Historique du Big Bang

L’Historique du Big Bang décrit des évènements à l’origine de l’univers en s’appuyant sur la théorie scientifique du Big Bang, largement acceptée dans le monde scientifique, en utilisant le paramètre de temps cosmologique des coordonnées comobiles.

Les meilleures mesures actuelles (en 2009) suggèrent que les évènements initiaux remontent à entre 13,3 et 13,9 milliards d’années^[1],[2]. En pratique, on divise l’évolution de l’univers depuis cette date en trois phases. L'univers primordial , encore assez mal compris aujourd’hui, correspond à la seconde de l’"explosion" initiale, durée pendant laquelle l’univers était tellement chaud que l’énergie des particules dépassait celle obtenue de nos jours dans un accélérateur de particules. De ce fait, alors que les caractéristiques de base de cette ère ont été étudiées dans la théorie du Big Bang, les détails relèvent largement de travaux de déductions.

À la suite de cette période de l’univers primordial, l’évolution a traversé une phase conforme à ce que l’on connaît de la physique des hautes énergies : une phase où les premiers protons, électron et neutrons se sont formés, suivi des noyaux atomiques et enfin des atomes. Le rayonnement micro-onde du fond diffus cosmologique a été émis lors de la formation de l’hydrogène neutre.

La matière a ensuite continué de s’agréger avec la formation des premières étoiles et finalement des galaxies, des quasars et des amas et superamas de galaxies.

Il existe plusieurs théories sur le destin de l'Univers.

Les tout premiers instants de l'univers primordial

Toutes les idées émises au sujet des tout premiers instants de la cosmogonie de l’univers sont spéculatives. À ce jour (début 2010), il n’existe aucun accélérateur de particules capable de proposer des expériences scientifiques suffisamment énergétiques pour conduire à des résultats probants sur ce qui s’est passé pendant cette période. Les différentes propositions de scénarios émises diffèrent radicalement. En voici quelques exemples :

• l’état de Hartle-Hawking (en),
• le paysage des cordes (en),
• l’inflation des branes,
• la cosmologie gazeuse des cordes,
• et l’univers ekpyrotique.

Certains de ces modèles sont compatibles mutuellement, alors que d’autres ne le sont pas.

Ère de Planck

Jusqu’à 10^–43 seconde après le Big Bang

Si la théorie de la supersymétrie est correcte, alors, durant cette période, les quatre forces fondamentales (électromagnétisme, force nucléaire faible, force nucléaire forte et gravitation) avaient toutes la même puissance, et elles étaient peut-être unifiées en une seule force fondamentale. On connaît peu de chose de cette ère, bien que différentes théories proposent chacune leur scénario propre. La Relativité générale propose une singularité gravitationnelle avant cette date, mais dans ces conditions, la théorie s’effondre à cause des effets de la mécanique quantique. Les physiciens espèrent que les théories de gravité quantique proposées telles que la théorie des cordes, la théorie de la gravitation quantique à boucles et les conjonctions causales (en) mèneront finalement à une meilleure compréhension de cette ère.

Ère de la Grande Unification

Entre 10^–43 seconds and 10^–36 secondes après le Big Bang^[3]

Avec l’expansion et le refroidissement de l’univers qui succède à l’ère de Planck, la gravitation commence à se séparer des interactions de jauge fondamentales : l’électromagnétisme et les forces nucléaires fortes et faibles. À ces échelles, la physique est décrite par une Théorie de la Grande Unification dans laquelle le groupe de jauge du Modèle standard est intégré dans un groupe beaucoup plus vaste, qui est rompu pour produire les forces naturelles observées. Finalement, la Grande Unification est elle-même rompue lorsque la force nucléaire forte se sépare de la force électrofaible. Ceci se produit en même temps que l’inflation. Selon certaines théories, cela pourrait conduire à la production de monopôles magnétiques. L’unification de l’interaction forte et de la force électrofaible conduit à ce que la seule particule à laquelle on puisse s’attendre à cette période est le boson de Higgs.

Ère électrofaible

Entre 10^–36 et 10^–12 secondes après le Big Bang^[3]

Pendant cette ère, la température de l’univers a suffisamment diminué (10²⁸K) pour que la force nucléaire forte se sépare de la force électrofaible (unification des forces électromagnétiques et de l’interaction faible). Cette phase de transition engendre une période d’expansion exponentielle connue sous le nom d’inflation cosmique. Après la fin de l’inflation, l’énergie des interactions entre particules est encore suffisante pour qu’elles créent un grand nombre de particules exotiques parmi lesquelles les bosons W et Z et les bosons de Higgs.

Ère inflationnaire

Entre 10^–36 et 10^–32 secondes après le Big Bang.

La température, et donc le temps, à laquelle s’est produit l’inflation cosmique n’est pas connu avec certitude. Durant l’inflation, l’univers est aplati (sa courbure spatiale est critique) et l’univers entre dans une phase d’expansion rapide, homogène et isotrope dans laquelle apparaît la graine des formations des futures structures déposées sous la forme d’un spectre primordial de fluctuations d’échelle presque invariante. Une partie de l’énergie des photons devient des quarks virtuels et des hyperons, mais ces particules se désintègrent rapidement. Un scénario suggère qu’avant l’inflation cosmique, l’univers était froid et vide, et que la chaleur et la quantité d’énergie immenses associées au premiers âges du Big Bang ont été créés lors du changement de phase associé avec la fin de l’inflation.

Selon le modèle ΛCDM, l’énergie sombre est présente comme une propriété de l’espace lui-même, dont le début succède immédiatement à la période d’inflation comme le décrivent les équations d’état (en). Le modèle ΛCDM ne dit rien sur l’origine physique fondamentale de l’énergie sombre mais il représente la densité d’énergie d’un univers plat. Des observations indiquent qu’elle existe depuis au moins 9 milliards d’années.

Réchauffement

Pendant la phase de réchauffement, l'expansion exponentielle qui s’était produite pendant l’inflation cesse et l’énergie potentielle du champ d’inflation se désintègre en un plasma de particules relativiste et chaud. Si la Grande unification est bien une caractéristique de notre univers, alors l’inflation cosmique a dû se produire pendant ou après la brisure de symétrie de la grande unification, sinon les monopôles magnétiques seraient observés dans l’univers visible. À ce stade, l’univers est dominé par le rayonnement ; des quarks, des électrons et des neutrinos se forment.

Baryogenèse

Il n'existe pas actuellement de preuves observationnelles suffisantes pour expliquer pourquoi l’univers contient beaucoup plus de baryons que d’antibaryons. Une explication possible de ce phénomène doit autoriser les conditions de Sakharov pour qu’elle soit satisfaite quelque temps après la fin de l’inflation cosmique. Alors que la physique des particules suggère des asymétries sous lesquelles ces conditions sont respectées, ces asymétries sont empiriquement trop petites pour rendre compte de la dissymétrie de l’univers au point de vue de la présence baryns/antibaryons.

Univers primordial

Après la fin de l’inflation cosmique, l’univers est rempli d’un plasma de quarks-gluons. À partir de ce point, la physique de l’univers primordiale est mieux connue et moins spéculative.

Rupture de supersymétrie

Si la supersymétrie est une propriété de notre univers, alors elle doit être brisée à des énergies aussi basse que 1 TeV, l’échelle de symétrie électrofaible. La masse des particules ne serait alors plus égale à celle de leur superpartenaires, ce qui pourrait expliquer pourquoi il n’a jamais été possible d’observer aucun superpartenaire d’une particule connue.

Ère des quarks

Entre 10^–12 et 10^–6 secondes après le Big Bang

Lors de la brisure de symétrie, à la fin de l’ère électrofaible, on pense que toutes les particules fondamentales acquièrent une masse par le mécanisme de Higgs dans lequel le boson de Higgs acquiert une valeur d’espérance dans le vide. Les interactions fondamentales de la gravitation, de l’électromagnétisme, de l’interaction forte et de l’interaction faible ont désormais adopté leur forme actuelle mais la température de l’univers est encore trop élevée pour permettre la liaison des quarks en hadrons.

Ère des hadrons

Entre 10^–6et 1 seconde après le Big Bang

Le plasma de quarks-gluons qui compose l’univers se refroidit jusqu’à la formation des hadrons, y compris les baryons tels que les protons et les neutrons. Approximativement 1 seconde après le Big Bang, le découplage des neutrinos déclenche leur interminable voyage à travers l’espace, libre de quasiment toute interaction avec la matière existante. L’arrière-plan cosmique des neutrinos, dont l’observation détaillée est à jamais improbable, est analogue à l’arrière plan micro-onde cosmologique qui a été émis beaucoup plus tard (Voir ci-dessus pour ce qui concerne le plasma quark-gluon, pendant l’ère de la Théorie des cordes).

Ère des leptons

Entre 1 et 10 secondes après le Big Bang

La majorité des hadrons et des anti-hadrons s’annihilent mutuellement à la fin de l’ère des hadrons, laissant les leptons et les anti-leptons dominer la masse de l’univers. Approximativement 10 secondes après le Big Bang, la température de l’univers descend au point où il n’y a plus de création de paires de leptons/anti-leptons et la plupart des leptons et anti-leptons sont éliminés lors des réactions d’annihilations, laissant un léger résidu de leptons^[4]

Ère des photons

Entre 10 secondes et 380 000 ans après le Big Bang

Après l’annihilation mutuelle de la plupart des leptons et anti-leptons à la fin de l’ère des leptons, l’énergie de l’univers est dominée par les photons. Ces photons sont encore en interaction fréquente avec des protons ou des électrons chargés, et finalement avec des noyaux atomiques, et ils continuent ainsi pendant les 380 000 ans qui suivent.

Nucléosynthèse

Entre 3 et 20 minutes après le Big Bang^[5].

Pendant l’ère des photons, la température de l’univers descend au point où la formation des noyaux atomiques peut commencer. Les protons (des ions hydrogène) et les neutrons commencent à se combiner en noyaux atomiques en suivant le processus de la fusion nucléaire. Cependant, la nucléosynthèse ne dure approximativement que 17 minutes, temps après lequel la température et la densité de l’univers sont descendus en-dessous du point où la fusion peut continuer. À ce moment, il existe environ trois fois plus d’hydrogène que d’hélium-4 (en masse) et seulement quelques traces des autres noyaux.

Domination de la matière : 70 000 ans

À ce moment, la densité de matières non-relativistes (noyaux atomiques) et celle des rayonnements relativistes (photons) sont égales. La longueur de Jeans, qui détermine la plus petite structure qui puisse se former (du fait de l’opposition entre l’attraction gravitationnelle et les effets de la pression), commence à diminuer et l’amplitude des perturbations peut augmenter au lieu d’être balayée par des rayonnements circulant librement.

Selon le modèle ΛCDM, à ce stade, la matière sombre froide domine, préparant le terrain pour l'effondrement gravitationnel qui amplifie les inhomogénéités ténues laissées par l'inflation cosmique : renforcement de la densité des régions déjà denses et de la rareté dans les régions où la matière est déjà rare. Cependant, comme les théories actuelles sur la nature de la matière noire sont incapables de mener à une conclusion, il n'existe jusqu'ici aucun consensus sur ses origines dans des temps plus reculés, comme il y en existe pour la matière baryonique.

Recombinaison : vers 377 000 ans

Les données de WMAP montrent les variation du rayonnement microondes d'arrière-plan à travers l'ensemble de l'univers depuis notre point de vue, bien que les variations réelles soient bien plus ténues que le diagramme ne le suggère.

Les atomes d'hydrogène et d'hélium commencent à se former et la densité de l'univers décroît. On pense que cette étape est intervenue 377 000 ans après le Big Bang^[6]. Au début de cette période, l'hydrogène et l'hélium sont ionisés, c'est-à-dire qu'aucun électron n'est lié aux noyaux, qui sont de ce fait chargés électriquement (+1 pour l'hydrogène et +2 pour l'hélium). Avec le refroidissement de l'univers, les électrons sont capturés par les ions, ce qui les rend électriquement neutres. Ce processus est relativement rapide (en réalité plus rapide pour l'hélium que pour l'hydrogène) et est connu sous le nom de recombinaison^[7]. À la fin de ce processus, la plupart des atomes de l'univers sont neutres, ce qui permet le libre déplacement des photons : l'univers est alors devenu transparent. Les photons émis juste après la recombinaison peuvent désormais se déplacer sans perturbation, et ce sont eux que l'on voit lorsqu'on observe le rayonnement du fond diffus cosmologique. Celui-ci constitue donc une image de l'univers à la fin de cette époque.

Âge sombre

Avant que le découplage du rayonnement ne se produise, la plupart des photons de l'univers interagissent avec les électrons et les protons dans le fluide photons-baryons. Il en résulte un univers opaque ou "brumeux". La lumière existe, mais sans que nous puissions l'observer dans un télescope. La matière baryonique de l'univers consiste en un plasma ionisé, et elle ne devient neutre qu'en gagnant des électrons libres durant la "recombination", libérant ainsi les photons, créateurs du CMB. Lorsque les photons sont libérés (ou "découplés") l'univers devient transparent. À ce stade, le seul rayonnement émis est la raie de 21 cm de l'hydrogène neutre. Aujourd'hui, des observations sont encore tentées pour détecter cette faible radiation, car ce serait un outil encore plus puissant que le fond diffus cosmologique pour l'étude de l'univers primordial.

Formation des structures

Les champs ultra-profonds de Hubble constituent fréquemment la vitrine des galaxies émanant d'une ère antique qui nous indiquent à quoi ressemblaient les premiers âges stellifères.

Une autre image de Hubble montrant une galaxie en formation à proximité, ce qui à l'échelle cosmologique signifie très récemment. C'est une preuve que l'univers n'en a pas encore terminé avec la formation des galaxies.

La formation des structures dans le modèle du Big Bang se déroule de façon hiérarchique, les petites structures se formant avant les plus grandes. Les premières structures à se former sont les quasars, dont on pense qu'il s'agit de galaxies actives primordiales brillantes et d'étoiles de population III. Avant cette ère, l'évolution de l'univers pouvait se comprendre au travers d'une théorie des perturbations cosmologiques linéaire : c'est-à-dire que toutes les structures pouvaient s'analyser comme de petites déviations d'un univers parfaitement homogène. C'est relativement aisé à étudier à l'aide de l'informatique. À ce stade, des structures non-linéaires commencent à se former, et le problème devient beaucoup plus difficile au plan informatique, avec par exemple l'implication de simulations à N corps avec des milliards de particules.

Réionisation : 150 millions à 1 milliard d'années

Les premiers quasars se forment à partir des effondrements gravitationnelles. Ils émettent un rayonnement intense qui réionise l'univers alentour. À partir de ce moment, la majeure partie de l'univers est composée de plasma.

Formation des étoiles

Les premières étoiles, très probablement de population III, se forment et entament le processus de transmutation des éléments chimiques les plus légers (hydrogène, hélium et lithium) en éléments plus lourds. Cependant, jusqu'à ce jour, aucune étoile de population III n'a été observée, ce qui maintient le mystère sur leur formation^[8]

Formation des galaxies

Un grand volume de matière s'effondrent et forme une galaxie. Les étoiles de population II les premières à se former lors de ce processus, sont suivies ultérieurement des étoiles de population I.

Un projet mené par Johannes Schedler a identifié un quasar (CFHQS 1641+3755) situé à 12,7 milliards d'AL^[9] (année-lumière), c'est-à-dire à une distance où nous voyons l'univers alors qu'il n'était âgé que de 7 % de son âge d'aujourd'hui.

Le 11 juillet 2007, en utilisant le Télescope Keck de 10 mètres de diamètres, situé sur le volcan Mauna Kea, à Hawaii, Richard Ellis et son équipe, du Caltech de Pasadena en Californie, ont trouvé six galaxies en phase de formation d'étoiles à une distance de l'ordre de 13,2 milliards d'AL, donc lorsque l'univers n'était âgé que de 500 millions d'années^[10]. On ne connaît aujourd'hui qu'une dizaine de ces objets relevant réellement de l'univers primordial^[11]

Le Champ ultra-profond de Hubble montre un certain nombre de petites galaxies en cours de fusion pour en former une plus grande, situées à 13 milliards d'AL, alors que l'univers n'avait que 5 % de son âge actuel^[12].

En se basant sur la nouvelle science de la nucléocosmochronologie, on estime que le disque fin de la Voie lactée s'est formé il y a 8,3 ± 1,8 milliard d'années^[13]

Formation des groupes, amas et superamas de galaxies

L’attraction gravitationnelle attire les galaxies les unes vers les autres pour former des groupes, des amas et des superamas.

Formation de notre système solaire : 8 milliards d'années

Enfin, des objets de la taille de notre système solaire se forment. Notre soleil est une étoile de génération tardive, qui incorpore des débris de nombreuses générations antérieures d’étoiles, et il s’est formé il y a approximativement 5 milliards d’années soit approximativement 8 à 9 milliards d’années après le Big Bang.

Aujourd'hui : 13,7 milliards d'années

Les meilleures estimations actuelles situent l’âge de l'Univers aujourd’hui à 13,7 milliards d’années depuis le Big Bang. Comme l’expansion de l'Univers présente une accélération, les superamas sont susceptibles de demeurer les plus grandes structures qui se seront jamais formées dans l’univers. L’expansion accélérée actuelle empêche toute structure inflationnaire complémentaire de pénétrer en deçà de l’horizon et empêche toute formation de nouvelles structures liées gravitationnellement.

Destin de l'univers

De même que pour les interprétations des tout débuts de l’univers, des avancées en physique fondamentale sont impératives pour qu’il soit possible de connaître le destin de l’univers avec un minimum de certitude. Voici quelques unes des principales possibilités.

Le Big Freeze: 10¹⁴ d'années et au-delà

Ce scénario est généralement considéré comme le plus probable, puisqu’il se produit si l’univers continue son expansion comme jusqu’ici. Sur une échelle de temps de l’ordre de 10¹⁴ années ou moins, les étoiles existantes auront brûlé, la création des nouvelles étoiles aura cessé, et l’univers s’assombrira^[14]. Sur une échelle de temps encore beaucoup plus longue dans les ères suivant celle-ci, les galaxies s’évaporent en même temps que les résidus stellaires qui les composent s’échappent dans l’espace, et les trous noirs s’évaporent via lerayonnement de Hawking^[14].

Dans certaines théories de la grande unification, la désintégration des protons, les restes de gaz stellaires et des résidus stellaires seront convertis en leptons (tels que les positrons et les électrons) et en photons^[14]. Dans ce cas, l’univers a atteint un haut niveau d’entropie qui consiste en une soupe de particules et de rayonnement de faible énergie. On ne sait cependant pas s'il sera finalement parvenu à son équilibre thermodynamique^[14].

Le Big Crunch : 100+ milliards d'années

Si la densité de l’énergie sombre était négative, ou si l’univers était fermé, alors, il serait possible que l’expansion s’inverse et que l’univers se contracte jusqu’à un état "final" dense et chaud. C’est souvent proposé comme une partie d’un scénario d’univers oscillant comme le modèle cyclique. Les observations actuelles suggèrent qu’il est peu probable que ce modèle d’univers soit correct, et que l’expansion continuera, ou même accélérera.

Le Big Rip: 20+ milliards d'années à partir d’aujourd’hui

Ce scénario n’est possible que si la densité d’énergie de la matière sombre augmente réellement de façon illimitée avec le temps. Une telle énergie est appelée énergie fantôme et ne ressemble à aucune forme d’énergie connue. Dans ce cas, le taux d’expansion de l’univers augmentera de façon illimitée. Les systèmes liés gravitationnellement tels que les amas de galaxies, les galaxies, et finalement le système solaire se "déchireront". Finalement, l’expansion deviendra si rapide qu’elle surpassera les forces électromagnétiques assurant la cohésion des atomes et des molécules. Et finalement, même les noyaux atomiques se décomposeront et l’univers tel que nous le connaissons se terminera dans une sorte inhabituelle de singularité gravitationnelle. En d’autres termes, l’expansion de l’univers sera telle que la force électromagnétique qui retient les choses ensemble n’aura plus aucun effet, et que tout objet sera "déchiré".

L'éventualité de la métastabilité du vide

Dans le cas où notre univers se situerait dans un faux vide d’extrêmement longue durée, , il est possible que l’univers, par effet tunnel se transpose dans un état d’énergie inférieure. Si ceci se produisait, toutes les structures seraient détruites instantanément, sans aucun signe précurseur.

Notes et références

• (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Timeline of the Big Bang » (voir la liste des auteurs)

Liens externes

• PBS Online (2000). From the Big Bang to the End of the Universe - The Mysteries of Deep Space Timeline. Retrieved March 24, 2005.
• Schulman, Eric (1997). The History of the Universe in 200 Words or Less. Retrieved March 24, 2005.
• Space Telescope Science Institute Office of Public Outreach (2005). Home of the Hubble Space Telescope. Retrieved March 24, 2005.
• Fermilab graphics (see "Energy time line from the Big Bang to the present" and "History of the Universe Poster")
• Exploring Time from Planck time to the lifespan of the universe
• Astronomers' first detailed hint of what was going on less than a trillionth of a second after time began
• The Universe Adventure
• Cosmology FAQ, Professor Edward L. Wright, UCLA
• Sean Carroll on the arrow of time (Part 1), The origin of the universe and the arrow of time, Sean Carroll, video, CHAST 2009, Templeton, Faculty of science, University of Sydney, November 2009, TED.com
• A Universe From Nothing, video, Lawrence Krauss, AAI 2009, YouTube.com

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