Fond cosmique de micro-ondes: fenêtre de gravitation quantique?

2015/09/01 Brizuela, David - Fisika Teorikoa eta Zientziaren Historia Saila, UPV/EHU Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astrofisika

En raison de la finesse de la vitesse de la lumière, quand nous regardons un point lointain (par exemple une étoile), nous la voyons dans la situation qui avait ce point dans le passé. Sur les distances que nous utilisons quotidiennement cela n'affecte guère, car la vitesse de la lumière est très élevée. Mais à des distances plus importantes, cet effet est évident. Par exemple, le soleil est à huit minutes de lumière de nous, donc si elle s'éteignait soudainement, nous aurions encore le temps de faire assez avant de rester dans toute l'obscurité. Sur les distances cosmologiques, cet effet peut être terrible, car dans le passé nous pouvons le voir très loin! Mais dans quelle mesure ? Pouvons-nous voir le moment de la création ?

Les rayons de lumière qui sont émis dans les premiers moments de l'univers et qui arrivent maintenant sur terre forment notre horizon de particules, qui pour nous délimite la limite de l'univers visible. Notez qu'en principe, tout l'univers peut être supérieur à notre univers visible ; en fait, il peut être infini, mais il n'a pas à le faire. Si le nôtre était un univers de topologie compacte (comme celui qui a la surface d'un ballon), la lumière émise depuis une lointaine galaxie pourrait être captée dans différentes directions. Par exemple, parfois en direct et d'autres tourner autour de l'univers. Par conséquent, ces galaxies considérées différentes seraient plusieurs copies d'une même galaxie, à différents moments de l'évolution. Nous pouvons également voir le système solaire quelque temps plus tôt!

Comme l'âge de l'univers est fini (environ 14 milliards d'années), on pourrait penser que c'est peut-être la distance de notre horizon de particules, c'est-à-dire 14 milliards d'années lumière. Mais ce n'est pas pour deux raisons fondamentales: d'une part, parce que notre univers s'étend, de sorte que ces sources qui ont diffusé la lumière dans les premiers instants sont beaucoup plus éloignées de celles mentionnées, à une distance d'environ 46 milliards d'années lumière; d'autre part, la température ambiante au début de l'univers était si élevée que les atomes ne pouvaient pas se former de manière stable. L'état de la matière était un plasma de particules élémentaires avec lesquelles les photons avaient une grande tendance à interagir. La trajectoire libre moyenne d'un photon était très courte, puisque dès qu'il commençait à bouger elle était absorbée par d'autres particules. Ainsi, l'univers primitif était opaque à la lumière et aucun photon émis à cette époque n'a pu venir à nous.

L’Univers est devenu transparent 380.000 ans après la Grande Explosion (Big Bang), dans le langage scientifique connu comme “époque de recombinaison” (époque où les atomes d’hydrogène commencent à se former de manière stable). Le fond cosmique des micro-ondes (MHK; en anglais Cosmic Microwave Background) est formé de photons émis à cette époque. C'est l'événement le plus ancien que nous pouvons voir aujourd'hui et donc le plus proche de la Grande Explosion. En principe, comme nous améliorons la technologie, nous pouvons être capables de détecter à l'avenir les fonds cosmiques de neutrinos et d'ondes gravitationnelles. Ils ont été libérés avant les photons de MHK, car les neutrinos et les ondes gravitationnelles peuvent se déplacer sans grandes interactions le long du plasma. Le MHK a été étudié par des satellites sophistiqués. Le dernier qui l'a étudié a été Planck, qui s'est consacré à la prise de données entre 2009 et 2013. Grâce à ces données, nous savons que le MHK est très homogène et a le spectre d'un corps noir presque parfait, fixé à une fréquence de 2.7 Kelvin. Les petites inhomogénéités observées dans le CME sont considérées comme la semence de la structure à grande échelle de notre univers.

Comme mentionné dans l'introduction, le MHK peut être l'un des endroits que nous pouvons trouver dans la nature les effets de la gravitation quantique, puisque l'univers était très violent au début. La température était si élevée que les énergies d'interaction entre les particules étaient beaucoup plus élevées que celles que nous pouvons obtenir sur le sol avec n'importe quel accélérateur de particules. Cependant, comme déjà indiqué, les photons de MHK qui sont actuellement diffusés beaucoup plus tard que la Grande Explosion, environ 380.000 ans plus tard. Cosmologiquement, ce temps équivaut à vide. Par analogie, si nous pensons que l'univers est une personne d'âge moyen (50 ans), ce temps serait de 12 heures. Cependant, l'univers pour ce temps était déjà réfrigéré et la courbure du temps spatial était relativement petite, de sorte que les équations classiques d'Einstein seraient une très bonne approche pour décrire l'évolution. Alors pourquoi pensons-nous qu'il est possible de détecter les effets de la gravitation quantique dans MHK ? Pour répondre, nous devons parler d'inflation.

Selon le modèle standard de la cosmologie, pendant les 10-36 ^secondes suivant la Grande Explosion, l'Univers a subi une phase d'inflation énorme, qui a tiré sa taille. Dans un court laps de temps, ^entre 10 et 32 secondes, le volume de l'univers a été multiplié par 10 ^78. Pensez un instant à l'énorme taille de ce nombre: Une pièce normale serait la taille de notre univers spectaculaire !

Alan Guth a proposé pour la première fois un mécanisme inflationniste de ce type, dans les années 80, pour répondre à une série de questions conceptuelles sur l'univers précoce, parmi lesquelles se trouve le pourquoi de l'étonnante homogénéité de notre univers, en particulier la MHK. Notez que le MHK est constitué de points très éloignés les uns des autres et que, dans un modèle sans inflation, ils ne pourraient avoir aucune interaction ou échange d'informations dans toute l'histoire de l'univers, c'est-à-dire que tous ces points ne seraient pas liés causalement. Au contraire, selon la théorie de l'inflation, tous ces points ont été très proches dans le passé et donc liés de façon causale. Cette situation a permis de commencer l'échange d'informations entre eux, atteignant l'équilibre thermique que nous voyons aujourd'hui. En outre, l'inflation a eu un grand succès et a été plus utile que prévu initialement. Dans ce modèle, les valeurs de petites inhomogénéités MHK sont obtenues avec une grande précision. Voyons plus en détail comment ce résultat est obtenu.

Dans les modèles d'inflation les plus simples, il y a une particule appelée inflaton dans l'univers précoce. Comme cette particule perd lentement son énergie potentielle, elle a provoqué une expansion exponentielle de l'univers pendant la période inflationniste. À la fin de ce processus, l'énergie potentielle de l'inflaton était encore assez élevée. Comme aucune de ces particules n'est aujourd'hui observée, on considère qu'après l'inflation, dans ce qui est connu comme période de surchauffe, de toute cette énergie potentielle sont apparues des particules courantes, c'est-à-dire des particules du modèle standard que nous connaissons. Cependant, ce processus n'est pas encore très bien compris.

Normalement, on suppose aussi que, au début de l'inflation, les fluctuations quantiques de diverses grandeurs décrivant la géométrie de l'inflaton et de l'univers étaient à l'état pur. Cet état quantique de vide n'est pas un objet simple et statique. Au contraire, il s'agit d'une entité complexe et dynamique. Selon le principe d'incertitude de Heisenberg, les lois de la physique, telles que la conservation de l'énergie, peuvent être violées pendant une courte période. Ce résultat est bien connu dans la théorie quantique commune des champs. Cela peut se produire essentiellement parce que la nature ne permet pas l'observation dans ce court laps de temps. Par conséquent, la génération de particules virtuelles est constante dans le vide quantique. Dans des conditions normales, ces particules sont détruites entre elles avant d'être observées. Mais l'expansion de l'univers transforme ces particules virtuelles en entités réelles. Intuitivement, on pourrait penser qu'une particule virtuelle et son antiparticule correspondant se produisent (toutes les caractéristiques physiques égales mais avec une charge électrique de signe contraire). Avant de pouvoir interagir les uns avec les autres, l'expansion inflationniste de l'univers les conduit tellement loin que leur interaction est impossible.

Ces petites fluctuations quantiques initiales, amplifiées pendant l'inflation, forment des inhomogénéités de MHK que nous observons. Par conséquent, l'inflation fonctionne comme une loupe et nous pouvons observer expérimentalement les processus qui ont eu lieu à très petite échelle (donc avec beaucoup d'énergie). Dans ce type de processus, les effets de la gravitation quantique peuvent être assez significatifs.

Une théorie de la gravitation quantique qui décrit l'évolution de l'univers homogène est la cosmologie quantique des spirales (loop quantum cosmology en anglais). Les prédictions de cette théorie coïncident avec celles de la relativité générale quand la courbure est petite. Cela couvre toute l'histoire de l'univers, sauf les premiers moments. Selon la relativité générale, le début de l'univers était la Grande Explosion. Mais c'est un nom très trompeur, car le début de l'univers n'a rien à voir avec une explosion, mais c'est un événement improvisé où le temps spatial continu commence à exister. Techniquement, il s'agit d'un point de singularité, divergent par divers objets qui décrivent la courbure du temps spatial. La relativité générale n'est donc pas applicable. La cosmologie quantique de Kiribil adoucit cette singularité en tenant compte des effets de la gravitation quantique et, au lieu de la Grande Explosion, on voit qu'à ce point il y a un rebond quantique, connu comme le Grand Rebond. Selon ce modèle, l'univers existait avant le Grand Rebond, comme un univers classique en effondrement. Lorsque la densité énergétique a été très élevée, elle a été introduite dans le régime quantique, où les effets de la gravitation quantique font de la force de la gravitation un répulsif. Cela a provoqué le rebond de l'univers et a commencé l'expansion que nous voyons.

Plusieurs études sont actuellement en cours pour améliorer la compréhension de cette phase inflationniste dans le contexte de la cosmologie quantique des spirales et pour obtenir leurs prédictions concernant les inhomogénéités de la CME. Ashtekar et Sloane ont montré que l'inflation est naturelle dans cette théorie, c'est-à-dire que des conditions d'initiation très étranges ne devraient pas être sélectionnées pour atteindre une phase inflationniste. Cependant, il reste encore des questions sans réponse, comme si l'évolution antérieure au Grand Rebond pouvait provoquer un effet observable. Une observation expérimentale de ce type nous fournirait une information inestimable sur le régime quantique profond de l'univers tôt et, par conséquent, de l'espace-temps continu.

Bibliographie Bibliographie