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L'inflaton est le nom donné à un champ scalaire hypothétique (c'est-à-dire un lieu de l'espace où s'exerce une force qui n'est pas orientée, à l'inverse des champs vectoriels). Ce champ scalaire ressemblerait à celui associé au boson de Brout-Englert-Higgs. L'inflaton aurait été responsable d'une phase d'expansion accélérée extrêmement rapide au tout début de l'histoire de l'univers. Celle-ci a été baptisée l'inflation.
L'inflaton et les modèles inflationnaires
Il existe un grand nombre de modèles inflationnaires construits à partir de théories physiques au-delà du modèle standard. Les premiers modèles d'inflation développés par Alan Guth, Andrei Linde, Andreas Albrecht et Paul Steinhardt au début des années 1980 prenaient pour hypothèse que l'inflaton était l'un des cousins du champ scalaire associé au boson de Brout-Englert-Higgs du modèle électrofaible. Il s'agissait donc de champs de Brout-Englert-Higgs utilisés pour donner des masses aux particules médiatrices des théories de grande unificationthéories de grande unification des forces nucléaires forte, faible et électromagnétique. Ces théories sont appelées les GUT (pour Grand Unified Theory, en anglais, qui signifie Théorie de grande unification).
Les inflatons des GUT
Assez rapidement, des inflatons ne jouant aucun rôle dans l'existence des masses des particules associées aux GUT furent postulés, notamment par Andrei Linde dans son modèle d'inflation chaotique. Les spécialistes ont eu des raisons d'abandonner finalement les inflatons des GUT mais les modèles inflationnaires qui en sont issus restent pédagogiquement très commodes pour exposer les caractéristiques génériques de la théorie de l'inflation.
Dans le cadre des modèles unifiés des interactions en théorie quantique des champs, on est conduit à introduire plusieurs champs de Brout-Englert-Higgs pour donner une masse aux bosons des théories de jauge. Souvent, ces champs se comportent de la façon qui est décrite sur le schéma ci-dessus. À très haute température, l'intensité d'un champ de Higgs dans le vide, notée Φ, est nulle, mais il existe une densité d'énergie dans le vide V(Φ) qui, à ce moment-là, n’est pas nulle. Lorsque la température décroit dans l'univers primitif, le champ Φ se met à croître et, passée une certaine valeur, cette densité s'annule. Le phénomène s'accompagne de la formation de bulles de vrai vide (bubble nucleation, en anglais sur le schéma), lequel peut être rempli par d'autres particules comme des photons ou des quarks et des leptons. © DAMTP
L'évolution de l'inflaton
Dans les scénarios inflationnaires construits avec des GUT, l'inflaton a une valeur initiale nulle après le temps de Plancktemps de Planck, c'est-à-dire 10-43 seconde après l'hypothétique temps zéro des modèles cosmologiques relativistes simples employés pour développer la théorie du Big Bang. Vers 10-35 seconde tout se passe comme si l'inflaton, bien que toujours d'intensité nulle, générait une densité d'énergieénergie dans le vide extrêmement élevée dominant toutes les autres formes d'énergie.
Il apparaît donc dans les équationséquations dictant l'évolution de l'expansion de l'univers observable l'équivalent de la constante cosmologiqueconstante cosmologique qui accélère l'expansion du cosmoscosmos aujourd'hui mais avec une valeur bien plus élevée. Entre 10-35 et 10-33 seconde environ l'espace est dilaté d'un facteur au moins égale à 1025/1030 pendant que la valeur de l'inflaton augmente. À la fin de la période inflationnaire, cette valeur n'est plus nulle mais la densité d'énergie qui lui est associée le devient. Comme le montre le schéma ci-dessus, l'évolution de l'inflaton, le champ Φ, est comparable à celui de la position d'une bille roulant du haut d'une colline dans une vallée pour atteindre finalement une position d'équilibre.
L'origine de la matière et des galaxies
Afin que la phase d'inflation dure suffisamment longtemps pour résoudre certaines énigmes cosmologiques comme le problème de l'homogénéité du rayonnement fossilerayonnement fossile, la platitude de l'espace et l'absence des monopôles magnétiques prédites par les GUT (ils devraient être presque aussi nombreux que les protonsprotons mais considérablement plus lourds conduisant à une densité de l'univers bien supérieure à celle observée) l'inflaton est temporairement piégé dans une cuvette en haut de la colline mais finit par s'en échapper par effet tunnel quantique. Cela permet à l'expansion de l'espace de durer suffisamment longtemps pour diluer les monopôles magnétiquesmonopôles magnétiques et rendre l'espace tellement vaste qu'il apparaît plat même si sa géométrie est peut-être celle d'une sphère ou sa topologie celle d'un tore.
Avant d'atteindre sa position d'équilibre dans la vallée, l'inflaton va osciller et transmettre de l'énergie aux autres champs de particules et de forces. L'univers, devenu presque vide du fait de l'inflation, se repeuple à nouveau de particules qui constituent le plasma chaud du modèle cosmologique standardmodèle cosmologique standard. Des fluctuations quantiques de l'inflaton pendant l'inflation vont aussi générer des fluctuations de densité dans ce plasma contenant de la matière noire et de la matièrematière normale. Ces fluctuations vont servir de germesgermes pour la naissance des étoilesétoiles et des galaxies. On peut étudier la nature de l'inflaton et celle de ses fluctuations grâce au rayonnement fossile.
