M7 Inflation et formation de structures

Topique

L'élément central de ce modèle est le champ de perturbation primordial et sa croissance subséquente.

L'inflation cosmique est une période très brève d'expansion exponentielle accélérée dans l'Univers primordial. Cette expansion explique, en une seule étape, la platitude de l'Univers, son homogénéité et l'origine quantique des germes qui donneront naissance à toutes les structures observées. Un nombre minimal de cycles de cette expansion exponentielle garantit que l'Univers observable actuel tout entier tient dans l'horizon généré par l'inflation elle-même.

Le spectre de puissance primordial laissé par cette inflation est presque plat, mais légèrement incliné vers les grandes échelles : les perturbations les plus importantes ont une amplitude à peine supérieure à celle des perturbations les plus faibles.

Le facteur de croissance décrit comment ces mêmes perturbations de densité, déjà présentes dans le fond diffus cosmologique, sont amplifiées par la gravité elle-même jusqu'à former les structures observées aujourd'hui. Durant l'ère dominée par la matière, cette croissance progresse en proportion directe du facteur d'échelle de l'Univers.

La fonction de corrélation et le spectre de puissance sont les deux statistiques à deux points utilisées dans les grands relevés de galaxies pour mesurer la distribution actuelle de la matière dans l'Univers.

Cependant, l'amplitude globale de ces fluctuations de densité révèle une tension persistante entre la valeur déduite du fond diffus cosmologique et celle mesurée directement par lentille gravitationnelle faible – une divergence qui demeure irrésolue entre deux méthodes par ailleurs cohérentes. Ainsi, du champ de perturbation primordial qui ouvre cet article à la tension non résolue qui le conclut, englobant l'inflation cosmique, le spectre de puissance primordial et le facteur de croissance, la formation des structures implique que ces mêmes perturbations, issues d'une origine quantique très brève, finissent par constituer la structure entière des galaxies observées aujourd'hui, bien que deux méthodes indépendantes ne parviennent toujours pas à s'accorder pleinement sur leur amplitude exacte.

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