Historique du Big Bang - Définition

Univers primordial

Après la fin de l’inflation cosmique, l’univers est rempli d’un plasma de quarks-gluons. A 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 acquière 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

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.

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 17 minutes, temps après lequel la température et la densité de l’univers sont descendus en-dessous du point où la fusion peut continuer. A ce moment, il existe environ trois fois plus d’hydrogène que d’héluim-4 (en masse) et seulement quelques traces des autres noyaux.

Domination de la matière : 70 000 ans

A 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 peuvent augmenter au lieu d’être balayées 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. Au début de cette période, l'hydrogène et l'hélium sont ionisé, 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. A 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. A 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.