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Certaines découvertes en physique des particules ont parfois des conséquences cosmologiques extrêmement riches. Ainsi certains modèles de physique des particules impliquent que l'univers ait traversé une période d'expansion beaucoup plus rapide qu'on ne l'admet communément, l'inflation.
La partie de l'univers que nous voyons provient d'une toute petite région considérablement dilatée par l'inflation, ce qui explique que sa courbure spatiale soit très faible (comme un énorme ballon gonflé apparaît localement plat). Cette région était également assez petite pour que les processus physiques des premières fractions de seconde aient pu l'homogénéiser (ce qui n'est pas possible sans inflation).
C’était en 1929, Edwin Hubble entreprit de mesurer le décalage Doppler de certaines galaxies. Il remarqua que les galaxies s’éloignent de nous, et cela d’autant plus vite qu’elles sont lointaines. N’en croyant pas ses yeux, il n’osa pas tirer de conclusion immédiatement. Il fallut cependant se rendre à l’évidence :
L’Univers est en expansion ! C’est ce que traduit la célèbre loi de Hubble, qui postule que la vitesse de fuite V des galaxies est proportionnelle à leur distance d : V = H0 × d, où H0 est la « Constante de Hubble ».

Après un big bang chaud et dense l'univers s'engage dans une période d'expansion et refroidissement continue. Comme dans chaque système dont la température change, des transitions de phase ont lieu : une transition de phase est un changement abrupt d'une ou plusieurs propriétés physiques d'un système lors d'une variation de la température. Les exemples les plus connus sont le gel de l'eau à T=0°C ou l'évaporation de l'eau à 100°C. Ce phénomène est connu sous le nom de Surfusion.

Lorsque la température de l'eau descend, celle-ci peut rester liquide en dessous de 0°.
Mais il viendra un moment où elle gèlera, et à cet instant, la température de la masse d'eau remontera pour atteindre le 0° de la transition de phase.

Dix secondes après le big bang, alors que la température atteignait des proportions énormes, l'univers subit une transition de phase annonçant la fin de l'ère de grande unification durant laquelle toutes les interactions fondamentales (à l'exception de la gravitation) s'unifient. Les forces peuvent rester unifiées alors que la température est descendue sous la température de séparation.
A ce moment, l'énergie du champ scalaire associé à l'unification des forces devient supérieure à la température de l'univers. Ce champ devient alors équivalent à une force répulsive qui va faire gonfler l'univers dans des proportions énormes : au moment de la brisure de grande symétrie, vers 10 a la puissace 28 K, le rayon de l'univers croît d'un facteur 10 a la puissance 50.

Au moment où le changement de phase a lieu, après la surfusion, le champ scalaire disparaît brutalement, puisqu'il représente l'unification des forces.
Il transforme son énergie en expansion de l'univers

L'expansion de l'univers se poursuivant, son refroidissement fait que la transition de phase se produit mais à des conditions ou aucune production de monopoles, des particules hypothétiques employées dans les théories d'unification, n'était possible.
Guth introduisit ainsi son faux vide dans les équations standard d'un univers en expansion. C’est un mécanisme que les deux chercheurs Alan Guth et Henry Tye ont imaginé empêchant la production de monopoles du big bang aux tous premiers instant. Pour cela ils ont du emprunter à la physique quantique ce qu'on appelle un " faux vide ", en effet il s'agit d'un concept étrange qui sort tout naturellement des équations de physique des particules et qui est fort éloigné de notre expérience quotidienne. Ce " faux " vide contrairement au vide normale est instable et ne peut exister que pendant un très court laps de temps, il est aussi caractérisé par une énergie très élevée et un champ gravitationnel répulsif, une sorte de gravitation " négative " ou antigravitation : remplissez un ballon de faux vide, il se dégonfle ! Les physiciens utilisent aussi le terme " champ scalaire " pour désigner ce faux vide.
Il en résulte un univers explosant à partir d'une petite région de faux vide, ainsi plus l'univers se dilate plus il se crée de faux vide, ce qui engendre une expansion ultra accélérée. Avant cette spectaculaire expansion l'univers ne mesurait pas plus de 10-33 cm, juste après, son diamètre dépassait déjà 1026 mètres.
Au bout d'un certain temps la transition de phase s'effectue et le faux vide se désintègre en photon, particules de lumière, et laisse la place au vrai vide freinant ainsi la dilatation démesurée de l'univers qui retrouve une expansion uniforme.
Guth baptisera cette phase d'expansion ultra rapide par Inflation.

Toute la matière de l'univers observable tient dans un volume inférieur à celui délimité par l'horizon causal au temps de Planck :
Tous les points de l'univers sont causalement liés, et peuvent présenter les mêmes caractéristiques.

L’expansion inflationniste présentait d'abord l'avantage appréciable de résoudre plusieurs paradoxes du big bang standard élaboré 50 ans plus tôt.
Par exemple, la platitude presque parfaite de l'univers serait du au fait que nous n'en voyons qu'une infime partie. Tel un moustique à la surface d'un ballon démesurément grand, nous ne percevons plus la courbure du ballon, mais seulement une toute petite région autour de nous qui nous paraît plate.
D'autre part ce gonflement permet de résoudre un autre problème du Big Bang, celui de l'homogénéité de l'univers. En effet le rayonnement de fond détecté pas Penzias et Wilson en 1965 a révélé un univers parfaitement homogène d'une température moyenne de 2.7 kelvins, chose que le modèle standard ne pouvait expliquer.
Dans le scénario inflatoire, l'univers observable est issu d'une région qui est beaucoup plus petite que la région prévue par le modèle du Big Bang. Les régions les plus éloignées de l'univers qui sont la source du rayonnement de fond que nous détectons, étaient alors en contact, et elles ont eu suffisamment de temps pour atteindre la même température avant que n’intervienne l'inflation. Ainsi était résolu le problème de l'horizon.

Peu après, Andrei Linde élabora un nouveau scénario inflatoire "L’inflation éternelle ". Il avait réussi de gommer certains défauts apparus dans la première version d'Alan Guth. Cette nouvelle théorie de l'inflation apporta son lot de surprise : elle engendrait des inhomogénéités à très petites échelles qui ont été énormément étirées et amplifiées, favorisant ainsi le rassemblement de la matière en certains endroits de l'espace, ce qui a permit la création des "grumeaux " desquels sont nés les galaxies et les grandes structures de l'univers. Mieux encore, ces hétérogénéités avaient exactement la distribution conduisant à une répartition de galaxies et des amas de galaxies semblable à celle que l'on observe maintenant. Ces grumeaux sont perceptibles dans le rayonnement de fond cosmologique ou " rayonnement fossile ", émis 300000 ans après le Big Bang lorsque l'univers était devenu transparent, ils ont été observés par le satellite COBE (COsmic Background Explorer).
Ainsi, le contenu matériel de l'univers, qui détermine sa géométrie, n'est plus le fluide cosmique de matière baryonique ou non des modèles de Big¬Bang chaud mais un ``champ scalaire'' appelé ``inflaton'', c¬`a¬d une grandeur similaire au champ électromagnétique mais dont les particules associées, au lieu d'être des photons, ont entre autres une masse (quasiment toutes les théories des particules prédisent l'existence de tels champs).
Considérez maintenant une région, uniforme dans un volume suffisamment grand. Il est alors facile de montrer, à partir des équations d'Einstein, que l'évolution de la région en question, gouverné par l'inflaton, est radicalement différente de celle du modèle standard où la matière est ordinaire : elle se dilate beaucoup plus vite, son facteur d'échelle croissant quasi¬exponentiellement.
Mais l'expansion quasi¬exponentielle ne dure pas et l'inflaton doit à terme se transformer en matière, baryonique ou non, très chaude. L'évolution subséquente de la région rejoint alors celle du modèle standard.
En fait, l'inflaton agit comme une force de répulsion cosmique. Une telle force n'est pas une nouveauté pour les relativistes puisqu'elle avait déjà été introduite par Einstein en 1916 sous le nom de constante cosmologique, et utilisée par de Sitter pour construire un modèle d'univers en expansion exponentielle et vide de matière ordinaire, tout comme le modèle de Linde. La différence est que l'inflaton n'agit que brièvement, transformant ce qu'Einstein avait considéré comme une grossière bévue en, du moins c'est l'espoir, une vision grandiose et satisfaisante de l'univers.

Aussi séduisante soit elle, l'inflation ne règle que partiellement ses propres difficultés, elle n’est pas elle-même sans sérieuses énigmes. En effet, aucune théorie grand- unifiée, jusqu’à présent, n’a produit un champ scalaire qui pourrait jouer ce rôle de façon convaincante. Les relativistes, dans le sillage d’Einstein, voudraient lui trouver une origine géométrique et l’interpréter par exemple comme la trace de dimensions d’espace supplémentaires. Quant aux experts de supercordes, ils essaient de le relier aux champs scalaires de leurs théories (les ‘dilatons’).
Un second problème est le réchauffement. C’est une chose de dire que l’inflation doit convertir son énergie en radiation à la fin de l’inflation. Mais tant que l’on ne sait pas ce que l’inflation est, aucun progrès réel ne peut être accompli dans ce domaine puisqu’on ne peut spéculer sur son couplage à la matière ordinaire.
Un troisième problème concerne l’introduction d’effets quantiques. Lorsqu’on traite dans le cadre de la mécanique quantique les perturbations de l’inflation et celles qu’il crée dans le champ de gravité, il faudrait, pour être cohérent, aussi traiter dans le même cadre quantique l’évolution du fond uniforme. Des essais en ce sens, dans le cadre de la cosmologie quantique, ont été tentés par divers groupes mais il y’a beaucoup de chemin à faire jusqu’à une quantification satisfaisante de la gravitation.
A autre niveau, la quantification est invoquée pour montrer que dans certaines régions l’énergie de l’inflation croît, par saut quantique. Bien que l’on puisse plus au moins montrer que des fluctuations quantiques à petite échelle se transforment en une force stochastique de grande portée qui peut produire des sauts, une analyse détaillée et rigoureuse du phénomène reste encore à faire…

Pour en savoir plus voir:

• Cosmologie et Physique des particules, Alain Bouquet (N° Spécial, Science & Vie astrologique)
• CosmosGate By web concept
• L'hypothèse de l'inflation.html
• La relation de Hubble et l'expansion de l'Univers. Unité de Formation et d’Enseignement
URL : http://www.obspm.fr/aim
• L’expansion de l’Univers, Elisa di pietro