Phénomène du Big Bang : Homogénéité - Platitude - Univers



L'homogénéité de l'Univers

L'un des grands problèmes de la cosmologie qui a longtemps laissé les astrophysiciens perplexes, et que le scénario de l'inflation a permis de résoudre, est celui de l'homogénéité de l'Univers. Comme nous le verrons plus tard, l'un des arguments en faveur de la théorie du Big Bang est l'existence d'un rayonnement électromagnétique qualifié de fossile qui remplit l'Univers et reste détectable dans toutes les directions du ciel. Ce rayonnement correspond avec une très grande précision à celui d'un corps noir ayant une température de trois kelvins et son intensité est maximale dans les micro-ondes.

En 1989 fut lancé le satellite COBE qui avait pour mission d'étudier le rayonnement fossile et en particulier les variations de son intensité avec la direction dans le ciel. COBE confirma un résultat que d'autres observations depuis la Terre avaient déjà mis en évidence. La température de ce rayonnement était la même dans tout le ciel, avec une variation relative inférieure au cent-millième.

Or les rayonnements provenant de deux régions différentes ne peuvent être identiques que si ces dernières ont été causalement liées à une certaine époque. Si ces régions avaient toujours été indépendantes, leurs températures n'auraient aucune raison d'être similaires. Il y a donc nécessairement eu à un moment donné un échange d'information qui s'est fait au mieux à la vitesse de la lumière.

C'est ce constat qui pose un problème. Les photons provenant de deux régions opposées du ciel ont à peine réussi à atteindre notre petit coin d'Univers. Ils n'ont fait que la moitié du chemin nécessaire à un transfert d'information. Il est donc difficile de trouver deux régions aussi causalement indépendantes. Comment expliquer alors qu'elles ont des propriétés identiques ? De manière plus générale, comment le rayonnement fossile peut-il être aussi isotropique, c'est-à-dire identique dans toutes les directions ?

L'explication par l'inflation

Cette question laissa perplexe la communauté astronomique jusqu'à ce que le scénario de l'inflation vint apporter une explication très simple. En effet, avant l'ère inflationnaire, la taille de l'Univers était à peu près 10^50 fois plus petite que maintenant. La portion de l'Univers que nous pouvons observer de nos jours n'occupait alors qu'une région minuscule, infiniment plus petite qu'un noyau atomique. Cette région, la lumière n'avait aucun problème à la traverser, même si elle n'avait que 10^-30 seconde à sa disposition.

En conséquence, toutes les parties de l'Univers observable aujourd'hui étaient causalement liées avant l'inflation. C'est ainsi que l'information sur la température put être échangée. Par la suite, la taille de l'Univers fut démultipliée par l'inflation, avec comme résultat final un rayonnement homogène dans des régions qui nous semblent aujourd'hui indépendantes.

La platitude de l'Univers

Le deuxième problème résolu par l'inflation est celui de la platitude de l'Univers. La densité de l'Univers est au sens large relativement proche de la valeur critique et sa courbure est pratiquement nulle. L'Univers est donc quasiment plat. La question est de savoir pourquoi. Il n'y a en effet pas de raison pour que l'Univers ne soit pas largement ouvert ou fermé. Sa densité de matière aurait pu être beaucoup plus faible ou plus forte que la valeur critique.

Lorsque l'on entre dans les détails de ce problème, les choses deviennent encore plus déroutantes. En effet, la densité actuelle de l'Univers est liée à sa densité primordiale de façon très sensible. L'expression très sensible n'est d'ailleurs pas assez forte : pour que la densité actuelle soit proche de la valeur critique à 10 pour cent près, il fallait qu'à l'âge d'une seconde, l'Univers soit proche de la densité critique avec une précision relative de 10^-15. Et lorsque l'on remonte plus loin dans le temps, les nombres deviennent incroyables. Ainsi, la précision requise pour le réglage de la densité à la fin de l'ère de Planck était de 10^-60. Si elle n'avait été que de 10^-59, l'Univers serait très différent de celui que nous connaissons.

L'inflation en jeu

L'explication de cette extraordinaire coïncidence resta un mystère jusqu'à l'apparition de la théorie inflationnaire, qui apporta une solution très simple. Imaginez que vous preniez un ballon et que vous puissiez le gonfler jusqu'à lui donner la taille de la Terre. Au départ, le ballon apparaît sphérique et sa courbure est très nette. Mais lorsque la taille de notre ballon devient gigantesque, sa courbure diminue et tend vers zéro, tout comme la Terre nous paraît plate depuis sa surface.

C'est exactement ce qui s'est passé pendant l'inflation. Alors que la taille de l'Univers était multipliée par 10^50, sa courbure était réduite par un facteur du même ordre. Peu importe sa courbure initiale, la valeur actuelle était nécessairement très proche de zéro, et, en conséquence, la densité de l'Univers très proche de la valeur critique.

Remarquons que l'inflation fait ici une prédiction. Si l'Univers est effectivement passé par une telle phase, il doit être quasiment plat et très proche de la densité critique. Or, comme nous l'avons vu, la densité de matière effectivement observée est très loin de cette valeur. L'inflation constitue donc un argument de poids en faveur de l'existence d'une très importante proportion de matière sombre dans l'Univers.

Le concept d'inflation s'avère donc très fructueux. Il présente néanmoins quelques défauts, dont je ne vais présenter que le principal. Nous avons déjà parlé de la constante cosmologique Lambda, qu'Albert Einstein avait introduit dans ses équations pour forcer son modèle d'Univers à être statique. Une étude détaillée montre que la répulsion qui dilate l'Univers lors de l'inflation peut être considérée comme le résultat de la présence d'une constante cosmologique non nulle, 10^125 fois plus grande que celle dont Einstein avait besoin. Or, nous avons également vu que la valeur actuelle de la constante cosmologique est relativement proche de zéro. La question qui se pose est donc la suivante : pourquoi et comment la constante cosmologique a-t-elle subi un changement de valeur aussi prodigieux ? Il n'y a pour l'instant guère de réponse satisfaisante à ce problème.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html