Big Bang - Définition et Explications

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Chronologie à rebours du Big Bang

Le scénario de l’expansion de l’univers depuis le Big Bang jusqu’à nos jours

Du fait de l’expansion, l’univers était par le passé plus dense et plus chaud. La chronologie du Big Bang (Le Big Bang est l’époque dense et chaude qu’a connu l’univers il y a...) revient essentiellement à déterminer à rebours l’état de l’univers à mesure que sa densité (La densité ou densité relative d'un corps est le rapport de sa masse volumique à la...) et sa température (La température est une grandeur physique mesurée à l'aide d'un thermomètre et...) augmentent dans le passé (Le passé est d'abord un concept lié au temps : il est constitué de l'ensemble...).

L’univers aujourd’hui (+ 13,7 milliards d’années)

L’univers est à l’heure actuelle extrêmement peu dense (quelques atomes (Un atome (du grec ατομος, atomos, « que l'on ne peut...) par mètre (Le mètre (symbole m, du grec metron, mesure) est l'unité de base de longueur du...) cube (En géométrie euclidienne, un cube est un prisme dont toutes les faces sont carrées....), voir l’article densité critique) et froid (Le froid est la sensation contraire du chaud, associé aux températures basses.) (2,73 kelvins, soit -271 °C). En effet, s’il existe des objets astrophysiques très chauds (les étoiles), le rayonnement (Le rayonnement, synonyme de radiation en physique, désigne le processus d'émission ou de...) ambiant dans lequel baigne l’univers est très faible. Ceci provient du fait que la densité d’étoiles est extrêmement faible dans l’univers : la distance moyenne (La moyenne est une mesure statistique caractérisant les éléments d'un ensemble de...) d’un point (Graphie) quelconque de l’univers à l’étoile la plus proche est immense. L’observation astronomique nous apprend de plus que les étoiles ont existé très tôt dans l’histoire de l’univers : moins d’un milliard (Un milliard (1 000 000 000) est l'entier naturel qui suit neuf cent...) d’années après le Big Bang, étoiles et galaxies (Galaxies est une revue française trimestrielle consacrée à la science-fiction. Avec...) existaient déjà en nombre (La notion de nombre en linguistique est traitée à l’article « Nombre...). Cependant, à des époques encore plus reculées elles n’existaient pas encore. Si tel avait été le cas, le fond diffus cosmologique (Le fond diffus cosmologique est le nom donné au rayonnement électromagnétique issu...) porterait les traces (TRACES (TRAde Control and Expert System) est un réseau vétérinaire sanitaire de...) de leur présence.

La recombinaison (+ 380 000 ans)

380 000 ans après le Big Bang, alors que l’univers est mille fois plus chaud et un milliard de fois plus dense qu’aujourd’hui, les étoiles et les galaxies n’existaient pas encore. Ce moment marque l’époque où l’univers est devenu suffisamment peu dense pour que la lumière (La lumière est l'ensemble des ondes électromagnétiques visibles par l'œil...) puisse s’y propager, essentiellement grâce au fait que le principal obstacle à sa propagation était la présence d’électrons libres. Lors de son refroidissement, l’univers 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 où l’univers a permis la propagation de la lumière, on parle aussi de découplage entre matière (La matière est la substance qui compose tout corps ayant une réalité tangible. Ses...) et rayonnement. La lueur du fond diffus cosmologique a donc pu se propager jusqu’à nous depuis cette époque.

La nucléosynthèse primordiale (La nucléosynthèse primordiale est une théorie d'astrophysique qui permet d'expliquer...) (+ 3 minutes)

Moins de 380 000 ans après le Big Bang, l’univers est composé d’un plasma ( En physique, le plasma décrit un état de la matière constitué de particules chargées...) d’électrons et de noyaux atomiques. Quand la température est suffisamment élevée, les noyaux atomiques eux-mêmes ne peuvent exister. On est alors en présence d’un mélange (Un mélange est une association de deux ou plusieurs substances solides, liquides ou gazeuses...) de protons, de neutrons et d’électrons. Dans les conditions qui règnent dans l’univers primordial, ce n’est 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 n’est cependant pas possible de fabriquer ainsi des noyaux atomiques lourds plus gros que le lithium (Le lithium est un élément chimique, de symbole Li et de numéro atomique 3.). Ainsi, seuls les noyaux d’hydrogène, d’hélium et de lithium sont produits lors de cette phase (Le mot phase peut avoir plusieurs significations, il employé dans plusieurs domaines et...) qui commence environ une seconde ( Seconde est le féminin de l'adjectif second, qui vient immédiatement après le premier ou qui...) après le Big Bang et qui dure environ trois minutes ( Forme première d'un document : Droit : une minute est l'original d'un...). C’est ce que l’on appelle la nucléosynthèse (La nucléosynthèse est un ensemble de processus physiques conduisant à la synthèse de noyaux...) primordiale, dont la prédiction, la compréhension et l’observation des conséquences représentent un des premiers accomplissements majeurs de la cosmologie (La cosmologie est la branche de l'astrophysique qui étudie l'Univers en tant que système...) moderne.

L’annihilation électrons-positrons

Peu avant la nucléosynthèse primordiale (qui débute à 0,1 MeV), la température de l’univers dépasse 0,5 MeV (cinq milliards de degrés), correspondant à l’énergie de masse (Le terme masse est utilisé pour désigner deux grandeurs attachées à un...) des électrons. Au-delà de cette température, interactions entre électrons et photons (En physique des particules, le photon est la particule élémentaire médiatrice de l'interaction...) peuvent spontanément créer des paires d’électron-positrons. Ces paires s’annihilent spontanément mais sont sans cesse recréées tant que la température dépasse le seuil de 0,5 MeV. Dès qu’elle descend en dessous de celui-ci, la quasi-totalité des paires s’annihilent en photons, laissant place au très léger excès d’électrons issus de la baryogenèse (voir ci-dessous).

Le découplage des neutrinos

Peu avant cette époque, la température est supérieure à 1 MeV (dix milliards de degrés), ce qui est suffisant pour qu’électrons, photons et neutrinos aient de nombreuses interactions. En deçà de cette température, ces trois espèces sont à l’équilibre thermique (La thermique est la science qui traite de la production d'énergie, de l'utilisation de...). Quand l’univers refroidit, électrons et photons continuent à interagir, mais plus les neutrinos, qui cessent également d’interagir entre eux. À l’instar 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. L’existence de ce fond cosmologique de neutrinos est attestée indirectement par les résultats de la nucléosynthèse primordiale, puisque ceux-ci y jouent un rôle indirect. La détection directe de ce fond cosmologique de neutrinos représente un défi technologique extraordinairement difficile, mais son existence n’en est aucunement remise en cause.

La baryogénèse

La physique des particules (La physique des particules est la branche de la physique qui étudie les constituants...) repose sur l’idée générale, étayée par l’expérience, que les diverses particules élémentaires et interactions fondamentales ne sont que des aspects différents d’entités plus élémentaires (par exemple, l’électromagnétisme et la force nucléaire (La force nucléaire est une force qui s'exerce entre nucléons. Elle est responsable de la...) faible peuvent être décrits comme deux aspects d’une seule interaction (Une interaction est un échange d'information, d'affects ou d'énergie entre deux agents au sein...), l’interaction électrofaible). Plus généralement, il est présumé que les lois de la physique (La physique (du grec φυσις, la nature) est étymologiquement la...) et par la suite l’univers dans son ensemble (En théorie des ensembles, un ensemble désigne intuitivement une collection...) sont dans un état plus « symétrique » à plus haute température. On considère ainsi que par le passé, matière et antimatière (L'antimatière est l'ensemble des antiparticules des particules composant la matière...) existaient en quantités strictement identiques dans l’univers. Les observations (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les...) actuelles indiquent que l’antimatière est quasiment absente dans l’univers observable (Dans le formalisme de la mécanique quantique, une opération de mesure (c'est-à-dire...). La présence de matière est donc le signe qu’à un moment donné s’est formé un léger excès de matière par rapport à l’antimatière. Lors de l’évolution ultérieure de l’univers, matière et antimatière se sont annihilées en quantités strictement égales, laissant derrière elles le très léger surplus de matière qui s’était formé. Comme la matière ordinaire est formée de particules appelées baryons, la phase où cet excès de matière s’est formé est appelée baryogenèse. Très peu de choses sont connues sur cette phase ou sur le processus qui s’est produit alors. Par exemple l’échelle de température où elle s’est 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 (Un physicien est un scientifique qui étudie le champ de la physique, c'est-à-dire la...) russe Andréi Sakharov en 1967.

L’ère de grande unification (Le concept d'unification est une notion centrale de la logique des prédicats ainsi que...)

Un nombre croissant d’indications suggère que les forces électromagnétique, faible et forte ne sont que des aspects différents d’une seule et unique interaction. Celle-ci est en général appelée théorie (Le mot théorie vient du mot grec theorein, qui signifie « contempler, observer,...) grand unifiée (GUT en anglais, pour Grand Unified Theory), ou grande unification. L’on pense qu’elle se manifeste au-delà de températures de l’ordre de 1016 GeV (1029 degrés). Il est donc probable que l’univers ait connu une phase où la théorie grand unifiée était de mise. Cette phase pourrait être à l’origine de la baryogénèse, ainsi éventuellement que de la matière noire (En astrophysique, la matière noire (ou matière sombre), traduction de l’anglais...), dont la nature exacte reste inconnue.

L’inflation cosmique

Le Big Bang amène de nouvelles questions en cosmologie. Par exemple, il suppose que l’univers est homogène et isotrope (ce qu’il est effectivement, du moins dans la région observable), mais n’explique pas pourquoi il devrait en être ainsi. Or dans sa version naïve, il n’existe pas de mécanisme pendant le Big Bang qui provoque une homogénéisation de l’univers (voir ci-dessous, le problème de l’horizon). La motivation (La motivation est, dans un organisme vivant, la composante ou le processus qui règle son...) initiale de l’inflation était ainsi de proposer un processus provoquant l’homogénéisation et l’isotropisation de l’univers.

L’inventeur de l’inflation est Alan Guth qui a été le premier à proposer explicitement un scénario réaliste décrivant un tel processus. À son nom méritent aussi d’être 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 l’inflation permettait non seulement d’expliquer pourquoi l’univers était homogène, mais aussi pourquoi il devait aussi présenter de petits écarts à l’homogénéité, comportant les germes des grandes structures astrophysiques.

L’on peut montrer que pour que l’inflation résolve tous ces problèmes, elle doit avoir eu lieu à des époques extrêmement reculées et chaudes de l’histoire de l’univers (entre 1014 et 1019 GeV, soit de 1027 à 1032 degrés…), c’est-à-dire au voisinage (La notion de voisinage correspond à une approche axiomatique équivalente à celle de la...) des époques de Planck et de grande unification. L’efficacité de l’inflation 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 (L'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe et les lois qui le régissent.) ekpyrotique), aient été proposés pour résoudre les mêmes problèmes. Depuis l’observation détaillée des anisotropies du fond diffus cosmologique, les modèles d’inflation sont sortis considérablement renforcés. Leur accord avec l’ensemble des observations allié à l’élégance du concept font de l’inflation le scénario de loin le plus intéressant pour les problématiques qu’il aborde.

La phase d’inflation en elle-même se compose d’une expansion extrêmement rapide de l’univers (pouvant durer un temps (Le temps est un concept développé par l'être humain pour appréhender le...) assez long), à l’issue de laquelle la dilution (La dilution est un procédé consistant à obtenir une solution finale de concentration...) causée par cette expansion rapide est telle qu’il n’existe essentiellement plus aucune particule dans l’univers, mais que celui-ci est empli d’une forme d’énergie très homogène. Cette énergie (Dans le sens commun l'énergie désigne tout ce qui permet d'effectuer un travail, fabriquer de la...) est alors convertie de façon très efficace en particules qui très vite vont se mettre à interagir et à s’échauffer. Ces deux phases qui closent l’inflation sont appelées préchauffage pour la création « explosive » de particules et réchauffage pour leur thermalisation. Si le mécanisme général de l’inflation est parfaitement bien compris (quoique de très nombreuses variantes existent), celui du préchauffage et du réchauffage le sont beaucoup moins et sont toujours l’objet de nombreuses recherches.

L’ère de Planck — La cosmologie quantique (La cosmologie quantique est la branche, aujourd'hui quelque peu spéculative (2006), de la...)

Schéma simplifié du big bang
1: Big Bang
2: Inflation
3: Nucléosynthèse
4: Formation des galaxies

Au-delà de la phase d’inflation, et plus généralement à des températures de l’ordre de la température de Planck, on entre dans le domaine où les théories physiques actuelles ne deviennent plus valables, car nécessitant un traitement de la relativité générale (La relativité générale, fondée sur le principe de covariance générale...) incluant les concepts de la mécanique quantique (La mécanique quantique est la branche de la physique qui a pour but d'étudier et de...). Cette théorie de la gravité quantique (La gravité quantique est une branche de la physique théorique tentant d'unifier la...), non découverte à ce jour (Le jour ou la journée est l'intervalle qui sépare le lever du coucher du Soleil ; c'est la...) mais qui peut-être sera issue de la théorie des cordes (La théorie des cordes est l'une des voies envisagées pour régler une des questions...) encore en développement, laisse à l’heure actuelle place à des spéculations nombreuses concernant l’univers à cette époque dite ère de Planck. Plusieurs auteurs, dont Stephen Hawking (Stephen W. Hawking, CH, CBE, FRS, FRSA, est un physicien théoricien et cosmologiste anglais,...), ont proposé diverses pistes de recherche (La recherche scientifique désigne en premier lieu l’ensemble des actions entreprises en vue...) pour tenter de décrire l’univers à ces époques. Ce domaine de recherche est ce que l’on appelle la cosmologie quantique.

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