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L’époque de la recombinaison marque la fin de l’ère du rayonnement et le début de l’ère de la matière. L’évolution de l’Univers n’est cependant pas terminée. En effet, lors du découplage entre rayonnement et matière, l’Univers est très homogène, sa densité de matière et d’énergie est plus ou moins la même partout.
Or, de nos jours, les télescopes nous révèlent que l’Univers est très structuré : la matière se regroupe dans des galaxies qui s’assemblent pour former des amas eux-mêmes agencés en superamas. Le problème se pose donc de savoir comment, à partir d’un Univers homogène, toutes ces structures ont pu apparaître.
La minuscule anisotropie du rayonnement fossile
La question de la formation des structures de l’Univers connut une avancée majeure en 1992 grâce aux observations du satellite COBE qui furent confirmées en 2003 par le satellite WMAP. La mission de COBE était d’étudier le rayonnement fossile, en particulier la façon dont son intensité variait selon la direction dans le ciel.
COBE mit d’abord en évidence que le rayonnement fossile était d’une très grande isotropie, c’est-à-dire que son intensité était la même dans toutes les directions du ciel, un phénomène que le scénario inflationnaire pouvait très bien expliquer.
Cependant, une analyse plus poussée des résultats montra que le rayonnement n’était pas strictement isotrope, mais présentait des variations minuscules, de l’ordre de une pour 100.000. Ces fluctuations montraient que la température du rayonnement fossile n’était pas rigoureusement la même dans toutes les directions du ciel, mais variait très légèrement autour de la valeur moyenne de 2,725 degrés au-dessus du zéro absolu.
Les minuscules fluctuations vues par le satellite COBE en 1992 (après correction du mouvement du système solaire et des émissions de la Galaxie). Les zones bleues et rouges sont des fluctuations infimes (de l’ordre du cent-millième) de la température du rayonnement fossile dans différentes directions du ciel. Crédit : NASA/LAMBDA Des fluctuations de température donc de densité
Les variations de température dans le rayonnement fossile fournissaient la preuve qu’il existait déjà des inhomogénéités dans la répartition de matière de l’Univers lors du découplage entre rayonnement et matière.
En effet, lorsqu’un rayon lumineux s’éloigne d’une forte concentration de masse, il perd une légère fraction de son énergie et se trouve donc décalé vers le rouge. C’est ainsi que des inhomogénéités dans la distribution de matière ont provoqué les fluctuations de température du rayonnement fossile. Les photons qui proviennent des régions où la densité de matière était légèrement supérieure à la moyenne ont perdu plus d’énergie et le rayonnement paraît ainsi un peu plus froid. Au contraire, la lumière des régions moins denses a été moins affectée que la moyenne et sa température semble donc légèrement plus élevée.
Une vue détaillée des fluctuations de température mesurées par le satellite WMAP en 2003. Ces fluctuations de l’ordre du cent-millième sont des indicateurs des variations de la densité de l’Univers qui ont donné naissance aux structures que nous observons actuellement. Crédit : WMAP/NASA L’origine des structures de l’Univers
Ces fluctuations de densité primordiales sont à l’origine des structures de l’Univers actuel. En effet, pour accomplir son travail, la gravité a besoin d’un point de départ. Dans un Univers parfaitement homogène, aucune structure n’apparaîtrait car la gravité ne saurait pas par où commencer. Ce sont les fluctuations primordiales de densité qui jouent le rôle de point de départ.
Grâce à ces fluctuations, la concentration de matière est légèrement supérieure à la moyenne dans certaines régions de l’Univers. Le tour est alors joué et il suffit de laisser la gravitation agir. Les zones à plus haute densité vont commencer à attirer de plus en plus de matière alors que les zones à plus faible densité vont en perdre. Avec le temps, la différence de densité entre régions riches et pauvres en matière va s’accentuer. On aboutit finalement à un Univers comme le nôtre, dans lequel la masse est concentrée dans des galaxies, des amas et des superamas, le reste étant presque vide.
L’origine quantique des fluctuations de densité
La question qui se pose est de savoir quelle est l’origine de ces fluctuations. Une fois de plus, la solution va nous être apportée par l’inflation. Rappelons que cette dernière était due à la présence dans l’Univers d’une formidable quantité d’énergie. Mais, comme nous l’apprend la mécanique quantique, l’énergie est soumise au principe d’incertitude et connaît en conséquence des fluctuations. L’énergie présente dans l’Univers lors de l’ère inflationnaire était donc soumise à des fluctuations d’origine quantique.
L’effet principal de l’inflation a été de multiplier la dimension de l’Univers par un facteur immense. Les fluctuations d’énergie, d’abord microscopiques, ont donc elles aussi été démultipliées en taille. A la fin de l’ère inflationnaire, ces fluctuations ont atteint une échelle colossale. Lorsque l’énergie a finalement été libérée pour donner naissance à la matière, les fluctuations d’énergie ont conduit à de légères variations de la densité de matière. Ainsi sont nées les inhomogénéités primordiales qui conduiront aux structures actuelles de l’Univers.
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