introduction aux modèles cosmologiques

1. introduction aux modèles cosmologiques M. Lachièze-Rey Centre d’Etudes de Saclay, FRANCE

2. Cosmologie • La cosmologie concerne les propriétés globales du monde. • L’univers possède des propriétés globales. •  La cosmologie scientifique existe. • Cosmologie relativiste : selon la théorie de la relativité générale • Univers = espace-temps + contenu énergétique • Fondements : • Principes • Principe cosmologique : L’espace est homogène et isotrope • Simplicité • La gravitation gouverne la cosmologie • Théories •   La gravitation est décrite par la relativité générale : • Toute la physique connue • Observations : très nombreuses

3. Relativité générale • Le Cadre pour la physique : • pas espace + temps, mais espace-temps courbe • Métrique g  courbure (tenseur de Riemann R) • Le tenseur de Riemann représente la gravitation. • Les équations d’Einstein permettent de calculer R à partir • - du contenu énergétique (tenseur d’énergie-impulsion T) • - et de la constante cosmologique L. • En général très compliquées • Simplifiées par les symétries • (symétrie sphérique, cosmologie) • Matière et lumière suivent les géodésiques de l’espace-temps. • Le but de la cosmologie relativiste est de trouver • une bonne description de l’espace-temps, par exemple par sa métrique.

4. Principe cosmologique • L’espace [les sections spatiales de l’espace-temps] • sont à symétrie maximale (=homogènes et isotropes) •  • 1) l’espace-temps est simple = espace * temps • Mais les propriétés de l’espace varient • dans le temps (expansion). • 2) description simple du contenu énergétique : • Quantités moyennes seulement • (densité d’énergie r, pression p)

5. Le principe cosmologique suffit à déterminer une forme pour la métrique : • ds2 = dt2 -a(t) 2 ds2, • - où ds2 est la métrique d’un espace à symétrie maximale : • R3 (k=0), S3 (k=1) ou H3 (k=-1) . • = forme de Robertson - Walker. • Dans des « bonnes » coordonnées ; • (ceci est indépendant de la théorie de gravitation). • Donc ces modèles sont déterminés par la fonction a(t) et la constante k. • a(t) est le facteur d ’échelle : • toute longueur cosmique varie proportionnellement à a • k est le paramètre de courbure.

6. Temps conforme • ds2 = dt2 -a(t) 2 ds2 • On peut toujours effectuer un changement de variable t --> h • défini par dh =dt /a(t). • La métrique s’écrit • ds2 = a(t[h]) 2 [dh2 -a(t) 2 ds2] • - Elle est « conformément plate » • - h est le temps conforme (sans signification physique).

7. Sections spatiales symétriques

8. Modèles de Friedmann - Lemaître • La relativité générale permet de calculer la courbure • de l’espace-temps à partir du tenseur d’énergie-impulsion • et de L, par les équations d’Einstein. • Avec le pc, • la courbure se réduit à a(t) et k; • Les équations d’Einstein se réduisent aux • équations de Friedmann. • La matière est décrite par • sa densité moyenne • et sa pression moyenne.

9. Modèles de big bang = ceux pour lesquels le facteur d ’échelle s annule pour une valeur de t finie : a(ti) =0. (en fait, cette cosmologie ne tient pas compte des effets quantiques qui pourraient empêcher une telle singularité. Il vaut mieux remplacer la condition par a(ti) = Lplanck

11. Aujourd ’hui • Le taux présent d’expansion H(t0 ) est • la constante de Hubble H0 • Une distance D varie proportionnellement à a, • V = D’= (a’/a) D. • On note (a’/a) 0 = H0. • De l ’équation de Friedmann on déduit • (H0) 2+ k / (a0)2 = (8 pG) r0/ 3+ L /3

12. Un modèle simple On suppose L = k= 0. Pas de constante cosmologique, Sections spatiales euclidiennes Ce modèle est appelé Einstein - de Sitter Ceci implique r0 =3 (H0) 2 / (8 pG) = rcritique C’est la définition de la densité critiquercritique, qui sera utilisé comme unité cosmologique de densité d ’énergie. Pour toute forme d’énergie r, on posera W = r/ rcritique. Par exemple, Wmatière = rmatière / rcritique ATTENTION : W n’est pas une quantité constante ! Dans les années 1970-1980, ceci était considéré comme le meilleur modèle pour décrire notre univers (cdm).

13. Pour une notation harmonieuse, on écrit aussi: • L/ 3 (H0) 2 = l = WL • On a donc, de manière générale, • 1+ k / (H0a0)2 = Wcontenu+ WL • Un univers à sections spatiales euclidiennes vérifie donc • Wcontenu+ WL = 0.

14. On distingue plusieurs formes d’énergie dans l’univers qui peuvent être source de gravitation: Matière (baryonique ou non baryonique) : p=0 Rayonnement (électromagnétique ou gravitationnel, neutrinos s’ils n’ont pas de masse) : p = - r Énergie « exotique » = r > 0 (pourquoi ?), p < 0. En particulier « énergie du vide » p = - r. Toutes ces formes d ’énergie se diluent avec l ’expansion : Matière : r a a-3 Rayonnement : r a a-4 Énergie du vide : r a Ct Rem.: on peut formellement écrire la contribution de la constante cosmologique sous la forme rL = L /8pG, pL = - rL. D’où la confusion. Contenu

15. Loi d ’expansion Elle est exprimée par la fonction a(t). Sa première dérivée (logarithmique) est le taux d‘expansion H(t), aujourd’hui la constante de Hubble HO. Sa seconde dérivée est exprimée par le paramètre de décélération q= - a’’ a / (a’)2. Son signe indique accélération ou décélération de l ’expansion. Aujourd’hui, 2qO = W -2 WL Les observations donnent HO. Les différents tests cosmologiques fournissent le plus souvent des combinaisons de k et qO .

16. Espace-temps de Minkowski • Une solution formelle de la relativité générale. • Non physique car : pas de contenu, pas d’expansion. • Métrique ds2 = dt2 - ds2 • ds2 = dx2 + dy2 + dz2 = dr2 + r2 (dq2 + sin2q df2) • Géodésiques radiales : r = A t +B • Matière (lignes de temps) = A > 0 • Lumière A = 1 • NB. Par un changement de variable t=t cosh a, r=t sinh a, • la même métrique s’écrit : • ds2 = dt2 - t2 [da2 + sinh2 a (dq2 + sin2q df2)] • Décrit un univers en expansion, à sections spatiales hyperboliques • --> Attention ! (Mizony)

17. Espace-temps complètement symétriques Il en existe trois seulement : Minkowski, de Sitter et anti-de Sitter. de Sitter : expansion, sections spatiales = S3 (3-sphère). Peut-être vu comme un hyperboloïde à 4D dans un espace plat à 5D La solution des équation de Friedmann avec L > 0 anti-de Sitter : lignes de temps fermées (!), sections spatiales = H3 (espace hyperbolique). Peut-être vu comme un hyperboloïde à 4D dans un espace plat à 5D

18. de Sitter Métrique canonique : ds2 = dt2 - cosh2(t/L) ds+2 Où L = 1/L2 Où ds+2 est la métrique de la 3-sphère S3 de rayon L. C’est une forme RW : facteur d’expansion a(t) = cosh(t/L) • expansion accélérée : bonne approximation de notre univers aujourd’hui (la meilleure?) • inflation • symétrie maximale --> le vide géométrique ? Le même espace-temps (en fait différentes parties) sont décrites par des formes différentes de la métrique -->

19. Changements de variables : 1) sinh(t/L) = sinh(T/L) cosh (a) cosh(t/L) sin (r) = sinh(T/L) sinh (a) cosh(t/L) cos (r) = cosh(T/L) Donne ds2 = dT2 - sinh2(t/L) ds-2 Où ds-2 est la métrique de l’espace hyperbolique H3 de rayon L. 2) sinh(t/L) = sinh(v/L) + r2 ev/L /2 L2 cosh(t/L) sin (r) = r ev/L / L cosh(t/L) cos (r) = cosh(v/L) - r2 ev/L /2 L2 Donne ds2 = dv2 - e2v/L ds02 Où ds02 est la métrique de l’espace Euclidien R3. 3) ds2 = (1-L R2/3) dt2 - (1-L R2/3)-1 dR2 - R2 dw2 (forme statique).

20. Forme sans dimension des équation de Friedmann Les équation de Friedmann impliquent 2 q0 = Wmatière + 2 Wrayonnement - 2 WL Wmatière + Wrayonnement + WL -1 = k / (H02 a02) = - Wcourbure On peut les écrire sous une forme sans dimension : En posant x = a/a0 = 1/(1+z) (x’)2=F-2(x), Avec F(x)= Wmat /x+ Wray /x2 + x2WL + Wcourbure Où x est la seule quantité à varier

21. Âge de l ’univers Par définition, c’est le temps écoulé depuis le moment où a(t) s’est annulé : tU = H0-1 ∫01dx (Wmat /x+ Wray /x2 + x2WL + Wcourbure)-1/2