Historique du Big Bang - Définition

Introduction

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. 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.

A 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 ohase 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 tous premiers instants de l'univers primordial

Toutes les idées émises au sujet des tous 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

Avec l’expansion et le refroidissement de l’univers qui succède à l’ère de Planck, la gravitationcommence à se séparer des interactions de jauge fondamentales : l’électromagnétisme et les forces nucléaires fortes et faibles. A 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

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 applati (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 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, expansion exponentielle qui s’était produite pendant l’inflation cessa et l’énergie potentielle du champ d’inflaton se désintègre en un plasma de particules relativiste et chaud. Si la Grane unification est bien une caractéristique de notre univers, alors l’inflation cosmique a du se produire pendant ou après la brisure de symétrie de la grande unification, sinon les monopôles magnétiques seraient observés dans l’univers visible. A 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 quelques 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.