Nouvelles contraintes sur l`inflation apportées par WMAP

Nouvelles contraintes sur l'inflation apportées par WMAP
Extrait du Observatoire de Paris centre de recherche et enseignement en astronomie et
astrophysique relevant du Ministère de l'Enseignement supérieur et de la Recherche.
https://www.grandpublic.obspm.fr/nouvelles-contraintes-sur-l-inflation-apportees.html
Nouvelles contraintes sur
l'inflation apportées par WMAP
Date de mise en ligne : samedi 1er juillet 2006
Observatoire de Paris centre de recherche et enseignement en astronomie et
astrophysique relevant du Ministère de l'Enseignement supérieur et de la
Recherche.
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Nouvelles contraintes sur l'inflation apportées par WMAP
Les théories actuelles de l'univers jeune comprennent une période d'inflation, juste après le
Big Bang, pendant laquelle l'échelle caractéristique de l'univers augmente de 60 ordres de
grandeur en moins d'une seconde. Récemment, une équipe internationale comprenant des
chercheurs de l'Observatoire de Paris, a proposé d'interpréter les modèles d'inflation en les
considérant dans le cadre de la superconductivité, des phénomènes critiques et des transitions
de phase. Dans cette nouvelle approche, la forme précise du potentiel de l'inflation est
construite à partir des données de WMAP, et des prévisions sont faites quant au modèle
d'inflation qui ajuste le mieux les données actuelles.
L'inflation a été proposée il y a plus de 25 ans pour résoudre le problème de la platitude de l'univers et le problème
de l'horizon, entre d'autres ; c.-à-d. expliquer pourquoi on observe des régions dans le ciel qui, bien qu'éloignées de
beaucoup plus que le trajet de la lumière depuis le Big Bang (la taille de l'horizon), ont exactement la même
température de rayonnement. Ces régions apparemment ne devraient pas être reliées entre elles, et paradoxalement
elles sont remarquabelement homogènes. L'inflation suppose qu'elles viennent de la même région causalement
reliée, dont la taille a gonflé considérablement. Quel est le phénomène à l'origine de l'inflation ? La Théorie de
Grande d'Unification (GUT) donne une explication. GUT unifie l'interaction forte avec l'interaction faible et
électromagnétique. Cette unification devrait se produire aux températures de T = 1029K, seulement disponibles très
tôt dans l'univers. Au-dessus et autour de cette température, les particules sont soumises seulement à la force
unifiée, et quand l'univers se refroidit au-dessous de cette température, la symétrie entre les forces est brisée,
produisant une transition de phase, qui libère une énergie colossale. Cette énergie formidable serait le moteur de
l'inflation.
L'inflation fournit un mécanisme générique pour produire des perturbations scalaires (densité) et tensorielles (ondes
gravitationnelles). Un aspect caractéristique des perturbations dûes à l'inflation est qu'elles proviennent de
fluctuations quantiques. Lorsque leur longueur d'onde devient plus grande que le rayon de Hubble (l'horizon), ces
fluctuations sont amplifiées et se développent, devenant classiques et se découplant des processus microphysiques
causaux. Ensuite, pendant l'ère actuelle où la matière domine le rayonnement, l'horizon les rattrape à nouveau, et
ces perturbations classiques sont la cause des inhomogénéités qui produisent les structures cosmologiques par
effondrement gravitationnel. L'inflation prévoit de façon générique un spectre de fluctuations primordiales
quasi-adiabatiques (scalaire et tensoriel) gaussien et presque invariant d'échelle. Ce spectre est parfaitement
compatible avec les données riches et précises fournies par la sonde Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
(WMAP). L'inflation simple est décrite par un champ scalaire (l'inflaton) qui conduit la dynamique du facteur
d'échelle de l'univers, plus de petites fluctuations quantiques. Dans les données de WMAP, les départs à
l'invariance d'échelle et à la gaussianité sont déterminés par les départs à la platitude du potentiel, qui peut être
mesurée par ses dérivées. Ces dérivées peuvent être combinées dans une hiérarchie de paramètres sans dimension
variant lentement.
Figure 1 : Prédictions pour r (le rapport entre perturbations scalaires et tensorielles) en fonction de l'index du
spectre scalaire ns pour différentes valeurs de l'asymétrie |h| du potentiel. Une valeur maximum de ns est trouvée
: nsmax = 0.961528 et la valeur correspondante r est r max = 0.114769. La valeur maximale de r est r
absolute-max = 0.16 et correspond à un potentiel purement quadratique. Pour ns = 0.95 (valeur centrale
observée), 0.03 < r < 0.04 .
L'équipe propose un modèle simple et réaliste pour étudier l'inflation de base, un potentiel en forme de polynôme.
Dans tous les cas, une formule est trouvée [ 1 ], [ 2 ] reliant la masse m de l'inflaton aux observables du fond
cosmique de rayonnement micro-onde (CMB) : ces observables du CMB sont le rapport des perturbations scalaires
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et tensorielles, r, et l'index spectral ns des perturbations scalaires. Pour un spectre de fluctuations avec l'index ns
<1, le potentiel qui ajuste le mieux les données actuelles est un trinôme avec un terme quadratique négatif. Ont été
également calculés les effets quantiques comprenant les bosons et les fermions. Des corrections quantiques au
spectre de puissance primordial ont été calculées et exprimées en termes des observables du CMB : ns, r [3], [4].
Ceci permet de mettre des contraintes sur les modèles d'inflation selon les données actuelles du CMB + LSS (Large
Scale Structures). En particulier : (i) Le modèle qui ajuste le mieux les données est le potentiel trinôme avec une
limite de masse négative et une petite amplitude initiale d'inflaton. (ii) Pour la valeur centrale ns = 0.95, les valeurs
prévues pour r et dérivée de ns sont : 0.03< r <0.04 et -0.00070< d ns/d ln k <-0.00055 . (iii) Une valeur
maximum : nsmax = 0.961528 est trouvée, et une valeur maximum correspondante pour le rapport r : rmax =
0.114769. De façon surprenante, le rapport r a deux branches : c'est-à-dire, r est une fonction à deux valeurs de
l'index spectral ns dans l'intervalle observable intéressant 0.96< ns< 0.9615 .
Les prochaines observations du CMB non seulement détermineront la valeur de r mais également elles
détermineront sa branche utile.
Références
• [1] "Clarifying Inflation Models : the Precise Inflationary Potential from Effective Field Theory and the WMAP
data", D. Cirigliano, H. J. de Vega, N. G. Sanchez, Phys. Rev. D71, 103518 (2005)
• [2] "Clarifying Inflation Models : Slow-roll as an expansion in 1/Nefolds and No Fine Tuning", D. Boyanovsky,
H. J. de Vega, N. G. Sanchez , Phys Rev D73, 023008 (2006)
• [3] "Quantum corrections to the inflaton potential and the power spectra from superhorizon modes and trac e
anomalies", D. Boyanovsky, H. J. de Vega, N. G. Sanchez, Phys.Rev. D72, 103006 (2005).
• [4] "Quantum corrections to slow roll inflation and new scaling of superhorizon fluctuations", D. Boyanovsky, H.
J. de Vega, N. G. Sanchez, Nucl Phys B747, 25 (2006)
• [5] "Particle decay during inflation : self-decay of inflaton quantum fluctuations during slow roll", D. Boyanovsky,
H. J. de Vega, N. G. Sanchez, Phys.Rev. D71, 023509 (2005).
• [6] "Single Field Inflation models allowed and ruled out by the three years WMAP data", H. J. de Vega, N . G.
Sanchez , astro-ph/0604136, (submitted to Phys Rev D).
Contact
• Norma Sanchez (Observatoire de Paris, LERMA, et CNRS)
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