Corde cosmique

On distingue deux types de cordes cosmiques : les cordes dites « locales » et les cordes dites « globales ».

Les cordes locales ont une densité d'énergie localisée au voisinage de la corde. Elles ne possèdent pas de champ comme un champ électrique qui trahit leur présence à grande distance. On dit ainsi qu'elles ne présentent pas d'attraction à longue portée. L'épaisseur d'une corde locale est fixée par l'échelle d'énergie (ou la température) à laquelle elle s'est formée selon la formule usuelle reliant la longueur d'onde de Compton λ à une énergie E :

${\displaystyle \lambda ={\frac {\hbar c}{E}}}$,

où ${\displaystyle \hbar }$ est la constante de Planck réduite et c la vitesse de la lumière dans le vide. On montre que le nombre de cordes présentes dans l'univers observable est de l'ordre de quelques dizaines voire de quelques unités.

À l'inverse, les cordes globales présentent un champ à grande distance qui décroît sur des distances de l'ordre du rayon de Hubble. L'amplitude de ces champs est de l'ordre de

${\displaystyle \phi \sim {\frac {E}{Hc}}}$,

où H est la constante de Hubble. La densité d'énergie associée aux cordes globales est proportionnelle au carré du champ produit, ce qui, ramené à la densité critique ${\displaystyle \rho _{\rm {c}}}$ donne

${\displaystyle \rho \sim {\frac {\phi ^{2}}{\hbar c}}{\frac {1}{\rho _{\rm {c}}}}}$,

ce qui se simplifie en

${\displaystyle \rho \sim {\frac {E^{2}}{E_{\rm {Pl}}^{2}}}}$,

${\displaystyle E_{\rm {Pl}}}$ étant l'énergie de Planck.

Les effets des cordes cosmiques sur leur environnement sont principalement de nature gravitationnelle. Les cordes cosmiques ont un temps été considérées comme un candidat viable à la formation des grandes structures, avant que l'étude des anisotropies du fond diffus cosmologique et notamment l'observation des pics Doppler dans son spectre de puissance ne les excluent comme moteur principal de la formation des structures. Pour l'heure, et malgré quelques fausses alertes, les cordes cosmiques n'ont pas été observées. Cela permet de mettre des limites supérieures sur la température qui régnait lors de la transition de phase qui les a vus naître. Il n'est par contre pas possible d'exclure leur existence.

• Voir Ouvrages spécialisés sur la cosmologie
• (en) Alexander Vilenkin & E. Paul S. Shellard, Cosmic Strings and Other Topological Defects, Cambridge University Press, Cambridge, Angleterre (2000) (ISBN 0521654769).