Mise à jour 14 Avril 2024

CONFÉRENCE de

Denis WERTH  Doctorant à l’IAP

 « L’INFLATION COSMOLOGIQUE ET LA

PHYSIQUE DES HAUTES ÉNERGIES »

Organisée par la SAF

En direct du siège et par téléconférence

Le Samedi 6 Avril 2024 à 15H00

À l'occasion de la réunion de la Commission de Cosmologie

Photos : JPM, MC et TM pour l'ambiance.

Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur.  Voir les crédits des autres photos et des animations.

Le conférencier a eu la gentillesse de nous donner sa présentation, elle est disponible sur ma liaison ftp et se nomme :

cosmoSAF-inflation-Avr2024.pdf, qui se trouve dans le dossier COSMOLOGIE-SAF/ saison 2023-2024.

Ceux qui n'ont pas les mots de passe doivent me contacter avant.

Les actualités présentées sont ici.

La vidéo de la séance se trouve : en cours de montage.

Les enregistrements des commissions cosmologie sont sur le site de la SAF/Cosmologie à l’adresse suivante :

https://www.youtube.com/playlist?list=PL78ug7UrzPF1GW7iMV42mAx34bmlk8HxD

Nous étions 13 dans la salle et 29 sur Zoom.

Denis Werth est un doctorant actuellement à l’Institut d’Astrophysique de Paris (IAP) dont la spécialité est l’Inflation et les fluctuations primordiales notamment.

Prix Buchalter de cosmologie 2023.

Le Prix Buchalter de Cosmologie est une récompense annuelle visant à stimuler des travaux théoriques, observationnels ou expérimentaux novateurs en cosmologie ayant le potentiel de produire des percées scientifiques quant à notre compréhension de l’origine, de la structure et de l’évolution de l’univers.

Présentation en trois parties :

INVITATION À LA COSMOLOGIE PRIMORDIALE.

Science basée sur l’observation, comme par exemple le ciel magnifique au Chili.

Dans la célèbre photo du champ profond de Hubble revisité par le JWST, on distingue plus de 10.000 galaxies.

Si on poussait plus loin on pourrait même voir les filaments cosmiques constituants une partie de notre Univers.

Les fluctuations primordiales de densité : les germes de l'univers actuel

Dans les premiers instants de l'univers, juste après le Big Bang, l'univers était extrêmement chaud, dense et uniforme. Cependant, il n'était pas parfaitement homogène. De minuscules variations de densité, appelées fluctuations primordiales de densité, étaient présentes.

Ces minuscules inhomogénéités étaient incroyablement infimes, de l'ordre d'une partie par 100 000. Mais au fil de l'expansion et du refroidissement de l'univers, la gravité a amplifié ces minuscules fluctuations, les attirant les unes vers les autres.

C'est ainsi que les régions plus denses ont attiré encore plus de matière, tandis que les régions moins denses se sont vidées. Au fil du temps, ces fluctuations ont donné naissance à la structure à grande échelle que nous observons aujourd'hui dans l'univers : les filaments cosmiques, les amas de galaxies et les galaxies elles-mêmes.

D’où viennent ces fluctuations de densité ?

Il faut s’intéresser au bruit de fond cosmologique (CMB) apparu il y a 380.000 ans (z = 1000).

À cette époque, la température baissant, les photons n’interagissent plus avec les autres particules, ils peuvent ainsi s’échapper et donner naissance à la première lumière. Première lumière que l’on détecte de nos jours avec ce fond diffus de température approx 2,7 K. détection de plus en plus précise suivant les différentes missions spatiales, dont la dernière, Planck.

Mais ce signal uniforme dans toutes les directions contient un dipôle correspondant au mouvement de notre galaxie.

En soustrayant l’influence de ce dipôle, on aperçoit les anisotropies de température, zones en rouge légèrement (à 10^-5 près !!) plus denses donc plus chaudes (qui vont donner naissance aux futures galaxies) et en bleu les moins chaudes, correspondant aux futurs vides.

Le CMB vu par le satellite Planck.

Crédit : ESA / Planck collaboration.

Une vue comparative de l’amélioration du CMB en fonction des différentes missions spatiales.

Spectre de puissance du CMB.

Le spectre de puissance du CMB (Fond Diffus Cosmologique) est un graphique qui montre la répartition des anisotropies de température du CMB en fonction de leur taille angulaire.

Il nous indique à quel point les différentes échelles de structures dans l'univers primitif étaient chaudes ou froides.

Le spectre de puissance du CMB est l'un des outils les plus importants de la cosmologie moderne.

Il a permis aux scientifiques de confirmer le modèle du Big Bang et de mesurer des paramètres clés de l'univers, tels que son âge, sa composition et sa vitesse d'expansion.

Crédit : ESA / Collaboration Planck.

·         Il présente une forme de courbe en cloche, avec des pics à des tailles angulaires spécifiques. Ces pics correspondent aux différentes échelles de structures qui ont été créées par les oscillations acoustiques des baryons (BAO) et des photons dans le plasma primordial. Le pic central à 1° indique que les grains sont en moyenne espacés de 1°.

·         L'amplitude des pics diminue avec l'augmentation de la taille angulaire. Cela signifie que les plus grandes structures (partie gauche du graphe) de l'univers étaient moins anisotropes que les plus petites.

·         La position des pics dépend de plusieurs paramètres cosmologiques, tels que la densité de matière et d'énergie noire. En mesurant la position des pics, les scientifiques peuvent contraindre les valeurs de ces paramètres.

Deux paramètres fondamentaux sont liés à ces fluctuations primordiales de densité : As et ns.

·         As, également connu sous le nom d'amplitude des perturbations, représente l'ampleur globale des perturbations primordiales. Il mesure la force des inhomogénéités dans le spectre des perturbations. Une valeur élevée d'As, indique un Univers plus "perturbé", tandis qu'une valeur faible indique un Univers plus "lisse".
La valeur actuelle de As est : 2,1 x 10^-9

·         ns, ou indice spectral, quantifie la façon dont l'amplitude des perturbations varie avec l'échelle. Une valeur de ns = 1 correspond à un spectre de type échelle invariante, où les perturbations de toutes les échelles ont la même amplitude. Une valeur de ns < 1 indique un spectre "rouge", où les grandes échelles ont des perturbations plus importantes que les petites échelles. Inversement, une valeur de ns > 1 indique un spectre "bleu", où les petites échelles ont des perturbations plus importantes que les grandes échelles.
La valeur actuelle de ns est : 0,96.

L'étude des paramètres As et ns permet aux cosmologistes de retracer l'histoire de l'Univers primordial et de tester différents modèles cosmologiques.

Quelle est l’origine de ces fluctuations ?

L'INFLATION COSMIQUE ET L'ORIGINE DES FLUCTUATIONS

(par moment, explications reprises d’anciens textes à moi)

Il se trouve que COBE, WMAP et Planck ont trouvé l'Univers TROP UNIFORME ; comment des régions du ciel si distantes entre elles peuvent-elles avoir la même température, car au moment de l'émission elles étaient d'après la théorie du BB trop éloignées les unes des autres. C’est ce que l’on appelle le problème de l'horizon, il est en fait lié à la notion de causalité, en effet notre monde est basé sur le fait que la cause précède l'effet. Cela paraît évident mais c'est un problème avec le BB, car les informations ne peuvent pas aller plus vite que la lumière.

En 1980/90 pour résoudre cette difficulté, Alan Guth et A. Linde et d'autres ont introduit la notion d'INFLATION.

Cette théorie se base sur le fait que l'univers provient d'une région très petite qui s'est enflée (d'où le nom inflation) approximativement 10^-35 sec après le BB. Cette période aurait été très courte et aurait fait gonfler l'Univers d'un énorme facteur de 10⁵⁰ !!!!!!

De même, le problème de la platitude se pose : pourquoi après tant d'années d'existence notre Univers semble si plat (courbure presque nulle), est-ce un hasard, quel phénomène physique peut-il expliquer cela ?

LA SOLUTION À CES QUESTION : L'INFLATION.

Une phase d'expansion ultra accélérée a eu lieu au tout début de l'Univers qui a tout aplati et toutes les distances sont prodigieusement augmentées en un temps très bref, ce qui explique l'horizon.

À grande échelle cependant l'Univers est bien parfaitement homogène et uniforme. Il est aussi animé d'une vitesse d'expansion de l'ordre de 70km/s/Mpc.

L'un des mécanismes les plus populaires pour expliquer l'origine des fluctuations primordiales de densité est l'inflation cosmique.

Imaginons le vide quantique comme un océan calme. À l'échelle microscopique, cet océan est en constante agitation, avec des vagues minuscules apparaissant et disparaissant sans cesse.

Ces minuscules fluctuations, appelées "fluctuations quantiques", sont dues à l'incertitude inhérente à la mécanique quantique (principe d’incertitude de Heisenberg).

Pendant cette phase d'inflation, les fluctuations quantiques, qui sont des fluctuations inhérentes à la mécanique quantique, ont été amplifiées et étirées à des échelles cosmiques.

Les fluctuations quantiques pendant l'inflation cosmique ont joué un rôle crucial dans la formation des structures à grande échelle que nous observons aujourd'hui dans l'univers. Ces minuscules fluctuations, amplifiées par l'expansion exponentielle originelle, ont servi de graines pour la formation des galaxies, des amas de galaxies et des autres structures cosmiques qui composent notre univers.

On pense que des particules appelées « inflatons » génère ce phénomène d’inflation.

Elles n’ont pas encore été mises en évidence.

SONDE LA PHYSIQUE DES HAUTES ÉNERGIES.

L’inflation est une sonde unique de la physique des hautes énergies.

Le niveau d’énergie de l’inflation est de l’ordre de 10¹⁴ GeV, on rappelle que l’énergie de Planck est de 10¹⁹ Gev.

Pendant l’inflation des particules massives peuvent être produites.

À ce moment le conférencier introduit la notion de non-gaussianité.

Voilà ce que j’ai trouvé sur le Net pour expliquer cette notion :

En cosmologie, la non-gaussianité est la déviation par rapport à une distribution gaussienne des fluctuations de densité dans l'univers primordial. Autrement dit, dans le modèle standard de l'univers, on s'attend à ce que les fluctuations de la densité soient réparties de manière aléatoire et conforme à une courbe en cloche, comme une distribution gaussienne.

Cependant, certains modèles d'inflation prédisent que ces fluctuations devraient présenter de légères déviations par rapport à cette distribution gaussienne, ce qu'on appelle la non-gaussianité.

Ces déviations pourraient être causées par divers effets, tels que :

Des interactions non linéaires entre les champs quantiques pendant l'inflation.

La présence de champs supplémentaires outre le champ scalaire simple généralement utilisé dans les modèles d'inflation les plus simples.

Une fin chaotique de l'inflation.

La détection de la non-gaussianité dans le fond diffus cosmologique (CMB) ou dans la distribution à grande échelle des structures cosmiques permettrait de distinguer différents modèles d'inflation et d'affiner notre compréhension de l'univers primitif.

Importance de la non-gaussianité :

Discrimination entre les modèles d’inflation : La détection de la non-gaussianité permettrait de tester la validité des différents modèles d'inflation et d'en favoriser certains par rapport à d'autres.

Informations sur l'univers primitif : La nature et l'amplitude de la non-gaussianité pourraient nous renseigner sur la physique de l'univers primordial, comme la nature des champs quantiques présents lors de l'inflation et les conditions à la fin de l'inflation.

Tests de la relativité générale : La non-gaussianité pourrait également être utilisée pour tester la validité de la théorie de la relativité générale à des échelles cosmologiques.

Mesure de la non-gaussianité :

Le fond diffus cosmologique (CMB): Le CMB est l'une des principales sources d'informations sur les fluctuations de densité dans l'univers primordial. L'analyse des cartes du CMB peut révéler la présence de non-gaussianité sous différentes formes.

La distribution à grande échelle des structures cosmiques : La distribution des galaxies et des amas de galaxies dans l'univers peut également être utilisée pour mesurer la non-gaussianité.

L'étude de la non-gaussianité est un domaine de recherche actif en cosmologie. Les observations actuelles du CMB et des structures cosmiques n'ont pas encore permis de détecter une non-gaussianité significative, mais les futures expériences devraient être plus sensibles et pourraient apporter des éléments de réponse sur cette question fondamentale.

Pour plus de détails consulter la vidéo.

Les objectifs de futures missions cosmologiques sont de détecter ces non-gaussianités primordiales.

Comme avec :

·         DESI, télescope de recherche de matière noire

·         Euclid mission spatiale en cours

·         CMB S4 : étude du CMB depuis le sol.

·         Lite Bird : satellite ultra froid pour sonder les débuts de l’Univers.

·         SphereX : lancement cette année.

POUR ALLER PLUS LOIN :

Cosmological Flow of Primordial Correlators par D Werth

D. Werth, L. Pinol et S. Renaux-Petel récompensés par le prix Buchalter de Cosmologie 2023

Le nouvel Univers : CR séance de l’École Chalonge du 29 Nov 2018

École Chalonge : CR de la session du 27 Juin 2019

La théorie de l’inflation par N Deruelle commission cosmologie SAF

Les anisotropies du CMB : CR de la conférence de R Durrer à l'IAP

DESI, Expansion Univers : CR conf SAF (Cosmologie) d’E. Burtin

PROCHAINE RÉUNION COSMOLOGIE : Samedi 22 Juin 2024 15h AU SIÈGE

PERCER LE MYSTÈRE DE L’ÉNERGIE NOIRE AVEC LE GRAND RELEVÉ DE GALAXIES DESI
 par Etienne BURTIN  Astrophysicien CEA.

Une invitation sera envoyée deux semaines avant.

PROCHAINE CONFÉRENCE MENSUELLE DE LA SAF :

Prochaine conférence SAF. : le mercredi 15 Mai 2024 (CNAM amphi Friedmann ATTENTION°) 19 H    

avec Yaël NAZÉ Astrophysicien Université de Liège sur « L’ASTRONOMIE DU PASSÉ »
Réservation comme d’habitude à partir du 11 Avril 9h00 ou à la SAF directement.  

La suivante : le 12 Juin  :      Transmission en direct sur le canal YouTube de la SAF : https://www.youtube.com/channel/UCD6H5ugytjb0FM9CGLUn0Xw/feautured

Bon ciel à tous

Jean Pierre Martin   Président de la commission de cosmologie de la SAF

www.planetastronomy.com

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