Le Big Bang

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Naissance et évolution de l’univers :

De toutes les théories concernant le début de notre univers, celle dont nous allons discuter aujourd’hui, la théorie du Big bang, est probablement la plus plausible aux yeux de la majorité des scientifiques. La théorie du Big Bang est la conséquence de la théorie de la relativité générale, qui induit un univers dynamique. Nous explorerons les conséquences d’un univers plus dense dans le passé. Précisons toutefois que la théorie du Big Bang ne dit rien sur ce qui a causé l’expansion de l’univers, mais décrit simplement un univers en expansion. Nous discuterons aussi des quelques premières centaines de milliers d’années qui lui ont succédé.

Nous ne savons que peu de choses du commencement de l’univers, et absolument rien de ce qu’il a pu y avoir avant, puisque Stephen Hawking a montré qu’avec la théorie de la relativité générale, en remontant le temps, l’univers aboutit inévitablement sur une singularité, ce qui montre que la relativité générale n’est pas la bonne théorie pour décrire ces instants si cela a un sens, mais nous savons, avec quasi certitude, que quelques fractions de secondes après ce que les physiciens appellent le « Big Bang » (10^-32 10^-43 seconde plus exactement), l’univers a débuté son expansion.

Quand nous parlons d’univers, nous parlons évidemment de la « matière ». Tout porte à croire, qu’à l’instant t=0 (ou du moins très proche), toute la matière, l’anti-matière et l’énergie connues aujourd’hui, étaient présentes et condensées dans une sphère théorique d’une taille proche de la dimension de Planck (10^-35 mètres) et ayant une densité, elle aussi, proche de celle de Planck (environ 5,15500×10^96 kg par mètre cube). Pour donner un ordre d’idée, la taille du noyau d’un atome, composé de neutron(s) et de proton(s), avoisine les 10^-15 mètres. Il est donc difficile d’imaginer notre univers réduit à une telle taille… En réalité nous ne connaissons pas la taille de l’univers, fini ou infini, ce qui précède correspond à une portion d’univers.

L’expansion de l’univers est une prédiction de la relativité générale appliquée à l’univers entier moyennant des hypothèses plutôt raisonnables, comme par exemple à partir d’une certaine échelle l’univers est homogène et isotrope. Les solutions donnent un univers dynamique soit en contraction soit en expansion. C’est en 1922 qu’Alexander Friedmann obtient ces solutions, et de manière indépendante l’abbé Georges Lemaitre obtient les mêmes solutions en 1927.

En 1929, Edwin Powell Hubble découvre grâce à l’observation des Céphéides l’expansion de l’univers, en reliant le décalage vers le rouge à la distance des galaxies. Il observe que la vitesse d’expansion est proportionnelle à la distance des galaxies, sous la loi connue de Hubble. A partir de ce moment, deux théories étaient en concurrence, celle de l’univers stationnaire de Fred Hoyle, qui admet un univers en expansion, mais reste identique à lui-même (par création continue de matière), contre l’autre théorie celle du Big Bang, expression utilisée par Fred Hoyle lors d’une émission de radio pour ridiculiser la théorie.

En 1965, Arno Penzias et Robert Wilson découvre un rayonnement micro-onde, n’ayant aucune variation saisonnière, interprétée comme le rayonnement fossile cosmologique. Ce rayonnement est inexplicable par la théorie de Fred Hoyle et depuis ce moment, la théorie du Big Bang est devenue le paradigme actuel de la cosmologie. Ce rayonnement s’explique simplement dans la théorie du Big Bang, puisqu’en effet dans le passé, l’univers était de plus en plus chaud, arrivé à un moment, il faisait suffisamment chaud pour que les électrons des atomes d’hydrogène soient arraché à leur noyau, de fait l’univers était un plasma opaque à la lumière, ce qui veut dire que la lumière et la matière échangeaient de l’énergie, et était dans un équilibre thermodynamique. Par conséquent, le rayonnement présentait un spectre de corps noir. Comme un rayonnement de corps noir redshifté reste un rayonnement de corps noir. Le rayonnement découvert par Penzias et Wilson devait avoir un spectre de corps noir, et c’est ce qu’a montré COBE en 1989.

Étapes succédant au Big Bang ou « Instant t = 0 » :

Nous ne discuterons que peu de l’instant initial et de tout ce qui s’est passé avant 10^-43 secondes, car tout est absolument spéculatif et nous n’avons ni les connaissances techniques ni les outils pour essayer de comprendre la nature de ces événements. Nous pouvons simplement dire qu’il s’agit d’une période que les scientifiques appellent « L’ère de Planck », et dans laquelle aucune des lois physique que nous connaissons aujourd’hui ne peut s’appliquer efficacement (Il faudrait une théorie qui inclurait un aspect quantique à la relativité générale, chose à ce jour qui reste encore non découverte).

La Grande Unification et fluctuations quantiques :

Cette ère, que l’on nomme « Ère de grande unification », est ​une époque de l’histoire de l’univers où, l’énergie des particules élémentaires (Quarks, Electrons etc…) étaient telles,  que toutes les forces fondamentales de l’univers aujourd’hui connues, ne formaient qu’une seule et même force exceptée la gravitation. Cela donnait aussi lieu à des fluctuations quantiques, des manifestations de changements d’énergie à certains points de l’espace, créant (selon le principe d’incertitude de Heisenberg), une paire virtuelle, composée d’une particule et d’une anti-particule.

Il est probable que cette époque de l’univers eut une influence importante sur la baryogenèse, dont nous discuterons dans quelques instants ainsi que dans le chapitre dédié à l’anti-matière.

Il est aussi probable, que cette période vit naître et se dérouler une autre période, « l’inflation ».

L’inflation :

10^-33 secondes après le Big Bang, l’inflation commença, une transition de phase entre la période de grande unification et cette dernière, la température et la densité de l’univers étaient alors immensément grandes, de l’ordre de 10^27 Kelvin et entre 10^86 et 10^94 kg par mètre cube. Au fur et à mesure que la température baissait, l’expansion s’accrut, s’accrut à un rythme exponentiel. Ceci s’explique du fait que plus le champ d’inflation s’installait à des températures basses dans l’univers, plus une force répulsive due à l’énergie potentielle faisait se repousser les particules entres elles. La phase d’expansion était telle, qu’essentiellement aucune particule n’existait dans l’univers, mais plutôt une forme d’énergie très homogène. Cette énergie fût alors convertie de façon très efficace en particules qui très vite se mirent à interagir et à s’échauffer. Ces deux phases, qui marquent la fin de l’inflation, sont appelées « préchauffage », pour la création explosive des particules, et « Réchauffage », pour leur thermalisation ( Ces deux derniers concepts sont souvent moins bien compris que le reste de l’inflation et sont toujours aujourd’hui, les objets de nombreuses recherches).

Le premier à proposer l’idée d’une inflation aux début de l’univers fut Alan Guth. Le modèle s’avérait non seulement expliquer que l’univers est homogène, mais aussi pourquoi il devait proposer de petits écarts à cette homogénéité, qui permettrait ensuite, de comprendre les grandes structures astrophysiques.

Il faudrait expliquer pourquoi on a introduit l’inflation :

  • Pour expliquer le problème de l’homogénéité et l’isotropie du CMB
  • Egalement pour expliquer l’origine des fluctuations, grumeaux des galaxies
  • L’absence de courbure de l’univers

La Baryogenèse :

Cette étape de la vie de l’univers est cruciale pour représenter correctement le modèle standard de la physique des particules que nous connaissons aujourd’hui, et dont nous parlerons également plus en détails dans la rubrique consacrée. De nos jours, nous distinguons quatre forces fondamentales de la nature, citons-les, bien qu’une page spécifique en expliquera également mieux les subtilités :

  1. La force d’interaction forte, ou force nucléaire forte, qui assure la cohésion des particules tels que les protons ou les neutrons et quarks, qui sont les briques fondamentales des baryons (Neutrons, protons etc…).
  2. La force d’interaction faible, ou force nucléaire faible, à l’origine de la radioactivité beta de la première étape de la chaîne proton-proton, et de la lenteur de la fusion d l’hydrogène dans les étoiles et de la fusion nucléaire.
  3. La force électromagnétique, qui représente les interactions entre particules électriquement chargées, qu’elles soient au repos, ou en mouvement.
  4. Enfin, la force gravitationnelle, qui est responsable de l’attraction des corps massifs entres eux.

Quelques milliardièmes de secondes après le Big bang, comme nous l’avons dit plus haut, l’énergie et la température étaient telles, que ces forces n’en étaient qu’une. Par exemple, nous savons que la force électromagnétique et la force nucléaire faible, peuvent être décrites comme deux aspects d’une même interaction (L’interaction Électrofaible, observée lors de la désintégration du Boson de Higgs), très tôt, il en était de même pour l’interaction forte et gravitationnelle. Aujourd’hui cependant, il est impossible d’en faire l’expérience, aucun appareil sur Terre ne serait capable d’atteindre l’énergie suffisante pour approcher cet état de symétrie des forces. Par la suite, les chercheurs en ont déduit, que l’univers dans son ensemble à cette époque, devait se trouver dans un état plus « symétrique » à plus haute température. Ils considèrent ainsi aussi, que matière et anti-matière existaient à quantités égales dans l’univers. Cependant, nous savons, que d’après les observations actuelles, l’anti-matière est quasiment inexistante par rapport à la matière.

Nous appelons « baryons », les particules à partir desquelles, le noyau des atomes est formé ( Une rubrique sera consacrée à leur étude). La présence majoritaire de cette matière, est preuve qu’à un moment donné, un léger excès de matière s’est formé, la phase ou cet excès de matière s’est formé est appelée la Baryogenèse. Malheureusement, très peu de choses sont connues sur le processus s’étant déroulé à ce moment là, par exemple, la température reste controversée, variant selon les modèles, de 10^3 à 10^16 GeV (Gigas électrons volts), soit entre 10^16 et 10^29 Kelvins. Selon les travaux du physicien Andrei Sakharov, il faut qu’un certain nombre de conditions soient remplies pour que la baryogenèse ait eue lieu, telles que la non obéissance de la matière et de l’antimatière aux mêmes lois de la physique, qu’il existe un processus violant la conservation du nombre baryonique (En d’autres termes, quelque chose qui ait pu interagir pour favoriser un excès de matière par rapport à l’anti-matière en d’autres termes un processus qui ne conserve pas le nombre de baryons dans une réaction), et une rupture de l’équilibre thermique, car en effet, les réactions normales, auraient eu comme effet d’éliminer un éventuel excès de baryons.

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Le découplage des neutrinos et l’annihilation électrons-positrons :

Quelques fractions de secondes après l’inflation et la baryogenèse, intervint, ce qu’on appelle le découplage des neutrinos. Comme nous le savons, la température était au début très élevée, mais baissait rapidement, à ce moment-là, elle était encore supérieure à 1 MeV par particule (10 milliards de degrés), ce qui est suffisant pour que électrons, photons et neutrinos aient de nombreuses interactions, on peut dire que ces trois particules sont à l’ « équilibre thermique » à des températures élevées. Au fur et à mesure que l’univers refroidit, photons et électrons continuent à interagir entre eux, mais plus les neutrinos… en raison de la brisure de symétrie électrofaible, les bosons intermédiaires deviennent soudainement massifs.

Il s’agit de la période de découplage des neutrinos, on peut donc supposer, qu’il existe un fond cosmologique de neutrinos, présentant des caractéristiques similaires au fond diffus cosmologique, pour lequel nous consacrerons une page entière, mais à une température plus faible, c’est ce que l’on appelle le C\nu B.

Avant de parler de la suite des événement, nous devrions préciser ce que sont antimatière et antiparticules. Comme vous le savez surement, grand nombre de particules ont des propriétés liées à leur charge électrique (Un grand nombre, mais certaines ne portent aucune charge, comme le photon par exemple), tel que l’électron portant une charge négative, ou le proton portant une charge positive. L’antimatière et les antiparticules sont les particules électriquement symétriques aux particules de matière. Par exemple, le positron est l’antiparticule de l’électron, possédant non pas une charge négative, mais positive, qui en est l’exact opposée, l’antiproton, antiparticule du proton, avec une charge non pas positive cette fois, mais négative, etc…

Après le découplage des neutrinos, vint l’étape qu’on appelle, « l’annihilation électrons-positrons », qui fût le résultat de la collision entre les électrons et leur antiparticule, le positron. lors de la collision d’un électron et d’un positron, deux photons gamma sont créés (Photons de très haute fréquence, portant l’énergie d’un rayonnement gamma, nous y reviendrons), et parfois des mésons D et le boson de Higgs (Ces deux dernière particules ne pouvant découler que de l’annihilation électron-positron à très haute température, qui était bien sur le cas au moment décrit). Ce processus doit également vérifier un certain nombre de lois de conservation, nous allons les spécifier, cependant, nous n’entreront pas dans les détails ici, d’autres pages et rubriques les aborderons avec plus de précision :

  1. La conservation de la charge électrique, la charge devant être nulle avant et après l’annihilation.
  2. Conservation de l’impulsion et de l’énergie totale.
  3. Conservation du moment cinétique.
Annihilation
  • La nucléosynthèse primordiale :

Les choses s’accélérant de plus en plus, nous voici à présent entre 1 seconde, et 3 minutes après l’instant t=0. L’univers est un plasma (nous reviendrons sur la définition de ce terme) composé d’un mélange de protons, neutrons et d’électrons. Malgré une baisse continue de la température de l’univers, cette dernière avoisine toujours les 0.1MeV, soit un milliard de degrés, à cette température, seul les atomes légers tels que l’hydrogène, l’hélium et le lithium peuvent rester stables (La force électrofaible étant insuffisante pour maintenir la cohésion d’atomes plus lourds à cette température). La prédiction, la compréhension et l’observation des conséquences de cette phase qu’on appelle la « Nucléosynthèse » représentent un des premiers accomplissements majeurs de la cosmologie moderne.

la température était suffisante pour fusionner les noyaux des atomes. Nous nous attendons donc à observer des éléments chimiques produits lors des premiers instants du Big Bang.

Nucléosynthèse primordiale

Nous voyons dans le diagramme que le proton et le neutron peuvent se transformer l’un en l’autre, puisque l’énergie des électrons est suffisant. Le proton peut fusionner avec un neutron pour donner un noyau de deutérium. Il peut à son tour fusionner avec un proton ou un neutron pour donner un noyau d’hélium 3 ou un tritium qui lui est instable. Les deux noyaux aboutissent au noyau d’hélium 4 qui est particulièrement stable.

Il n’y a pas de noyau de 5 nucléons stables, c’est le premier goulot d’étranglement, il y a très peu d’éléments au-delà de l’hélium. Des fusions peuvent tout de même s’opérer pour former le Lithium 6 et 7. Il n’y a pas non plus d’éléments stable à 8 nucléons, la nucléosynthèse primordiale s’arrête là. Les éléments suivants seront synthétisés par les étoiles, ou par spallation.

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Abondance des éléments légers
  • La recombinaison :

Nous allons commencer à discuter de laps de temps beaucoup plus grands de la vie l’univers, ici, nous nous situons entre 3 minutes, et 380 000 ans après l’instant t=0. Alors que l’univers continue de se « dé-densifier » et que sa température baisse, il reste toujours 1000 fois plus chaud et un milliard de fois plus dense que l’univers que nous connaissons aujourd’hui, les galaxies et les étoiles n’existent pas encore, mais cette époque marque le début de la possibilité à la lumière de se propager dans ce dernier (la présence d’électrons libres et la densité trop élevée jusqu’à ce moment ne rendaient pas possible la propagation de la lumière). Avec le refroidissement de la température, les électrons libres se lièrent petit à petit aux noyaux atomiques pour former les atomes car les photons n’ont plus assez d’énergie pour ioniser les atomes. Cette époque porte ainsi le nom de « recombinaison » pour cette raison. On parle aussi de découplage entre rayonnement et matière, la lueur du fond diffus cosmologique a pu se propager jusqu’à nous pour cette raison. Comme le rayonnement et la matière étaient en équilibre thermodynamique, nous nous attendons donc à observer ce rayonnement avec un spectre de corps noir, puisque qu’un spectre de corps noir redshifté est toujours un spectre de corps noir, mais à une température plus faible.

Une page entière est dédiée au fond diffus cosmologique (ou rayonnement fossile), qui est l’étape ayant marquée un tout nouveau type d’évolution de notre univers.