Origine de l'univers

Origine de l'univers

Big Bang

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Chronologie du
Modèle standard de la cosmologie
WMAP 2008.png
Disciplines concernées

Le Big Bang[1] désigne lépoque dense et chaude qua connue lunivers il y a environ 13,7 milliards dannées, ainsi que lensemble des modèles cosmologiques qui la décrivent, sans que cela préjuge de lexistence dun « instant initial » ou dun commencement à son histoire.

Cette phase marquant le début de lexpansion de lunivers, abusivement comparée à une explosion, a été désignée pour la première fois sous ce terme expressif de Big Bang par le physicien anglais Fred Hoyle lors dun programme radio de la BBC, The Nature of Things (littéralement « La nature des choses »), dont le texte fut publié en 1950. Hoyle lui-même proposait un autre modèle cosmologique, alors en concurrence avec le Big Bang, mais aujourdhui abandonné, la théorie de létat stationnaire, dans lequel lunivers na pas connu de phase dense et chaude. Lexpression Big Bang est devenue le nom scientifique et vulgarisé de lépoque d est issu lunivers tel que nous le connaissons.

Le terme de Big Bang chaud (Hot Big Bang) était parfois utilisé au début pour indiquer que selon ce modèle lunivers était plus chaud quand il était plus dense. Le qualificatif de « chaud » était rajouté par souci de précision car le fait que lon puisse associer une notion de température à lunivers dans son ensemble nétait pas encore bien compris au moment le modèle a été proposé, au milieu du XXe siècle.

Le concept général du Big Bang, à savoir que lunivers est en expansion et a été plus dense et plus chaud par le passé, doit sans doute être attribué au russe Alexandre Friedmann et au belge Georges Lemaître qui respectivement en 1922 et 1927 décrivirent dans les grandes lignes lexpansion de lunivers, avant que celle-ci ne soit mise en évidence par Edwin Hubble en 1929. Son assise définitive ne fut cependant établie quen 1965 avec la découverte du fond diffus cosmologique, le « pâle écho lumineux du Big Bang » selon les termes de Georges Lemaître, qui attesta de façon définitive la réalité de lépoque dense et chaude de lunivers primordial.

Sommaire

Introduction

Selon le modèle du Big Bang, lunivers actuel a émergé dun état extrêmement dense et chaud il y a un peu plus de 13 milliards et demi dannées.

La découverte de la relativité générale par Albert Einstein en 1915 marque le début de la cosmologie moderne, il devient possible de décrire lunivers dans son ensemble comme un système physique, son évolution à grande échelle étant décrite par la relativité générale.

Einstein est dailleurs le premier à utiliser sa théorie fraîchement découverte, tout en y ajoutant un terme supplémentaire, la constante cosmologique, pour proposer une solution issue de la relativité générale décrivant lespace dans son ensemble, appelée univers dEinstein. Ce modèle introduit un concept extrêmement audacieux pour lépoque, le principe cosmologique, qui stipule que lHomme noccupe pas de position privilégiée dans lunivers, ce quEinstein traduit par le fait que lunivers soit homogène et isotrope, cest-à-dire semblable à lui-même quels que soient le lieu et la direction dans laquelle on regarde. Cette hypothèse était relativement hardie car à lépoque aucune observation concluante ne permettait daffirmer lexistence dobjet extérieur à la Voie lactée, bien que le débat sur cette question existe dès cette époque (par la suite appelé Le Grand Débat).

Au principe cosmologique, Einstein ajoute implicitement une autre hypothèse qui paraît aujourdhui nettement moins justifiée, celle que lunivers est statique, cest-à-dire névolue pas avec le temps. Cest cet ensemble qui le conduit à modifier sa formulation initiale en ajoutant à ses équations le terme de constante cosmologique. Lavenir lui donne tort, car dans les années 1920, Edwin Hubble découvre la nature extragalactique de certaines « nébuleuses » (aujourdhui appelées galaxies), puis leur éloignement de la Galaxie avec une vitesse proportionnelle à leur distance, cest la loi de Hubble. Dès lors, plus rien ne justifie lhypothèse dun univers statique postulée par Einstein.

Avant même la découverte de Hubble, plusieurs physiciens dont Willem de Sitter, Georges Lemaître et Alexandre Friedmann découvrent dautres solutions de la relativité générale décrivant un univers en expansion. Leurs modèles sont alors immédiatement acceptés dès la découverte de lexpansion de lunivers. Ils décrivent ainsi un univers en expansion depuis plusieurs milliards dannées. Par le passé, celui-ci était donc plus dense et plus chaud.

Big Bang ou état stationnaire ?

La découverte de lexpansion de lunivers prouve que celui-ci nest pas statique, mais laisse place à plusieurs interprétations possibles :

  • soit il y a conservation de la matière (hypothèse a priori la plus réaliste), et donc dilution de celle-ci dans le mouvement dexpansion, et dans ce cas lunivers était plus dense par le passé : cest le Big Bang ;
  • soit on peut imaginer à linverse que lexpansion saccompagne dune création (voire dune disparition) de matière. Dans ce cadre-, lhypothèse la plus esthétique est dimaginer un phénomène de création continue de matière contrebalançant exactement sa dilution par lexpansion. Un tel univers serait alors stationnaire.

Dans un premier temps, cest cette seconde hypothèse qui a été la plus populaire, bien que le phénomène de création de matière ne soit pas motivé par des considérations physiques. Lune des raisons de ce succès est que dans ce modèle, appelé théorie de létat stationnaire, lunivers est éternel. Il ne peut donc y avoir de conflit entre lâge de celui-ci et celui dun objet céleste quelconque.

À linverse, dans lhypothèse du Big Bang, lunivers a un âge fini, que lon déduit directement de son taux dexpansion (voir équations de Friedmann). Dans les années 1940, le taux dexpansion de lunivers était très largement surestimé, ce qui conduisait à une importante sous-estimation de lâge de lunivers. Or diverses méthodes de datation de la Terre indiquaient que celle-ci était plus vieille que lâge de lunivers estimé par son taux dexpansion. Les modèles de type Big Bang étaient donc en difficulté vis-à-vis de telles observations. Ces difficultés ont disparu par la suite par une réévaluation plus précise du taux dexpansion de lunivers.

Preuves observationnelles

Vision dartiste du satellite WMAP collectant les données afin daider les scientifiques à comprendre le Big Bang

Deux preuves observationnelles décisives ont définitivement donné raison aux modèles de Big Bang : il sagit de la détection du fond diffus cosmologique, rayonnement de basse énergie (domaine micro-onde) vestige de lépoque chaude de lhistoire de lunivers, et la mesure de labondance des éléments légers, cest-à-dire des abondances relatives de différents isotopes de lhydrogène, de lhélium et du lithium qui se sont formés pendant la phase chaude primordiale.

Ces deux observations remontent au début de la seconde moitié du XXe siècle, et ont définitivement assis le Big Bang comme le modèle décrivant lunivers observable. Outre la cohérence quasi-parfaite du modèle avec tout un autre ensemble dobservations cosmologiques effectuées depuis, dautres preuves relativement directes sont venues sajouter : lobservation de lévolution des populations galactiques, et la mesure du refroidissement du fond diffus cosmologique depuis plusieurs milliards dannées.

Le fond diffus cosmologique

Article détaillé : Fond diffus cosmologique.
Le fond diffus cosmologique, découvert en 1965 est le témoin le plus direct du Big Bang. Depuis, ses fluctuations ont été étudiées par les sondes spatiales COBE (1992) et WMAP (2003).

Lexpansion prédit naturellement que lunivers a été plus dense par le passé. À linstar dun gaz qui séchauffe quand on le comprime, lunivers devait aussi être plus chaud par le passé. Cette possibilité semble évoquée pour la première fois en 1934 par Georges Lemaître, mais nest réellement étudiée quà partir des années 1940. Selon létude de George Gamow (entre autres), lunivers doit être empli dun rayonnement qui perd de lénergie du fait de lexpansion, selon un processus semblable à celui du décalage vers le rouge du rayonnement des objets astrophysiques distants.

Gamow réalise en effet que les fortes densités de lunivers primordial doivent avoir permis linstauration dun équilibre thermique entre les atomes, et par suite lexistence dun rayonnement émis par ceux-ci. Ce rayonnement devait être dautant plus intense que lunivers était dense, et devait donc encore exister aujourdhui, bien que considérablement moins intense. Gamow fut le premier (avec Ralph Alpher et Robert C. Herman) à réaliser que la température actuelle de ce rayonnement pouvait être calculée à partir de la connaissance de lâge de lunivers, la densité de matière, et labondance dhélium.

Ce rayonnement est appelé aujourdhui fond diffus cosmologique, ou parfois rayonnement fossile. Il correspond à un rayonnement de corps noir à basse température (2,7 kelvins), conformément aux prédictions de Gamow. Sa découverte, quelque peu fortuite, est due à Arno Allan Penzias et Robert Woodrow Wilson en 1965, qui seront récompensés par le Prix Nobel de physique en 1978.

Lexistence dun rayonnement de corps noir est facile à expliquer dans le cadre du modèle du Big Bang : par le passé, lunivers est très chaud et baigne dans un rayonnement intense. Sa densité, très élevée, fait que les interactions entre matière et rayonnement sont très nombreuses, ce qui a pour conséquence que le rayonnement est thermalisé, cest-à-dire que son spectre électromagnétique est celui dun corps noir. Lexistence dun tel rayonnement dans la théorie de létat stationnaire est par contre quasiment impossible à justifier (bien que ses rares tenants affirment le contraire).

Bien que correspondant à un rayonnement à basse température et peu énergétique, le fond diffus cosmologique nen demeure pas moins la plus grande forme dénergie électromagnétique de lunivers : près de 96 % de lénergie existant sous forme de photons est dans le rayonnement fossile, les 4 % restants résultant du rayonnement des étoiles (dans le domaine visible) et du gaz froid dans les galaxies (en infrarouge). Ces deux autres sources émettent des photons certes plus énergétiques, mais nettement moins nombreux.

Dans la théorie de létat stationnaire, lexistence du fond diffus cosmologique est supposée résulter dune thermalisation du rayonnement stellaire par dhypothétiques aiguillettes de fer microscopiques, un tel modèle savère en contradiction avec les données observables, tant en termes dabondance du fer quen termes defficacité du processus de thermalisation (il est impossible dexpliquer dans ce cadre que le fond diffus cosmologique soit un corps noir aussi parfait) ou disotropie (on sattendrait à ce que la thermalisation soit plus ou moins efficace selon la distance aux galaxies).

La découverte du fond diffus cosmologique fut historiquement la preuve décisive du Big Bang.

La nucléosynthèse primordiale

Article détaillé : Nucléosynthèse primordiale.

Dès la découverte de linteraction forte et du fait que cétait elle qui était la source dénergie des étoiles, sest posée la question dexpliquer labondance des différents éléments chimiques dans lunivers. Au tournant des années 1950 deux processus expliquant cette abondance étaient en compétition : la nucléosynthèse stellaire et la nucléosynthèse primordiale.

Les tenants de la théorie de létat stationnaire supposaient que de lhydrogène était produit constamment au cours du temps, et que celui-ci était peu à peu transformé en hélium puis en éléments plus lourds au cœur des étoiles. La fraction dhélium ou des autres éléments lourds restait constante au cours du temps car la proportion dhélium augmentait du fait de la nucléosynthèse, mais diminuait en proportion semblable du fait de la création dhydrogène. À linverse, les tenants du Big Bang supposaient que tous les éléments, de lhélium à luranium avaient été produits lors de la phase dense et chaude de lunivers primordial.

La thèse actuelle emprunte à chaque hypothèse :

Daprès celle-ci, lhélium et le lithium ont effectivement été produits pendant la nucléosynthèse primordiale, mais les éléments plus lourds, comme le carbone ou loxygène, ont été créés plus tard au cœur des étoiles (nucléosynthèse stellaire). La principale preuve de ceci vient de létude de labondance des éléments dits « légers » (hydrogène, hélium, lithium) dans les quasars lointains. Daprès le modèle du Big Bang, leurs abondances relatives dépendent exclusivement dun seul paramètre, à savoir le rapport de la densité de photons à la densité de baryons, qui est quasi constant depuis la nucléosynthèse primordiale. À partir de ce seul paramètre, que lon peut dailleurs mesurer par dautres méthodes, on peut expliquer labondance des deux isotopes de lhélium (3He et 4He) et de celle du lithium (7Li). On observe également une augmentation de la fraction dhélium au sein des galaxies proches, signe de lenrichissement progressif du milieu interstellaire par les éléments synthétisés par les étoiles.

Lévolution des galaxies

Article détaillé : Évolution des galaxies.

Le modèle du Big Bang présuppose que lunivers ait été par le passé dans un état bien plus homogène quaujourdhui. La preuve en est apportée par lobservation du fond diffus cosmologique dont le rayonnement est extraordinairement isotrope : les écarts de température ne varient guère plus dun cent-millième de degré selon la direction dobservation.

Il est donc supposé que les structures astrophysiques (galaxies, amas de galaxies) nexistaient pas à lépoque du Big Bang mais se sont peu à peu formées. Le processus à lorigine de leur formation est dailleurs connu depuis les travaux de James Jeans en 1902 : cest linstabilité gravitationnelle.

Le Big Bang prédit donc que les galaxies que nous observons se sont formées quelque temps après le Big Bang, et dune manière générale que les galaxies du passé ne ressemblaient pas exactement à celles que lon observe dans notre voisinage. Comme la lumière voyage à une vitesse finie, il suffit de regarder des objets lointains pour voir à quoi ressemblait lunivers par le passé.

Lobservation des galaxies lointaines, qui daprès la loi de Hubble ont un grand décalage vers le rouge montre effectivement que les galaxies primordiales étaient assez différentes de celles daujourdhui : les interactions entre galaxies étaient plus nombreuses, les galaxies massives moins nombreuses, ces dernières étant apparues plus tard des suites des phénomènes de fusion entre galaxies. De même, la proportion de galaxies spirale, elliptique et irrégulière varie au cours du temps.

Toutes ces observations sont relativement délicates à effectuer, en grande partie car les galaxies lointaines sont peu lumineuses et nécessitent des moyens dobservation très performants pour être bien observées. Depuis la mise en service du télescope spatial Hubble en 1990 puis des grands observatoires au sol VLT, Keck, Subaru, lobservation des galaxies à grand redshift a permis de vérifier les phénomènes dévolution des populations galactiques prédits par les modèles de formation et dévolution des galaxies dans le cadre des modèles du Big Bang.

Létude des toutes premières générations détoiles et de galaxies demeure un des enjeux majeurs de la recherche astronomique du début du XXIe siècle.

La mesure de la température du fond diffus cosmologique à grand décalage vers le rouge

En décembre 2000, Raghunathan Srianand, Patrick Petitjean et Cédric Ledoux ont mesuré la température du fond diffus cosmologique baignant un nuage interstellaire dont ils ont observé labsorption du rayonnement émis par le quasar darrière plan PKS 1232+0815, situé à un décalage vers le rouge de 2,57.

Létude du spectre dabsorption permet de déduire la composition chimique du nuage, mais aussi sa température si lon peut détecter les raies correspondant à des transitions entre différents niveaux excités de divers atomes ou ions présents dans le nuage (dans le cas présent, du carbone neutre). La principale difficulté dans une telle analyse est darriver à séparer les différents processus physiques pouvant peupler les niveaux excités des atomes.

Les propriétés chimiques de ce nuage, ajoutées à la très haute résolution spectrale de linstrument utilisé (le spectrographe UVES du Very Large Telescope) ont pour la première fois permis disoler la température du rayonnement de fond. Srianand, Petitjean et Ledoux ont trouvé une température du fond diffus cosmologique comprise entre 6 et 14 kelvins, en accord avec la prédiction du Big Bang, de 9,1 K, étant donné que le nuage est situé à un décalage vers le rouge de 2,33 771.

Leur découverte a été publiée dans la revue scientifique britannique Nature[2].

Chronologie à rebours du Big Bang

Le scénario de lexpansion de lunivers depuis le Big Bang jusquà nos jours

Du fait de lexpansion, lunivers était par le passé plus dense et plus chaud. La chronologie du Big Bang revient essentiellement à déterminer à rebours létat de lunivers à mesure que sa densité et sa température augmentent dans le passé.

Lunivers aujourdhui (+ 13,7 milliards dannées)

Lunivers est à lheure actuelle extrêmement peu dense (quelques atomes par mètre cube, voir larticle densité critique) et froid (2,73 kelvins, soit -271 °C). En effet, sil existe des objets astrophysiques très chauds (les étoiles), le rayonnement ambiant dans lequel baigne lunivers est très faible. Ceci provient du fait que la densité détoiles est extrêmement faible dans lunivers : la distance moyenne dun point quelconque de lunivers à létoile la plus proche est immense. Lobservation astronomique nous apprend de plus que les étoiles ont existé très tôt dans lhistoire de lunivers : moins dun milliard dannées après le Big Bang, étoiles et galaxies existaient déjà en nombre. Cependant, à des époques encore plus reculées elles nexistaient pas encore. Si tel avait été le cas, le fond diffus cosmologique porterait les traces de leur présence.

La recombinaison (+ 380 000 ans)

380 000 ans après le Big Bang, alors que lunivers est mille fois plus chaud et un milliard de fois plus dense quaujourdhui, les étoiles et les galaxies nexistaient pas encore. Ce moment marque lépoque lunivers est devenu suffisamment peu dense pour que la lumière puisse sy propager, essentiellement grâce au fait que le principal obstacle à sa propagation était la présence délectrons libres. Lors de son refroidissement, lunivers voit les électrons libres se combiner aux noyaux atomiques pour former les atomes. Cette époque porte pour cette raison le nom de recombinaison. Comme elle correspond aussi au moment lunivers a permis la propagation de la lumière, on parle aussi de découplage entre matière et rayonnement. La lueur du fond diffus cosmologique a donc pu se propager jusquà nous depuis cette époque[3].

La nucléosynthèse primordiale (+ 3 minutes)

Moins de 380 000 ans après le Big Bang, lunivers est composé dun plasma délectrons et de noyaux atomiques. Quand la température est suffisamment élevée, les noyaux atomiques eux-mêmes ne peuvent exister. On est alors en présence dun mélange de protons, de neutrons et délectrons. Dans les conditions qui règnent dans lunivers primordial, ce nest que quand sa température descend en dessous de 0,1 MeV (soit environ un milliard de degrés) que les nucléons peuvent se combiner pour former des noyaux atomiques. Il nest cependant pas possible de fabriquer ainsi des noyaux atomiques lourds plus gros que le lithium. Ainsi, seuls les noyaux dhydrogène, dhélium et de lithium sont produits lors de cette phase qui commence environ une seconde après le Big Bang et qui dure environ trois minutes[4]. Cest ce que lon appelle la nucléosynthèse primordiale, dont la prédiction, la compréhension et lobservation des conséquences représentent un des premiers accomplissements majeurs de la cosmologie moderne.

Article détaillé : Nucléosynthèse primordiale.

Lannihilation électrons-positrons

Peu avant la nucléosynthèse primordiale (qui débute à 0,1 MeV), la température de lunivers dépasse 0,5 MeV (cinq milliards de degrés), correspondant à lénergie de masse des électrons. Au delà de cette température, interactions entre électrons et photons peuvent spontanément créer des paires délectron-positrons. Ces paires sannihilent spontanément mais sont sans cesse recréées tant que la température dépasse le seuil de 0,5 MeV. Dès quelle descend en-dessous de celui-ci, la quasi-totalité des paires sannihilent en photons, laissant place au très léger excès délectrons issus de la baryogenèse (voir ci-dessous).

Article détaillé : Annihilation électrons-positrons.

Le découplage des neutrinos

Peu avant cette époque, la température est supérieure à 1 MeV (dix milliards de degrés), ce qui est suffisant pour quélectrons, photons et neutrinos aient de nombreuses interactions. En deçà de cette température, ces trois espèces sont à léquilibre thermique. Quand lunivers refroidit, électrons et photons continuent à interagir, mais plus les neutrinos, qui cessent également dinteragir entre eux. À linstar du découplage mentionné plus haut qui concernait les photons, cette époque correspond à celle du découplage des neutrinos. Il existe donc un fond cosmologique de neutrinos présentant des caractéristiques semblables à celles du fond diffus cosmologique. Lexistence de ce fond cosmologique de neutrinos est attestée indirectement par les résultats de la nucléosynthèse primordiale, puisque ceux-ci y jouent un rôle indirect[5]. La détection directe de ce fond cosmologique de neutrinos représente un défi technologique extraordinairement difficile[6], mais son existence nen est aucunement remise en cause.

Article détaillé : Fond cosmologique de neutrinos.

La baryogénèse

La physique des particules repose sur lidée générale, étayée par lexpérience, que les diverses particules élémentaires et interactions fondamentales ne sont que des aspects différents dentités plus élémentaires (par exemple, lélectromagnétisme et la force nucléaire faible peuvent être décrits comme deux aspects dune seule interaction, linteraction électrofaible). Plus généralement, il est présumé que les lois de la physique et par la suite lunivers dans son ensemble sont dans un état plus « symétrique » à plus haute température. On considère ainsi que par le passé, matière et antimatière existaient en quantités strictement identiques dans lunivers. Les observations actuelles indiquent que lantimatière est quasiment absente dans lunivers observable[7]. La présence de matière est donc le signe quà un moment donné sest formé un léger excès de matière par rapport à lantimatière. Lors de lévolution ultérieure de lunivers, matière et antimatière se sont annihilées en quantités strictement égales, laissant derrière elles le très léger surplus de matière qui sétait formé. Comme la matière ordinaire est formée de particules appelées baryons, la phase cet excès de matière sest formé est appelée baryogenèse. Très peu de choses sont connues sur cette phase ou sur le processus qui sest produit alors. Par exemple léchelle de température elle sest produite varie, selon les modèles, de 103 à 1016 GeV (soit entre 1016 et 1029 kelvins…). Les conditions nécessaires pour que la baryogénèse se produise sont appelées conditions de Sakharov, suite aux travaux du physicien russe Andréi Sakharov en 1967.

Article détaillé : Baryogenèse.

Lère de grande unification

Un nombre croissant dindications suggère que les forces électromagnétique, faible et forte ne sont que des aspects différents dune seule et unique interaction. Celle-ci est en général appelée théorie grand unifiée (GUT en anglais, pour Grand Unified Theory), ou grande unification. Lon pense quelle se manifeste au-delà de températures de lordre de 1016 GeV (1029 degrés). Il est donc probable que lunivers ait connu une phase la théorie grand unifiée était de mise. Cette phase pourrait être à lorigine de la baryogénèse, ainsi éventuellement que de la matière noire, dont la nature exacte reste inconnue.

Article détaillé : Ère de grande unification.

Linflation cosmique

Le Big Bang amène de nouvelles questions en cosmologie. Par exemple, il suppose que lunivers est homogène et isotrope (ce quil est effectivement, du moins dans la région observable), mais nexplique pas pourquoi il devrait en être ainsi. Or dans sa version naïve, il nexiste pas de mécanisme pendant le Big Bang qui provoque une homogénéisation de lunivers (voir ci-dessous, le problème de lhorizon). La motivation initiale de linflation était ainsi de proposer un processus provoquant lhomogénéisation et lisotropisation de lunivers.

Linventeur de linflation est Alan Guth qui a été le premier à proposer explicitement un scénario réaliste décrivant un tel processus. À son nom méritent aussi dêtre associés ceux de François Englert et Alexei Starobinsky, qui ont également travaillé sur certaines de ces problématiques à la même époque (1980). Il a par la suite été réalisé (en 1982) que linflation permettait non seulement dexpliquer pourquoi lunivers était homogène, mais aussi pourquoi il devait aussi présenter de petits écarts à lhomogénéité, comportant les germes des grandes structures astrophysiques.

Lon peut montrer que pour que linflation résolve tous ces problèmes, elle doit avoir eu lieu à des époques extrêmement reculées et chaudes de lhistoire de lunivers (entre 1014 et 1019 GeV, soit de 1027 à 1032 degrés…), cest-à-dire au voisinage des époques de Planck et de grande unification. Lefficacité de linflation à résoudre la quasi-totalité des problèmes exhibés par le Big Bang lui a rapidement donné un statut de premier plan en cosmologie, bien que divers autres scénarii, souvent plus complexes et moins aboutis (pré Big Bang, défauts topologiques, univers ekpyrotique), aient été proposés pour résoudre les mêmes problèmes. Depuis lobservation détaillée des anisotropies du fond diffus cosmologique, les modèles dinflation sont sortis considérablement renforcés. Leur accord avec lensemble des observations allié à lélégance du concept font de linflation le scénario de loin le plus intéressant pour les problématiques quil aborde.

La phase dinflation en elle-même se compose dune expansion extrêmement rapide de lunivers (pouvant durer un temps assez long), à lissue de laquelle la dilution causée par cette expansion rapide est telle quil nexiste essentiellement plus aucune particule dans lunivers, mais que celui-ci est empli dune forme dénergie très homogène. Cette énergie est alors convertie de façon très efficace en particules qui très vite vont se mettre à interagir et à séchauffer. Ces deux phases qui closent linflation sont appelées préchauffage pour la création « explosive » de particules et réchauffage pour leur thermalisation. Si le mécanisme général de linflation est parfaitement bien compris (quoique de très nombreuses variantes existent), celui du préchauffage et du réchauffage le sont beaucoup moins et sont toujours lobjet de nombreuses recherches.

Lère de PlanckLa cosmologie quantique

Au-delà de la phase dinflation, et plus généralement à des températures de lordre de la température de Planck, on entre dans le domaine les théories physiques actuelles ne deviennent plus valables, car nécessitant un traitement de la relativité générale incluant les concepts de la mécanique quantique. Cette théorie de la gravité quantique, non découverte à ce jour mais qui peut-être sera issue de la théorie des cordes encore en développement, laisse à lheure actuelle place à des spéculations nombreuses concernant lunivers à cette époque dite ère de Planck. Plusieurs auteurs, dont Stephen Hawking, ont proposé diverses pistes de recherche pour tenter de décrire lunivers à ces époques. Ce domaine de recherche est ce que lon appelle la cosmologie quantique.

Articles détaillés : Ère de Planck et Cosmologie quantique.

Les problèmes apparents posés par le Big Bang et leur solution

Létude des modèles de Big Bang révèle un certain nombre de problèmes inhérents à ce type de modèle. En labsence de modifications, le modèle naïf du Big Bang apparaît peu convaincant, car il nécessite de supposer quun certain nombre de quantités physiques sont soit extrêmement grandes, soit extrêmement petites par rapport aux valeurs que lon pourrait naïvement penser leur attribuer. En dautres termes, le Big Bang semble nécessiter dajuster un certain nombre de paramètres à des valeurs inattendues pour pouvoir être viable. Ce type dajustement fin de lunivers est considéré comme problématique dans tout modèle physique (en rapport avec la cosmologie ou pas, dailleurs), au point que le Big Bang pourrait être considéré comme un concept posant autant de problèmes quil nen résout, rendant cette solution peu attractive, malgré ses succès à expliquer nombre dobservations. Fort heureusement, des scénarii existent, en particulier linflation cosmique, qui, inclus dans les modèles de Big Bang, permettent déviter les observations initialement considérées comme étant problématiques. Il est ainsi possible davoir aujourdhui une vision unifiée du contenu matériel, de la structure, de lhistoire et de lévolution de lunivers, appelée par analogie avec la physique des particules le modèle standard de la cosmologie.

Le problème de lhorizon

Article détaillé : Problème de l'horizon.

Les observations indiquent que lunivers est homogène et isotrope. Il est facile de montrer à laide des équations de Friedmann quun univers homogène et isotrope à un instant donné va le rester. Par contre, le fait que lunivers soit homogène et isotrope dès lorigine est plus difficile à justifier.

À lexception darguments esthétiques et de simplicité, il nexiste pas a priori de raison valable de supposer que la nature ait choisi que lunivers soit aussi homogène et isotrope que ce que lon observe. Aucun mécanisme satisfaisant nexplique par ailleurs pourquoi il devrait exister de petits écarts à cette homogénéité, comme ceux qui sont observés dans les anisotropies du fond diffus cosmologique et qui seraient responsables de la formation des grandes structures dans lunivers (galaxie, amas de galaxies, etc.).

Cette situation est insatisfaisante et on a longtemps cherché à proposer des mécanismes qui, partant de conditions initiales relativement génériques, pourraient expliquer pourquoi lunivers a évolué vers létat observé à notre ère. On peut en effet montrer que deux régions distantes de lunivers observable sont tellement éloignées lune de lautre quelles nont pas eu le temps déchanger une quelconque information, quand bien même elles étaient bien plus proches lune de lautre par le passé quelles ne le sont aujourdhui. Le fait que ces régions distantes présentent essentiellement les mêmes caractéristiques reste donc difficile à justifier. Ce problème est connu sous le nom de problème de lhorizon.

Problème de la platitude

Les différents types de géométries possibles pour lUnivers.
Article détaillé : Problème de la platitude.

Un autre problème qui apparaît quand on considère létude de lévolution de lunivers est celui de son éventuel rayon de courbure.

La relativité générale indique que si la répartition de matière est homogène dans lunivers, alors la géométrie de celui-ci ne dépend que dun paramètre, appelé courbure spatiale. Intuitivement, cette quantité donne léchelle de distance au-delà de laquelle la géométrie euclidienne (comme le théorème de Pythagore) cesse dêtre valable. Par exemple, la somme des angles dun triangle de taille gigantesque (plusieurs milliards dannées-lumière) pourrait ne pas être égale à 180 degrés. Il reste parfaitement possible que de tels effets, non observés, napparaissent quà des distances bien plus grandes que celles de lunivers observable.

Néanmoins un problème apparaît si lon remarque que cette échelle de longueur, appelée rayon de courbure, a tendance à devenir de plus en plus petite par rapport à la taille de lunivers observable. En dautres termes, si le rayon de courbure était à peine plus grand que la taille de lunivers observable il y a 5 milliards dannées, il devrait être aujourdhui plus petit que cette dernière, et les effets géométriques sus-mentionnés devraient devenir visibles. En continuant ce raisonnement, il est possible de voir quà lépoque de la nucléosynthèse le rayon de courbure devait être immensément plus grand que la taille de lunivers observable pour que les effets dus à la courbure ne soient pas encore visibles aujourdhui. Le fait que le rayon de courbure soit encore aujourdhui plus grand que la taille de lunivers observable est connu sous le nom de problème de la platitude.

Problème des monopôles

Article détaillé : Problème des monopôles.

La physique des particules prévoit lapparition progressive de nouvelles particules lors du refroidissement résultant de lexpansion de lunivers.

Certaines sont produites lors dun phénomène appelé transition de phase que lon pense générique dans lunivers primordial. Ces particules, dont certaines sont appelées monopôles, ont la particularité dêtre stables, extrêmement massives (typiquement 1015 fois plus que le proton) et très nombreuses. Si de telles particules existaient, leur contribution à la densité de lunivers devrait en fait être considérablement plus élevée que celle de la matière ordinaire.

Or, si une partie de la densité de lunivers est due à des formes de matière mal connues (voir plus bas), il ny a certainement pas la place pour une proportion significative de monopôles. Le problème des monopôles est donc la constatation quil nexiste pas en proportion significative de telles particules massives dans lunivers, alors que la physique des particules prédit naturellement leur existence avec une abondance très élevée.

Problème de la formation des structures

Si lobservation révèle que lunivers est homogène à grande échelle, elle révèle aussi quil présente des inhomogénéités importantes à plus petite échelle (planètes, étoiles, galaxies, etc.). Le fait que lunivers présente des inhomogénéités plus marquées à petite échelle nest pas évident en soi. Lon sait expliquer comment, dans certaines circonstances, une petite inhomogénéité dans la distribution de matière peut croître jusquà former un objet astrophysique significativement plus compact que son environnement : cest ce que lon appelle le mécanisme dinstabilité gravitationnelle, ou instabilité de Jeans (du nom de James Jeans). Cependant, pour quun tel mécanisme se produise, il faut supposer la présence initiale dune petite inhomogénéité, et de plus la variété des structures astrophysiques observées indique que la répartition en amplitude et en taille de ces inhomogénéités initiales suivait une loi bien précise, connue sous le nom de spectre de Harrison-Zeldovitch. Les premiers modèles de Big Bang étaient dans lincapacité dexpliquer la présence de telles fluctuations. On parlait alors du problème de la formation des structures.

Solutions proposées

Sur le problème de lhorizon

Les problèmes de lhorizon et de la platitude ont une origine commune. Le problème de lhorizon vient du fait quà mesure que le temps passe, lon a accès à des régions de plus en plus grandes, et contenant de plus en plus de matière. Par exemple, avec une expansion dictée par de la matière ordinaire, un nombre croissant de galaxies est visible au cours du temps. Il est donc surprenant que celles-ci possèdent les mêmes caractéristiques.

On se rend compte que ce problème pourrait être résolu si on imaginait quune certaine information sur létat de lunivers ait pu se propager extrêmement rapidement tôt dans lhistoire de lunivers. Dans un tel cas, des régions extrêmement distantes les unes des autres pourraient avoir échangé suffisamment dinformation pour quil soit possible quelles soient dans des configurations semblables. La relativité restreinte stipule cependant que rien ne peut se déplacer plus vite que la lumière, aussi paraît-il difficilement imaginable que le processus proposé soit possible.

Néanmoins, si on suppose que lexpansion de lunivers est très rapide et se fait à taux dexpansion constant, alors on peut contourner la limitation de la relativité restreinte. En effet, dans un tel cas, la distance entre deux régions de lunivers croît exponentiellement au cours du temps, tandis que la taille de lunivers observable reste constante. Une région initialement très petite et homogène va donc avoir la possibilité de prendre une taille démesurée par rapport à la région de lunivers qui est observable. Quand cette phase à taux dexpansion constant sachève, la région homogène de lunivers dans laquelle nous nous trouvons peut alors être immensément plus grande que celle qui est accessible à nos observations. Quand bien même la phase dexpansion classique reprend son cours, il devient naturel dobserver un univers homogène sur des distances de plus en plus grandes, tant que les limites de la région homogène initiale ne sont pas atteintes. Un tel scénario nécessite que lexpansion de lunivers puisse se faire à taux constant, ou plus généralement de façon accélérée (la vitesse à laquelle deux régions distantes séloignent doit croître avec le temps). Les équations de Friedmann stipulent que ceci est possible, mais au prix de lhypothèse quune forme de matière atypique existe dans lunivers (elle doit avoir une pression négative).

Sur le problème de la platitude

Le problème de la platitude peut se résoudre de façon essentiellement identique. Initialement, le problème vient du fait que le rayon de courbure croît moins vite que la taille de lunivers observable. Or ceci peut ne plus être vrai si la loi qui gouverne lexpansion est différente de celle qui gouverne lexpansion dun univers empli de matière ordinaire. Si en lieu et place de celle-ci lon imagine quune autre forme de matière aux propriétés atypiques existe (que sa pression soit négative), alors on peut montrer que dans un tel cas, le rayon de courbure va croître plus vite que la taille de lunivers observable. Si une telle phase dexpansion sest produite dans le passé et a duré suffisamment longtemps, alors il nest plus surprenant que le rayon de courbure ne soit pas mesurable.

Sur le problème des monopôles

Enfin, le problème des monopôles est naturellement résolu avec une phase dexpansion accélérée, car celle-ci a tendance à diluer toute la matière ordinaire de lunivers. Cela amène un nouveau problème : la phase dexpansion accélérée laisse un univers homogène, spatialement plat, sans reliques massives, mais vide de matière. Il faut donc repeupler lunivers avec de la matière ordinaire à lissue de cette phase dexpansion accélérée.

Le scénario de linflation cosmique, proposé par Alan Guth au début des années 1980 répond à lensemble de ces critères. La forme de matière atypique qui cause la phase dexpansion accélérée est ce que lon appelle un champ scalaire (souvent appelé inflaton dans ce contexte), qui possède toutes les propriétés requises. Il peut être à lorigine du démarrage de cette phase accélérée si certaines conditions favorables génériques se trouvent réunies en un endroit de lunivers. À lissue de cette phase dexpansion accélérée, cest le champ scalaire lui-même responsable de cette phase dexpansion qui devient instable et se désintègre en plusieurs étapes en particules du modèle standard au cours dun ensemble de processus complexes appelés préchauffage et réchauffage (voir plus haut).

Les premiers modèles dinflation souffraient dun certain nombre de problèmes techniques, notamment les circonstances qui donnaient lieu au démarrage de la phase dexpansion accélérée et à son arrêt étaient peu satisfaisantes. Les modèles dinflation plus récents évitent ces écueils, et proposent des scénarii tout à fait plausibles pour décrire une telle phase.

Sur la formation des grandes structures

De plus linflaton possède, comme toute forme de matière, des fluctuations quantiques (résultat du principe dindétermination dHeisenberg). Une des conséquences inattendues de linflation est que ces fluctuations, initialement de nature quantique, évoluent durant la phase dexpansion accélérée pour devenir des variations classiques ordinaires de densité. Par ailleurs le calcul du spectre de ces fluctuations effectué dans le cadre de la théorie des perturbations cosmologiques montre quil suit précisément les contraintes du spectre de Harrison-Zeldovitch.

Ainsi, linflation permet dexpliquer lapparition de petits écarts à lhomogénéité de lunivers, résolvant du même coup le problème de la formation des structures susmentionné. Ce succès inattendu de linflation a immédiatement contribué à en faire un modèle extrêmement attractif, dautant que le détail des inhomogénéités créées lors de la phase dinflation peut être confronté aux inhomogénéités existant dans lunivers actuel.

Laccord remarquable entre des prédictions et les observations, observé par létude des données relatives aux fluctuations du fond diffus cosmologique observé entre autres par les satellites COBE et WMAP (et bientôt également par le satellite Planck), ainsi que les catalogues de galaxies comme celui réalisé par la mission SDSS est sans nul doute un des plus grands succès de la cosmologie du XXe siècle.

Il nen demeure pas moins vrai que des alternatives à linflation ont été proposées malgré les succès indéniables de celle-ci. Parmi ceux-ci, citons le pré Big Bang proposé entre autres par Gabriele Veneziano, et lunivers ekpyrotique. Ces modèles sont globalement considérés comme moins génératiques, moins esthétiques et moins achevés que les modèles dinflation. Ce sont donc ces derniers qui à lheure actuelle sont de loin considérés comme les plus réalistes.

Le modèle standard de la cosmologie

Article détaillé : Modèle standard de la cosmologie.

La construction de ce qui est désormais appelé le modèle standard de la cosmologie est la conséquence logique de lidée du Big Bang proposée dans le première partie du XXe siècle. Ce modèle standard de la cosmologie, qui tire son nom par analogie avec le modèle standard de la physique des particules, offre une description de lunivers compatible avec lensemble des observations de lunivers. Il stipule en particuliers les deux points suivants :

  • Lunivers observable est issu dune phase dense et chaude (Big Bang), durant laquelle un mécanisme a permis à la région qui nous est accessible dêtre très homogène mais de présenter de petits écarts à lhomogénéité parfaite. Ce mécanisme est probablement une phase de type inflation, quoique dautres mécanismes aient été proposés.
  • Lunivers actuel est empli de plusieurs formes de matières :

Un très grand nombre dobservations astronomiques rendent ces ingrédients indispensables pour décrire lunivers que nous connaissons. La recherche en cosmologie vise essentiellement à déterminer labondance et les propriétés de ces formes de matière, ainsi quà contraindre le scénario dexpansion accélérée de lunivers primordial (ou den proposer dautres). Trois ingrédients de ce modèle standard de la cosmologie nécessitent de faire appel à des phénomènes physiques non observés en laboratoire : linflation, la matière noire et lénergie noire. Néanmoins, les indications observationnelles en faveur de lexistence de ces trois phénomènes sont telles quil semble extrêmement difficile denvisager déviter dy faire appel. Il nexiste de fait aucun modèle cosmologique satisfaisant saffranchissant dun ou plusieurs de ces ingrédients.

Quelques idées fausses sur le Big Bang

Le Big Bang ne se réfère pas à un instant « initial » de lhistoire de lunivers

Il indique seulement que celui-ci a connu une période dense et chaude. De nombreux modèles cosmologiques décrivent de façons très diverses cette phase dense et chaude. Le statut de cette phase a dailleurs été soumis à maints remaniements. Dans un des ses premiers modèles, Georges Lemaître proposait un état initial dont la matière aurait la densité de la matière nucléaire (1015 g/cm3). Lemaître considérait (avec raison) quil était difficile de prétendre connaître avec certitude le comportement de la matière à de telles densités, et supposait que cétait la désintégration de ce noyau atomique géant et instable qui avait initié lexpansion (hypothèse de latome primitif, voir larticle en question). Auparavant, Lemaître avait en 1931 fait remarquer que la mécanique quantique devait invariablement être invoquée pour décrire les tout premiers instants de lhistoire de lunivers, jetant par les bases de la cosmologie quantique, et que les notions de temps et despace perdaient probablement leur caractère usuel[8]. Aujourdhui, certains modèles dinflation supposent par exemple un univers éternel, dautres modèles comme celui du pré Big Bang supposent un état initial peu dense mais en contraction suivi dune phase de rebond, dautres modèles encore, basés sur la théorie des cordes, prédisent que lunivers observable nest quun objet appelé « brane » (tiré du mot anglais membrane, identique à sa traduction française) plongé dans un espace à plus de quatre dimensions (le « bulk »), le big bang et le démarrage de lexpansion étant dus à une collision entre deux branes (univers ekpyrotique). Cependant, cest lors de cette phase dense et chaude que se forment les particules élémentaires que nous connaissons aujourdhui, puis, plus tard toutes les structures que lon observe dans lunivers. Ainsi reste-t-il légitime de dire que lunivers est du Big Bang, au sens lunivers tel que nous le connaissons sest structuré à cette époque.

Le Big Bang nest pas une explosion, il ne sest pas produit « quelque part »

Le Big Bang ne sest pas produit en un point d aurait été éjectée la matière qui forme aujourdhui les galaxies, contrairement à ce que son nom suggère et à ce que limagerie populaire véhicule souvent. À lépoque du Big Bang les conditions qui régnaient partout dans lunivers (du moins la région de lunivers observable) étaient identiques. Il est par contre vrai que les éléments de matière séloignaient alors très rapidement les uns des autres, du fait de lexpansion de lunivers. Le terme de Big Bang renvoie donc à la violence de ce mouvement dexpansion, mais pas à un lieu privilégié. En particulier il ny a pas de « centre » du Big Bang ou de direction privilégiée dans laquelle il nous faudrait observer pour le voir. Cest lobservation des régions lointaines de lunivers (quelle que soit leur direction) qui nous permet de voir lunivers tel quil était par le passé (car la lumière voyageant à une vitesse finie, elle nous fait voir des objets lointains tels quils étaient à une époque reculée, leur état actuel nous étant dailleurs inaccessible) et donc de nous rapprocher de cette époque. Ce quil nous est donné de voir aujourdhui nest pas lépoque du Big Bang lui-même, mais le fond diffus cosmologique, sorte décho lumineux de cette phase chaude de lhistoire de lunivers. Ce rayonnement est essentiellement uniforme quelle que soit la direction dans laquelle on lobserve, ce qui indique que le Big Bang sest produit de façon extrêmement homogène dans les régions quil nous est possible dobserver. La raison pour laquelle il nest pas possible de voir jusquau Big Bang est que lunivers primordial est opaque au rayonnement du fait de sa densité élevée, de même quil nest pas possible de voir directement le centre du Soleil mais que lon ne peut observer que sa surface. Voir larticle fond diffus cosmologique pour plus de détails.

Implications philosophiques et statut épistémologique

Laspect étonnamment « créationniste » que suggère le Big Bangdu moins dans son interprétation naïvea bien sûr été à lorigine de nombreuses réflexions, y compris hors des cercles scientifiques, puisque pour la première fois était entrevue la possibilité que la science apporte des éléments de réponse à des domaines jusque réservés à la philosophie et la théologie. Ce point de vue sera en particulier exprimé par le pape Pie XII (voir ci-dessous).

Remarquons au passage que la chronologie suggérée par le Big Bang va à linverse des convictions des deux grands architectes des théories de la gravitation, Isaac Newton et Albert Einstein, qui croyaient que la Création était éternelle (nonobstant la contradiction des termes). Dans le cas dEinstein, toutefois, il ne semble pas avéré quil y avait un préconçu philosophique pour motiver cette intuition, qui pourrait être avant tout issue de motivations physiques (voir larticle univers dEinstein).

Lemaître élaborera un point de vue différent de celui exprimé par le pape : la cosmologie et la science en général, na pas vocation à conforter ou à infirmer ce qui est du domaine du religieux (ou philosophique). Elle se contente de proposer un scénario réaliste permettant de décrire de façon cohérente lensemble des observations dont on dispose à un instant donné. Pour lheure, linterprétation des décalages vers le rouge en termes dexpansion de lunivers est établie au-delà de tout doute raisonnable, aucune interprétation alternative ne résistant à un examen sérieux, ou étant motivée par des arguments physiques pertinents, et lexistence de la phase dense et chaude est également avérée (voir plus haut).

Critiques de la part de scientifiques

Par contre les convictions ou les réticences des acteurs qui ont participé à lémergence du concept ont joué un rôle dans ce processus de maturation, et il a souvent été dit que les convictions religieuses de Lemaître lavaient aidé à proposer le modèle du Big Bang, bien que ceci ne repose pas sur des preuves tangibles[9]. Notons à linverse que lidée que tout lunivers eût pu avoir été créé à un instant donné paraissait à Fred Hoyle bien plus critiquable que son hypothèse de création lente mais continue de matière dans la théorie de létat stationnaire, ce qui est sans doute à lorigine de son rejet du Big Bang. De nombreux autres exemples de réticences sont connus chez des personnalités du monde scientifique, en particulier :

  • Hannes Alfvén, prix Nobel de physique 1970 pour ses travaux sur la physique des plasmas, qui rejeta en bloc le Big Bang, préférant lui proposer sa propre théorie, lunivers plasma, basée sur une prééminence des phénomènes électromagnétiques sur les phénomènes gravitationnels à grande échelle, théorie aujourdhui totalement abandonnée ;
  • Edward Milne, qui proposa des cosmologies newtoniennes, et fut dailleurs le premier à le faire (quoiquaprès la découverte de la relativité générale), dans lesquelles lexpansion était interprétée comme des mouvements de galaxies dans un espace statique et minkowskien (voir univers de Milne) ;
  • De façon plus posée, Arno Allan Penzias et Robert Woodrow Wilson qui reçurent le prix Nobel de physique pour leur découverte du fond diffus cosmologique, apportant ainsi la preuve décisive du Big Bang, ont reconnu quils étaient adeptes de la théorie de létat stationnaire. Wilson déclara notamment[10] ne pas avoir eu la certitude de la pertinence de linterprétation cosmologique de leur découverte :
« Arno et moi, bien sûr, étions très heureux davoir une réponse de quelque nature que ce soit à notre problème. Toute explication raisonnable nous aurait satisfait. […] Nous nous étions habitués à lidée dune cosmologie de létat stationnaire. […] Philosophiquement, jaimais la cosmologie de létat stationnaire. Aussi ai-je pensé que nous devions rapporter notre résultat comme une simple mesure : au moins la mesure pourrait rester vraie après que la cosmologie derrière savèrerait fausse. »

Même aujourdhui, et malgré ses succès indéniables, le Big Bang rencontre encore une très faible opposition de la part dune partie du monde scientifique, y compris chez certains astronomes. Parmi ceux-ci figurent ses opposants historiques comme Geoffrey Burbidge, Fred Hoyle et Jayant Narlikar, qui après avoir finalement abandonné la théorie de létat stationnaire, en ont proposé une version modifiée, toujours basée sur la création de matière, mais avec une succession de phases dexpansion et de recontraction, la théorie de létat quasi-stationnaire[11], nayant pas rencontré de succès probant en raison de leur incapacité à faire des prédictions précises et compatibles avec les données observationnelles actuelles, notamment celles du fond diffus cosmologique[12]. Une des critiques récurrentes du Big Bang porte sur léventuelle incohérence entre lâge de lunivers, plus jeune que celui dobjets lointains, comme cela a été le cas pour les galaxies Abell 1835 IR1916 et HUDF-JD2, mais la plupart du temps, ces problèmes dâge résultent surtout de mauvaises estimations de lâge de ces objets (voir les articles correspondants), ainsi quune sous-estimation des barres derreur correspondantes[13].

Dans le monde francophone, Jean-Claude Pecker, membre de lacadémie des sciences, Jean-Marc Bonnet Bidaud, astrophysicien au Commissariat à lénergie atomique émettent des critiques sur le Big Bang[14]. Christian Magnan, chercheur au Groupe de Recherches en Astronomie (GRAAL) de l'Université de Montpellier continue à défendre fermement la réalité du Big Bang mais se montre néanmoins insatisfait du modèle standard de la cosmologie. Il critique notamment ce quil décrit comme « la soumission inconditionnelle au modèle dunivers homogène et isotrope » (cest-à-dire satisfaisant au Principe cosmologique) qui conduit selon lui à des difficultés[15]. La plupart de ces critiques ne sont cependant pas étayées par des éléments scientifiques concrets, et ces personnes ne comptent pas de publications sur le sujet dans des revues scientifiques à comité de lecture[16]. Il nen demeure pas moins que la presse scientifique grand public se fait souvent lécho de telles positions marginales, offrant parfois une vision faussée du domaine à ses lecteurs[17].

Statut actuel

Les progrès observationnels constants dans le domaine de la cosmologie observationnelle donnent une assise unanimement considérée comme définitive au Big Bang, du moins parmi les chercheurs travaillant dans le domaine[18]. Il nexiste dautre part aucun modèle concurrent sérieux au Big Bang. Le seul qui ait jamais existé, la théorie de létat stationnaire, est aujourdhui complètement marginal du fait de son incapacité à expliquer les observations élémentaires du fond diffus cosmologique, de labondance des éléments légers et surtout de lévolution des galaxies. Ses auteurs se sont dailleurs finalement résignés à en proposer au début des années 1990 une version significativement différente, la théorie de létat quasi-stationnaire, qui comme son nom ne lindique pas comporte un cycle de phases denses et chaudes, lors desquelles les conditions sont essentiellement semblables à celles du Big Bang.

Il nexiste désormais pas dargument théorique sérieux pour remettre en cause le Big Bang. Celui-ci est en effet une conséquence relativement générique de la théorie de la relativité générale qui na à lheure actuelle (2009) pas été mise en défaut par les observations [19]. Remettre en cause le Big Bang nécessiterait donc soit de rejeter la relativité générale (malgré labsence déléments observationnels allant dans ce sens), soit de supposer des propriétés extrêmement exotiques dune ou plusieurs formes de matière. Même dans ce cas il semble impossible de nier que la nucléosynthèse primordiale ait eu lieu, ce qui implique que lunivers soit passé par une phase un milliard de fois plus chaude et un milliard de milliards de milliards de fois plus dense quaujourdhui. De telles conditions rendent le terme de Big Bang légitime pour parler de cette époque dense et chaude. De plus, les seuls modèles réalistes permettant de rendre compte de la présence des grandes structures dans lunivers supposent que celui-ci a connu une phase dont les températures étaient entre 1026 et 1029 fois plus élevées quaujourdhui.

Ceci étant, il arrive que la presse scientifique grand public se fasse parfois lécho de telles positions marginales[14],[17]. Il est par contre faux de dire que lintégralité du scénario décrivant cette phase dense et chaude est comprise. Plusieurs époques ou phénomènes en sont encore mal connus, comme en particulier celle de la baryogénèse, qui a vu se produire un léger excès de matière par rapport à lantimatière avant la disparition de cette dernière, ainsi que les détails de la fin de la phase dinflation (si celle-ci a effectivement eu lieu), en particulier le préchauffage et le réchauffage : si les modèles de Big Bang sont en constante évolution, le concept général est en revanche très difficilement discutable.

Pie XII et le Big Bang

Lillustration la plus révélatrice sans doute des réactions suscitées par linvention du Big Bang est celle du pape Pie XII. Celui-ci, dans un discours resté célèbre[20] très explicitement intitulé Les preuves de lexistence de Dieu à la lumière de la science actuelle de la nature, fait le point sur les dernières découvertes en astrophysique, physique nucléaire et cosmologie, faisant dailleurs preuve dune connaissance aiguë de la science de son temps. Il ne mentionne aucunement la théorie de létat stationnaire, mais tire de lobservation de lexpansion et de la cohérence entre âge estimé de lunivers et autres méthodes de datation la preuve de la création du monde :

« […] Avec le même regard limpide et critique dont, il [lesprit éclairé et enrichi par les connaissances scientifiques] examine et juge les faits, il y entrevoit et reconnaît lœuvre de la Toute-Puissance créatrice, dont la vérité, suscitée par le puissant « Fiat » prononcé il y a des milliards dannées par lEsprit créateur, sest déployée dans lunivers […]. Il semble, en vérité, que la science daujourdhui, remontant dun trait des millions de siècles, ait réussi à se faire témoin de ce « Fiat Lux » initial, de cet instant surgit du néant avec la matière, un océan de lumière et de radiations, tandis que les particules des éléments chimiques se séparaient et sassemblaient en millions de galaxies. »

Il conclut son texte en affirmant :

« Ainsi, création dans le temps ; et pour cela, un Créateur ; et par conséquent, Dieu ! Le voici, doncencore quimplicite et imparfaitle mot que Nous demandions à la science et que la présente génération attend delle. […] »

Napprouvant pas une telle interprétation de découvertes scientifiques, Lemaître demanda audience à Pie XII, lui faisant part de son point de vue que science et foi ne devaient pas être mêlées[21]. Il est souvent dit que Pie XII se rétracta de ce premier commentaire lors dun discours prononcé lannée suivante, devant un auditoire dastronomes[22]. Sans parler de rétractation, Pie XII névoque plus la création de lunivers, mais invite les astronomes à « acquérir un perfectionnement plus profond de limage astronomique de lunivers ».

Annexes

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Voir « Big Bang » sur le Wiktionnaire.

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Articles connexes

Concepts fondamentaux
Fondateurs du modèle

Liens externes

Bibliographie

  • Voir Ouvrages grand public sur la cosmologie : niveau élémentaire (collège ou lycée)
  • Voir Ouvrages spécialisés sur la cosmologie : niveau avancé (cycle universitaire)

Notes et références

  1. Littéralement, cette expression pourrait se traduire en français par « Grand Boum », mais seule la version anglaise est utilisée, et ce dans toutes les langues, tant par la presse grand public ou par les auteurs de vulgarisation que par la littérature scientifique.
  2. (en) Raghunathan Srianand, Patrick Petitjean & Cédric Ledoux, The microwave background temperature at the redshift of 2.33771, Nature, 408, 931 (2000), astro-ph/0012222 Voir en ligne.
  3. Ce rayonnement existait cependant avant cette époque. La situation est identique à celle de la lumière du Soleil qui se propage lentement du centre du Soleil vers la surface et qui se propage ensuite librement de la surface jusquà nous. La zone que lon peut observer est celle d a été émise la lumière pour la dernière fois et non celle elle sest formée.
  4. D les titres Les trois premières minutes de lunivers et La première seconde des ouvrages de Steven Weinberg et Hubert Reeves.
  5. La présence de ces neutrinos influe sur le taux dexpansion de lunivers (voir équations de Friedmann), et par suite sur la vitesse à laquelle lunivers se refroidit, et donc sur la durée de la nucléosynthèse, qui elle-même détermine en partie labondance des éléments qui sont synthétisés pendant celle-ci.
  6. Voir par exemple (en) Leo Stodolsky, Some neutrino events of the 21st century, in Neutrino astrophysics, comptes rendus du quatrième atelier SFB-375, château de Ringberg, Allemagne, 20-24 octobre 1997, page 178-181, astro-ph/9801320 Voir en ligne.
  7. Si tel nétait pas le cas, un très fort rayonnement gamma serait émis du voisinage des régions matière et antimatière coexisteraient. Un tel rayonnement nest pas observé.
  8. (en) Georges Lemaître, The beginning of the World from the point of view of quantum theory, Nature, 127, 706 (1931).
  9. Voir par exemple (es) Georges Lemaître: el padre del big-bang.
  10. (en) Robert Woodrow Wilson, « Discovery of the cosmic microwave background », dans Modern cosmology in retrospect, éd. B. Bertotti et al., Cambridge University Press (1990), pp. 291-307
  11. Voir la liste des publications sur le sujet.
  12. Voir la page professionnelle dEdward L. Wright, « Errors in the Steady State and Quasi-SS Models ».
  13. Un objet dont lâge est estimé à 15 milliards plus ou moins 5 milliards dannées est compatible avec un univers de 13,7 plus ou moins 0,2 milliards dannées. Un objet dont lâge est estimé à 15 plus ou moins 1 milliard dannées est marginalement incompatible avec un univers de 13,7 plus ou moins 0,2 milliard dannées, mais uniquement si les barres derreurs ont effectivement une amplitude aussi faible.
  14. a et b Voir par exemple Jean-Claude Pecker, « Big Bang ? Pas Big Bang ? – Le débat sur les origines de lUnivers », sur le site du cercle zététique, Jean-Marc Bonnet-Bidaud, « Big Bang : pourquoi il va exploser », Ciel et Espace no 412 (octobre 2004).
  15. Voir Christian Magnan, « Questions de cosmologie » et « Les gros mensonges des cosmologistes ».
  16. Voir les publications citées dans la littérature scientifique de Jean-Claude Pecker, celles de Jean-Marc Bonnet-Bidaud, et celles de Christian Magnan
  17. a et b Voir par exemple « Big Bang : il na peut-être jamais eu lieu », Science & Vie no 1063 (avril 2006).
  18. Voir par exemple lensemble des articles de cosmologie basés sur les résultats de COBE [1], WMAP [2][3], ou SDSS [4][5][6][7]
  19. à lexception possible de lAnomalie Pioneer
  20. S. S. Pie XII, « Les preuves de lexistence de Dieu à la lumière de la science actuelle de la nature », discours prononcé à lAcadémie pontificale des sciences le 22 novembre 1951, trad. parue dans La Documentation catholique, no 1110 (16 décembre 1951)
  21. Georges Lemaître, « Je pense que quiconque croit à un être suprême soutenant chaque être et chaque acte croit aussi que Dieu est également caché, et peut se réjouir de voir comment la physique actuelle fournit un voile cachant la création », manuscrit non publié, 1931.
  22. Discours prononcé par S. S. Pie XII lors du congrès de lunion astronomique internationale à Rome (Italie), le 7 septembre 1952, trad. française dans La Documentation catholique, no 1131 (5 octobre 1952).
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