebedev (FIAN) a étudié les conséquences des théories modernes des particules élémentaires, en collaboration avec le professeur David Abramovich Kirzhnits.

En 1972, Kirzhnitz et Linde sont arrivés à la conclusion que des transitions de phase particulières se produisaient dans l'Univers primitif, lorsque les différences entre les différents types d'interactions disparaissaient soudainement : les interactions fortes et électrofaibles fusionnaient en une seule force. (Une théorie unifiée des interactions faibles et électromagnétiques, mise en œuvre par les quarks et les leptons par l'échange de photons sans masse (interaction électromagnétique) et de bosons vecteurs intermédiaires lourds (interaction faible), a été créée à la fin des années 1960 par Steven Weinberg, Sheldon Glashow et Abdus. Salam.) À l’avenir, Linde s’est concentré sur l’étude des processus à des stades encore plus précoces du développement de l’Univers, dans les 10 à 30 premières secondes après sa naissance. Auparavant, il semblait peu probable que les échos des événements survenus dans les premières millisecondes de la naissance de l'Univers puissent nous parvenir. Cependant, ces dernières années, les méthodes modernes d’observation astronomique ont permis de se pencher sur un passé lointain.

Problèmes de cosmologie

En ce qui concerne la théorie du Big Bang, les chercheurs ont été confrontés à des problèmes qui étaient auparavant perçus comme métaphysiques. Cependant, des questions se posaient invariablement et nécessitaient des réponses.

Que s’est-il passé alors quand il n’y avait rien ? Si l’Univers est né d’une singularité, alors il n’existait pas autrefois. Dans la « Physique théorique » de Landau et Lifshitz, il est dit que la solution des équations d'Einstein ne peut pas être poursuivie dans la région du temps négatif, et donc, dans le cadre de la théorie de la relativité générale, la question « Que s'est-il passé avant la naissance de l’Univers ? cela n'a pas de sens. Cependant, cette question continue de nous préoccuper tous.

Les lignes parallèles se croisent-elles ? À l’école, ils nous ont dit non. Cependant, lorsqu’il s’agit de cosmologie, la réponse n’est pas aussi claire. Par exemple, dans un univers fermé, comme la surface d’une sphère, des lignes parallèles à l’équateur se coupent aux pôles nord et sud. Alors, Euclide a-t-il raison ? Pourquoi l'Univers semble-t-il plat ? Était-elle comme ça dès le début ? Pour répondre à ces questions, il est nécessaire d’établir à quoi ressemblait l’Univers à ses premiers stades de développement.

Pourquoi l'Univers est-il homogène ? En fait, ce n’est pas tout à fait vrai. Il y a des galaxies, des étoiles et d'autres irrégularités. Si vous regardez la partie de l’Univers qui est visible par les télescopes modernes et analysez la densité moyenne de répartition de la matière à l’échelle cosmique, il s’avère qu’elle est la même dans toutes les directions avec une précision de 10 –5. Pourquoi l'Univers est-il homogène ? Pourquoi les mêmes lois de la physique s’appliquent-elles dans différentes parties de l’Univers ? Pourquoi l'Univers est-il si grand ? D’où vient l’énergie nécessaire à sa création ?

Des doutes surgissaient toujours, et plus les scientifiques en apprenaient sur la structure et l’histoire de notre monde, plus de questions restaient sans réponse. Cependant, les gens ont essayé de ne pas y penser, percevant le grand Univers homogène et les lignes parallèles non sécantes comme une donnée, non sujette à discussion. La goutte d'eau qui a forcé les physiciens à reconsidérer leur attitude à l'égard de la théorie de l'Univers primitif a été le problème des monopoles reliques.

L'existence de monopôles magnétiques a été proposée en 1931 par le physicien théoricien anglais Paul Dirac. Si de telles particules existent réellement, alors leur charge magnétique doit être un multiple d'une valeur donnée, qui, à son tour, est déterminée par la valeur fondamentale de la charge électrique. Ce sujet a été pratiquement oublié pendant près d'un demi-siècle, mais en 1975, une déclaration sensationnelle a été faite selon laquelle un monopôle magnétique avait été découvert dans les rayons cosmiques. L'information n'a pas été confirmée, mais le message a réveillé l'intérêt pour le problème et a contribué au développement d'un nouveau concept.

Selon une nouvelle classe de théories sur les particules élémentaires apparues dans les années 70, des monopôles pourraient apparaître dans l'Univers primitif à la suite de transitions de phase prédites par Kirzhnitz et Linde. La masse de chaque monopôle est un million de milliards de fois supérieure à la masse d'un proton. En 1978-1979 Zeldovich, Khlopov et Preskill ont découvert qu'un grand nombre de ces monopôles étaient nés, de sorte qu'il y aurait désormais un monopôle pour chaque proton, ce qui signifie que l'Univers serait très lourd et devrait rapidement s'effondrer sous son propre poids. Le fait que nous existons encore réfute cette possibilité.

Revisiter la théorie du premier univers

La réponse à la plupart de ces questions n’a été obtenue qu’après l’émergence de la théorie de l’inflation.

La théorie inflationniste a une longue histoire. La première théorie de ce type a été proposée en 1979 par Alexeï Alexandrovitch Starobinsky, membre correspondant de l'Académie russe des sciences. Sa théorie était assez complexe. Contrairement aux travaux ultérieurs, il n’a pas tenté d’expliquer pourquoi l’Univers est grand, plat, homogène et isotrope. Cependant, elle présentait de nombreuses caractéristiques importantes de la cosmologie inflationniste.

En 1980, Alan Goose, employé du MIT ( Alan Guth) dans l'article « L'univers gonflé : une solution possible au problème de l'horizon et de la planéité » décrit un scénario intéressant pour un univers gonflé. Sa principale différence avec la théorie traditionnelle du Big Bang était la description de la naissance de l'univers entre 10-35 et 10-32 s. Hus a suggéré qu’à cette époque l’Univers se trouvait dans un état de « faux » vide, dans lequel sa densité d’énergie était extrêmement élevée. Par conséquent, l’expansion s’est produite plus rapidement que selon la théorie du Big Bang. Cette étape d’expansion exponentiellement rapide était appelée inflation (soufflage) de l’Univers. Ensuite, le faux vide s’est désintégré et son énergie s’est transformée en énergie de la matière ordinaire.

La théorie de Huss était basée sur la théorie des transitions de phase dans l'Univers primitif développée par Kirzhnitz et Linde. Contrairement à Starobinsky, Hus a entrepris d’expliquer, à l’aide d’un principe simple, pourquoi l’Univers est grand, plat, homogène, isotrope, et aussi pourquoi il n’y a pas de monopôles. Une étape d’inflation pourrait résoudre ces problèmes.

Malheureusement, après l’effondrement du faux vide dans le modèle de Huss, l’Univers s’est révélé soit très inhomogène, soit vide. Le fait est que la décomposition du faux vide, comme l'eau bouillante dans une bouilloire, s'est produite en raison de la formation de bulles d'une nouvelle phase. Pour que l'énergie libérée dans ce cas se transforme en énergie thermique de l'Univers, il fallait heurter les parois d'énormes bulles, ce qui conduirait à une violation de l'homogénéité et de l'isotropie de l'Univers après l'inflation, ce qui contredit la tâche.

Même si le modèle de Huss n’a pas fonctionné, il a stimulé le développement de nouveaux scénarios pour un univers en expansion.

Nouvelle théorie de l'inflation

Au milieu de 1981, Linde a proposé la première version d'un nouveau scénario pour un Univers en expansion, basé sur une analyse plus détaillée des transitions de phase dans le modèle Grand Unifié. Il est arrivé à la conclusion que dans certaines théories, l'expansion exponentielle ne se termine pas immédiatement après la formation des bulles, de sorte que l'inflation peut se produire non seulement avant la transition de phase avec la formation des bulles, mais aussi après, déjà à l'intérieur de celles-ci. Dans ce scénario, la partie observable de l’Univers est considérée comme contenue dans une seule bulle.

Dans le nouveau scénario, Linde a montré que l'échauffement après le gonflage se produit en raison de la création de particules lors des oscillations du champ scalaire (voir ci-dessous). Ainsi, les collisions de parois de bulles générant des inhomogénéités sont devenues inutiles, et ainsi le problème de l'homogénéité et de l'isotropie à grande échelle de l'Univers a été résolu.

Le nouveau scénario contenait deux points clés : premièrement, les propriétés de l'état physique à l'intérieur des bulles doivent changer lentement pour assurer l'inflation à l'intérieur de la bulle ; deuxièmement, à des stades ultérieurs, des processus doivent se produire pour assurer le réchauffement de l'Univers après la transition de phase. Un an plus tard, le chercheur a révisé son approche proposée dans la nouvelle théorie de l'inflation et est arrivé à la conclusion que les transitions de phase ne sont pas du tout nécessaires, ainsi que la surfusion et le faux vide avec lesquels Alan Goose a commencé. Ce fut un choc émotionnel, car il a fallu abandonner les idées considérées comme vraies sur l'Univers chaud, les transitions de phase et la surfusion. Il fallait trouver une nouvelle façon de résoudre le problème. Ensuite, la théorie de l’inflation chaotique a été avancée.

Inflation chaotique

L’idée derrière la théorie de Linde sur l’inflation chaotique est très simple, mais pour l’expliquer, nous devons introduire le concept de champ scalaire. Il existe des champs dirigés - électromagnétiques, électriques, magnétiques, gravitationnels, mais il peut y en avoir au moins un autre - scalaire, qui n'est dirigé nulle part, mais est simplement fonction des coordonnées.

L’analogue le plus proche (bien que non exact) d’un champ scalaire est le potentiel électrostatique. La tension dans les réseaux électriques aux États-Unis est de 110 V et en Russie de 220 V. Si une personne tenait un fil américain d'une main et un fil russe de l'autre, elle serait tuée par la différence de potentiel. . Si la tension était la même partout, il n’y aurait aucune différence de potentiel et aucun courant ne circulerait. Ainsi, dans un champ scalaire constant, il n’y a pas de différence de potentiel. Par conséquent, nous ne pouvons pas voir un champ scalaire constant : cela ressemble à un vide, qui dans certains cas peut avoir une densité énergétique élevée.

On pense que sans champs de ce type, il est très difficile de créer une théorie réaliste des particules élémentaires. Ces dernières années, presque toutes les particules prédites par la théorie des interactions électrofaibles, à l'exception de la particule scalaire, ont été découvertes. La recherche de telles particules est l'un des principaux objectifs de l'immense accélérateur actuellement en construction au CERN, en Suisse.

Le champ scalaire était présent dans presque tous les scénarios d’inflation. Gus a suggéré d'utiliser le potentiel avec plusieurs creux profonds. La nouvelle théorie inflationniste de Linde exigeait un potentiel presque plat, mais plus tard, dans un scénario d'inflation chaotique, il s'est avéré que le simple fait de prendre une parabole ordinaire fonctionnerait.

Considérons le champ scalaire le plus simple, dont la densité d'énergie potentielle est proportionnelle au carré de sa grandeur, tout comme l'énergie d'un pendule est proportionnelle au carré de son écart par rapport à la position d'équilibre :

Un petit champ ne saura rien de l’Univers et fluctuera près de son minimum. Cependant, si le champ est suffisamment grand, il descendra très lentement, accélérant l’Univers grâce à son énergie. À son tour, la vitesse de l’Univers (et non celle des particules) ralentira la chute du champ scalaire.

Ainsi, un grand champ scalaire conduit à un taux d’expansion élevé de l’Univers. Le taux d’expansion élevé de l’Univers empêche la désintégration du champ et empêche ainsi la diminution de la densité d’énergie potentielle. Et la haute densité énergétique continue d’accélérer l’Univers à une vitesse toujours croissante. Ce régime autonome conduit à l’inflation, l’inflation exponentiellement rapide de l’Univers.

Pour expliquer cet effet étonnant, il est nécessaire de résoudre conjointement l'équation d'Einstein pour le facteur d'échelle de l'Univers :

et l'équation du mouvement pour le champ scalaire :

Ici H est la constante dite de Hubble, proportionnelle à la densité d'énergie du champ scalaire de masse m (cette constante dépend en réalité du temps) ; G est la constante gravitationnelle.

Les chercheurs ont déjà étudié le comportement du champ scalaire à proximité d’un trou noir et lors de l’effondrement de l’Univers. Mais pour une raison quelconque, le mode d’expansion exponentielle n’a pas été trouvé. Il suffisait d'écrire une équation complète pour le champ scalaire, qui dans la version standard (c'est-à-dire sans tenir compte de l'expansion de l'Univers) ressemblait à l'équation d'un pendule :

Mais un terme supplémentaire est intervenu : la force de frottement, qui était associée à la géométrie ; Personne n’en a tenu compte au début. C'est le produit de la constante de Hubble et de la vitesse du champ :

Lorsque la constante de Hubble était grande, la friction était également importante et le champ scalaire diminuait très lentement. Par conséquent, la constante de Hubble, qui est fonction du champ scalaire, est restée presque inchangée pendant longtemps. La solution de l'équation d'Einstein avec une constante de Hubble variant lentement décrit un Univers en expansion exponentielle et rapide.

Cette étape d’expansion exponentiellement rapide de l’Univers est appelée inflation.

En quoi ce régime diffère-t-il de l’expansion habituelle de l’Univers rempli de matière ordinaire ? Supposons que l'Univers, rempli de poussière, se soit multiplié par 2. Puis son volume a augmenté 8 fois. Cela signifie qu'il y a 8 fois moins de poussière dans 1 cm3. Si nous résolvons l'équation d'Einstein pour un tel Univers, il s'avère qu'après le Big Bang, la densité de la matière a chuté rapidement et le taux d'expansion de l'Univers a rapidement diminué.

La même chose se produirait avec un champ scalaire. Mais si le champ restait très vaste, il se soutenait tout seul, comme le baron de Munchausen se tirant du marais par sa natte. Cela a été possible grâce à la force de frottement, qui était importante à des valeurs de champ élevées. Conformément au nouveau type de théories, l'Univers s'est développé rapidement, mais le champ est resté presque inchangé ; En conséquence, la densité énergétique n’a pas changé. Cela signifie que l'expansion était exponentielle.

Peu à peu, le champ a diminué, la constante de Hubble a également diminué, la friction est devenue faible et le champ a commencé à osciller, générant des particules élémentaires. Ces particules sont entrées en collision, ont échangé de l’énergie et sont progressivement parvenues à un état d’équilibre thermodynamique. En conséquence, l’Univers est devenu chaud.

On croyait auparavant que l’Univers était chaud dès le début. Cette conclusion a été obtenue en étudiant le rayonnement micro-onde, qui a été interprété comme une conséquence du Big Bang et du refroidissement qui a suivi. Ensuite, ils ont commencé à penser qu'au début l'Univers était chaud, puis l'inflation s'est produite, et après cela l'Univers est redevenu chaud. Cependant, dans la théorie de l’inflation chaotique, la première étape chaude s’est avérée inutile. Mais pourquoi avons-nous eu besoin de l’étape d’inflation si, à la fin de cette étape, l’Univers devenait encore chaud, comme dans la vieille théorie du Big Bang ?

Expansion exponentielle

Il existe trois modèles les plus simples de l'Univers : plat, ouvert et fermé. Un Univers plat est comme la surface d’une table plate ; les lignes parallèles dans un tel Univers restent toujours parallèles. L’Univers ouvert est semblable à la surface d’un hyperboloïde et l’Univers fermé est semblable à la surface d’une sphère. Les lignes parallèles dans un tel Univers se croisent aux pôles nord et sud.

Supposons que nous vivions dans un univers fermé, qui était au début petit comme une balle. Selon la théorie du Big Bang, il a atteint une taille décente, mais est resté relativement petit. Et selon la théorie de l’inflation, une petite boule est devenue énorme à la suite d’une explosion exponentielle en très peu de temps. Debout dessus, l'observateur verrait une surface plane.

Imaginons l'Himalaya, où se trouvent de nombreux rebords, crevasses, abîmes, creux, rochers différents, c'est-à-dire des hétérogénéités. Mais soudain, quelqu'un ou quelque chose, d'une manière tout à fait incroyable, a agrandi les montagnes jusqu'à atteindre des proportions gigantesques, ou nous avons rétréci, comme Alice au pays des merveilles. Ensuite, étant au sommet de l'Everest, nous verrons qu'il est complètement plat - il a été pour ainsi dire étiré et les inhomogénéités ont cessé d'avoir du sens. Les montagnes demeurent, mais pour s'élever ne serait-ce qu'un mètre, il faut aller incroyablement loin. De cette manière, le problème de l’homogénéité peut être résolu. Cela explique également pourquoi l’Univers est plat, pourquoi les lignes parallèles ne se coupent pas et pourquoi les monopôles n’existent pas. Des lignes parallèles peuvent se croiser et des monopoles peuvent exister, mais seulement si loin de nous que nous ne pouvons pas les voir.

L'émergence des galaxies

Le petit Univers est devenu colossal et tout est devenu homogène. Mais qu’en est-il des galaxies ? Il s'est avéré que lors de l'expansion exponentielle de l'Univers, de petites fluctuations quantiques, qui existent toujours, même dans l'espace vide, en raison du principe d'incertitude de la mécanique quantique, s'étendent jusqu'à des tailles colossales et se transforment en galaxies. Selon la théorie inflationniste, les galaxies sont le résultat de fluctuations quantiques amplifiées, c’est-à-dire d’un bruit quantique amplifié et figé.

Cette possibilité étonnante a été soulignée pour la première fois par Vyacheslav Fedorovich Mukhanov et Gennady Vasilievich Chibisov, employés de FIAN, dans un ouvrage basé sur un modèle proposé en 1979 par Starobinsky. Peu de temps après, un mécanisme similaire a été découvert dans le nouveau scénario d’inflation et dans la théorie de l’inflation chaotique.

Ciel moucheté

Les fluctuations quantiques ont conduit non seulement à la naissance des galaxies, mais également à l'émergence d'une anisotropie du rayonnement de fond cosmique micro-onde d'une température d'environ 2,7 K, venant de régions lointaines de l'Univers.

Les satellites artificiels modernes de la Terre aident les scientifiques à étudier le rayonnement cosmique des micro-ondes. Les données les plus précieuses ont été obtenues à l'aide de la sonde spatiale WMAP ( Sonde d'anisotropie micro-ondes Wilkinson), du nom de l'astrophysicien David Wilkinson ( David Wilkinson). La résolution de ses équipements est 30 fois supérieure à celle de son prédécesseur, le vaisseau spatial COBE.

On pensait auparavant que la température du ciel partout était de 2,7 K, mais WMAP a pu la mesurer avec une précision de 10 –5 K avec une résolution angulaire élevée. Selon les données obtenues au cours des 3 premières années d'observations, le ciel s'est avéré hétérogène : quelque part chaud et quelque part plus froid. Les modèles les plus simples de la théorie de l’inflation prédisaient des ondulations dans le ciel. Mais jusqu'à ce que les télescopes détectent ses taches, seul un rayonnement de trois degrés était observé, ce qui constituait la confirmation la plus puissante de la théorie d'un Univers chaud. Il est désormais clair que la théorie d’un Univers chaud ne suffit pas.

Il a été possible d'obtenir des photographies de fluctuations quantiques gonflées, apparues 10 à 30 secondes après la naissance de l'univers et qui ont survécu jusqu'à ce jour. Les chercheurs ont non seulement découvert les taches du ciel, mais ont également étudié le spectre des taches, c'est-à-dire l'intensité du signal dans différentes directions angulaires.

Les résultats des mesures de haute précision de la polarisation du rayonnement réalisées à l'aide de WMAP ont confirmé la théorie de l'expansion de l'Univers et ont permis de déterminer quand s'est produite l'ionisation du gaz intergalactique provoquée par les toutes premières étoiles. Les informations reçues du satellite ont confirmé la position de la théorie inflationniste selon laquelle nous vivons dans un grand Univers plat.

Sur la figure, la ligne rouge montre la prédiction de la théorie de l'inflation et les points noirs correspondent aux données expérimentales WMAP. Si l’Univers n’était pas plat, alors le sommet du graphique serait à droite ou à gauche.

Éternel et sans fin

Regardons à nouveau la figure montrant le potentiel le plus simple d'un champ scalaire (voir ci-dessus). Dans la région où le champ scalaire est petit, il oscille et l’Univers ne s’étend pas de façon exponentielle. Dans la région où le champ est suffisamment grand, il diminue lentement et de petites fluctuations y apparaissent. À ce moment-là, une expansion exponentielle se produit et le processus d’inflation se produit. Si le champ scalaire était encore plus grand (marqué en bleu sur le graphique), alors en raison de l'énorme friction, il diminuerait à peine, les fluctuations quantiques seraient énormes et l'Univers pourrait devenir fractal.

Imaginons que l'Univers se développe rapidement et qu'à un certain endroit, le champ scalaire, au lieu de rouler vers l'énergie minimale, augmente en raison des fluctuations quantiques (voir ci-dessus). À l’endroit où le champ a sauté, l’Univers se développe de façon exponentielle plus rapidement. Il est peu probable qu'un champ de basse altitude saute, mais plus il est haut, plus la probabilité d'un tel développement d'événements est grande, et donc le volume exponentiellement plus grand de la nouvelle zone. Dans chacune de ces zones plates, le champ peut également sauter, ce qui conduit à la création de nouvelles parties de l'Univers à croissance exponentielle. En conséquence, au lieu de ressembler à une énorme boule en croissance, notre monde devient comme un arbre en croissance constante, composé de nombreuses boules de ce type.

La théorie inflationniste nous donne la seule explication actuellement connue de l’homogénéité de la partie observable de l’Univers. Paradoxalement, la même théorie prédit qu’à très grande échelle, notre Univers est absolument inhomogène et ressemble à une immense fractale.

La figure montre schématiquement comment une région en expansion de l’Univers donne naissance à de plus en plus de nouvelles parties de celui-ci. En ce sens, il devient éternel et auto-régénérant.

Les propriétés de l'espace-temps et les lois d'interaction des particules élémentaires entre elles dans différentes régions de l'Univers peuvent être différentes, ainsi que les dimensions de l'espace et les types de vide.

Ce fait mérite une explication plus détaillée. Selon la théorie la plus simple avec un minimum d’énergie potentielle, le champ scalaire descend jusqu’à ce minimum. Cependant, des versions plus réalistes permettent de multiples minima avec une physique différente, qui n'est pas sans rappeler l'eau, qui peut exister sous différents états : liquide, gazeux et solide. Différentes parties de l’Univers peuvent également se trouver dans des états de phase différents ; cela est possible dans la théorie inflationniste même sans tenir compte des fluctuations quantiques.

La prochaine étape, basée sur l’étude des fluctuations quantiques, est la théorie d’un Univers auto-réparateur. Cette théorie prend en compte le processus de recréation constante de régions gonflantes et de sauts quantiques d’un état de vide à un autre, énumérant différentes possibilités et dimensions.

C'est ainsi que l'Univers devient éternel, infini et diversifié. L’Univers tout entier ne s’effondrera jamais. Toutefois, cela ne veut pas dire qu’il n’y a pas de singularités. Au contraire, une partie importante du volume physique de l'Univers est toujours dans un état proche du singulier. Mais comme différents volumes le traversent à des moments différents, il n'y a pas de fin unique de l'espace-temps, après quoi toutes les zones disparaissent. Et alors la question de la multiplicité des mondes dans le temps et dans l’espace prend un tout autre sens : l’Univers peut se reproduire à l’infini dans tous ses états possibles.

Cette affirmation, basée sur les travaux de Linde en 1986, a pris un nouveau sens il y a quelques années lorsque les théoriciens des cordes (les principaux candidats à la théorie de toutes les interactions fondamentales) sont arrivés à la conclusion que dans cette théorie 10 100 -10 1000 sont possibles états de vide. Ces états diffèrent en raison de l’extraordinaire diversité de la structure possible du monde à des distances ultra-courtes.

Si l’on ajoute à cela la théorie d’un Univers inflationniste auto-réparateur, cela signifie que pendant l’inflation, l’Univers se décompose en un nombre infini de parties possédant un nombre incroyablement grand de propriétés différentes. Les cosmologues appellent ce scénario l’éternelle théorie inflationniste du multivers ( multivers), et les théoriciens des cordes l’appellent un paysage de cordes.

Il y a 25 ans, la cosmologie inflationniste ressemblait à quelque chose entre la théorie physique et la science-fiction. Au fil du temps, de nombreuses prédictions de cette théorie ont été testées et elle a progressivement acquis les caractéristiques d'un paradigme cosmologique standard. Mais il est trop tôt pour se calmer. Cette théorie continue de se développer et d’évoluer rapidement aujourd’hui. Le principal problème réside dans le développement de modèles de cosmologie inflationniste basés sur des versions réalistes de la théorie des particules élémentaires et de la théorie des cordes. Cette question pourrait faire l'objet d'un rapport distinct.