La théorie du Big Bang

La formation des hadrons (V)

Lorsque la température descendit sous 10²⁷ K, le refroidissement de l'Univers provoqua le découplage de l'interaction forte de l'interaction électrofaible. La vitesse des processus  ralentit plus lentement que le taux d’expansion de l’Univers en raison de la présence de leptoquarks X et d'antileptoquarks X. Retardant un peu leur annihilation ou leur décroissance, leur concentration se figea quelques instants. Tant le boson X que son antiparticule pouvaient alors décroître en violant la conservation de la charge baryonique. La décroissance des bosons X fut donc différente de celle des antibosons X d’où il résulta un léger excès de particules sur les antiparticules. En corollaire, de la différenciation des deux interactions (et de la non conservation des symétries P et CP)[13] résulta un léger déséquilibre en faveur de la matière.

Vers 10^-13 sec l'asymétrie matière-antimatière subsiste et permet aux nucléons de dépasser le nombre d'antinucléons dans un rapport de 1 pour 1 milliard. Vers 10¹⁵ degrés, 10^-10 sec après le Big Bang, l'interaction faible et l'interaction électromagnétique se découplent, marquant la fin d'une nouvelle symétrie de jauge, c'est le troisième "changement de phase". Bientôt l'interaction électromagnétique sera 100 fois plus forte que l'interaction faible. Le niveau d'énergie de l'Univers est inférieur à 100 GeV. C'est l'ère des leptons. Les forces sont séparées. L'Univers observable s'étend déjà sur un rayon de quelque 100 millions de kilomètres, à peu près égal à la taille de l'orbite de Vénus.  

La formation des hadrons Vue générale et détail de la formation des protons et neutrons à partir des quarks u et d (Mpeg de 805 et 315 Kb). Document NCSA.

A 10^-6 sec la température tombe à 10¹³ K. La diminution de l'agitation des particules permet aux triplets de quarks de former protons et neutrons. Les quarks sont à présent confinés avec les gluons. L'énergie des photons leur permet encore de se transformer en neutrons-antineutrons et électrons-positrons en libérant énormément d'antimatière. L'annihilation des paires de protons-antiprotons dégage aussi énormément d'énergie. Mais l'énergie globale est constante, il y a autant de matière que d'antimatière. L'annihilation est très importante et il ne reste pour finir qu'un proton ou neutron pour 100 millions de photons (électron, neutrinos ou leur antiparticule). La phase hadronique s'arrête vers un dix millième de seconde après le Big Bang. Vers 1600 milliards de Kelvins, il n'y a plus suffisamment d'énergie pour créer des baryons. La région qui correspondait à l'Univers observable équivaut à l'étendue du système solaire.

Lorsque la température atteint 10¹² K, la température de seuil du plus léger hadron est franchie (celle du méson p qui est inférieure à 140 MeV); c'est la fin de la production des particules. Nous entrons dans l'ère leptonique qui verra la naissance des particules légères sensibles à l'électromagnétisme et à l'interaction faible : neutrinos, électrons, mésons et leurs antiparticules.

Un centième de seconde après le Big Bang, la température est de 100 milliards de degrés. L'Univers se dilate à présent à une vitesse inférieure à celle de la lumière, fonction inverse du carré de sa température (T^1/2). La durée caractéristique d'expansion de l'Univers est de 0.02 sec mais elle est déjà ralentie de moitié par la gravitation. L'énergie totale de l'Univers est d'environ 21.10⁴⁴ eV/litre et représente une densité totale valant encore 3.8 milliards de fois celle de l'eau : un litre d’espace pèse 3.8 mégatonnes. L'énergie du photon est de 10 MeV, il s'agit encore de rayons gamma, mais cette énergie autorise sa matérialisation en couples électrons-positrons. Les collisions de certains d'entre eux ainsi que celles des neutrinos et antineutrinos transmutent les neutrons en protons et vice versa dans des rapports approximativement égaux. Mais les neutrons étant légèrement plus lourds que les protons (1.3 MeV) ils ont tendance à se transformer plus faciles en protons que de réaliser la réaction inverse. Mais la température reste trop élevée pour que cette différence de masse puisse avoir un effet sensible.

Un dixième de seconde plus tard, la durée caractéristique de l'expansion de l'Univers est de 0.2 sec., sa température est de 30 milliards de Kelvins. La mécanique statistique nous dit que l'Univers contient des photons, des neutrinos, des électrons, des mésons et leur antiparticule et autant de protons que de neutrons. L'Univers est en équilibre, son énergie diminuant en fonction de la quatrième puissance de sa température.

Une seconde après le Big Bang, la température descend sous 10 milliards de Kelvins. La densité totale de l'Univers représente 380000 fois celle de l'eau. A cette température la densité de l'énergie est de l'ordre du MeV. La différence de masse entre neutrons et protons devient significative car leur masse au repos est d'environ 1 GeV. Les mésons mu et tau redeviennent photons. Une quantité faramineuse de photons rend toujours le rayonnement très intense. Tout n'est encore que lumière mais l'énergie des photons diminue avec l’expansion de l’Univers.

A présent, les antineutrinos s'associent aux protons en donnant des positrons et des neutrons. Ces neutrons se combinent avec les neutrinos pour former des électrons et des protons. Les neutrinos prédominent sur les antineutrinos. La durée de vie des neutrinos s'allonge et ils se comportent maintenant comme des particules libres et stables. L'Univers devient donc transparent pour les neutrinos qui se libèrent de la matière. Si le modèle inflationnaire est correct, la durée de vie des neutrinos étant probablement infinie, leur émission dut persister jusqu'à aujourd'hui et leur moindre chaleur vaut 71.38% de l'énergie des photons (le rayonnement à 2.7 K). Bien que dégradés, ce fond de neutrinos à 10¹⁰ K doit avoir laissé une trace sous la forme d'un rayonnement isotrope à 2 K non encore détecté. Son énergie est de l'ordre de 0.001 eV.

Il reste à présent une quantité égale de photons, d'électrons, de neutrinos et très peu de nucléons qui restent très instables. L'équilibre thermique entre les particules se maintient, mais il n'est pas parfait puisque l'Univers est en expansion. L’Univers contient à présent 62% de protons et 38% de neutrons.

La victoire de la matière

4 secondes après le Big Bang[14], lorsque la température descend sous 6 milliards de Kelvins, la température de seuil égale 0.511 MeV. Nous assistons à une deuxième grande annihilation de matière et d’antimatière. Les photons n’ont plus suffisamment d’énergie pour créer des paires d’électrons-positrons. Ceux qui restent s'annihilent et redeviennent lumière en libérant de l’énergie. A présent les protons ne trouvent plus suffisamment d’électrons pour former des neutrons. L'Univers contient 76% de protons et 24% de neutrons. Les neutrinos, totalement insensibles à cette dissipation de chaleur restent les particules les plus froides, dans un rapport de 8% par rapport aux photons qui, seuls restent en équilibre thermique.

Malgré une importante annihilation, un électron sur un milliard échappe à la destruction. L'Univers en expansion contient un excès infime de matière par rapport à l'antimatière. La matière a gagné définitivement le combat sur l’antimatière. Les électrons étant quasiment tous annihilés, seuls les photons donnent une certaine température à l'Univers. Douze secondes plus tard, la température de l'Univers est de 3 milliards de Kelvins.

Au bout d'une minute, exactement 100 secondes après le Big Bang, nous entrons dans l'ère radiative qui durera environ 10000 ans (certains l'étendent d'un facteur 2). La nucléosynthèse peut timidement débuter. L'énergie de l'Univers passe sous 0.1 MeV et contient 83% de protons et 17% de neutrons. Les premiers nucléons se combinent. Ainsi que le disait Gamow dans le magazine "Physical Review" en 1948, à propos de l’origine des éléments, ”lors des débuts de l’univers, la photodésintégration des deutérons en protons et neutrons n’était plus possible”. En effet, au cours de l’expansion la température de l’univers passa progressivement sous le seuil de liaison du deutéron. Gamow poursuit : “De façon générale, cette réaction ainsi que toutes les autres réactions nucléaires primordiales ne dépendent pas des conditions d’équilibre mais de l’expansion adiabatique de l’univers”.

La densité de la matière dépend de la densité du rayonnement, en l’occurrence de la contribution des photons qui, vers 1 milliard de Kelvins ont une influence écrasante. Les premiers isotopes de l'hydrogène apparaissent ci et là mais la majorité des noyaux se brisent sous l'action des photons. Il faudra attendre quelques minutes pour que l’énergie des photons s'épuise, permettant aux noyaux lourds d’être élaborés.

Au bout de trois minutes, la température est descendue à un milliard de Kelvins. La plupart des électrons ont disparu et ont permis aux photons d'avoir une température 35% plus élevée que les neutrinos. Il fait suffisamment froid pour amorcer les réactions nucléaires. Juste avant que ne débute la nucléosynthèse le rapport neutron-proton est de 14.9%. La matière peut se former suivant l'idée avancée par Gamow et formalisée par Fowler, Hoyle et Wagoner.

A l’ère des premiers nucléons, la densité du rayonnement est déjà 5 fois plus faible que celle de la matière. La température de la matière et celle du rayonnement continuent cependant d’évoluer en parallèle. Les premières réactions commencent à 900 millions de Kelvins. Les neutrons commencent à interagir avec les protons pour constituer le deutérium (noyau lourd de l'hydrogène ayant un neutron et un proton) qui libère un photon gamma. Les paires de deutérium interagissent pour former l'hélium-3 (deux protons et un neutron) et le tritium, un isotope plus résistant de l'hydrogène (un proton et deux neutrons). Ces réactions libèrent des protons et des neutrons. Finalement, le deutérium et l’hélion (³He) fusionnent pour former l'hélium-4 disposant de deux protons et deux neutrons, système qui est nettement plus stable que les molécules légères créées jusqu'à présent. Cette réaction libère deux protons qui pourront chacun interagir avec le deutérium et le cycle recommence.

La plupart des réactions transforment ainsi les neutrons restants en hélium-4. La production d'hélium croît brusquement au détriment du deutérium. Quelques réactions entre l’hélium-3 et l’hélium-4 ou le tritium (³H) parviennent à former du béryllium-7 ayant quatre protons et trois neutrons et du lithium-7 ayant trois protons et quatre neutrons. Par la suite les réactions ralentissent car aucune nouvelle molécule stable ne peut être élaborée. Les hélium-4 ne peuvent se regrouper pour former du carbone-12, réaction ordinaire dans l'environnement des étoiles. La raison vient du fait qu'en l'espace de trois minutes, l'Univers s'est fortement dilué, n'offrant plus aucune chance aux noyaux de se réunir par le jeu du hasard. Les réactions thermonucléaires ont été interrompues parce que l'Univers ne le permettait plus. Il faudra attendre des millions et des milliards d'années pour que les proto-étoiles déclenchent à nouveau cette réaction. Ce sera l'escalade vers la vie.

Mais en attendant les photons sont encore suffisamment énergiques pour briser les atomes. L'Univers ne contient encore que des noyaux et des électrons. Les noyaux d'hydrogène représentent 75% de la matière, les hélions 25%. Ces prédictions concernant l'abondance de l’hélium-4 sont confirmées par l'observation; on retrouve cette abondance dans les étoiles ou les galaxies. Les lois de la nucléosynthèse (qui dépendent de la densité des noyaux et de la densité de l'énergie) imposent dans ces conditions l'existence de trois ou quatre familles de particules élémentaires.

Au bout d'un quart d'heure les neutrons qui restent dégénèrent, leur période est de 15 minutes et ils se désintègrent en protons, électrons et antineutrinos. A ce point, le rapport neutron/proton est de 14%. Si l'Univers est réellement fermé, l'abondance observée des éléments donne une densité à la matière 100 à 1000 fois inférieure à la masse de Jeans (la densité de la masse gravitationnelle) qui permettrait de stopper l'expansion de l'Univers. Si l'Univers est clos, il doit exister une matière non baryonique, sombre et froide, invisible aux yeux de nos instruments. Mais dans ce cas il faudra expliquer la relative faible abondance du deutérium (10^-3 à 10^-5) et du lithium (10^-9) par rapport à l'hydrogène. La théorie de la nucléosynthèse est vérifiée en bien des points par des mesures de luminosités stellaires.

Une demi-heure après le Big Bang, la température est descendue à 300 millions de Kelvins. La durée caractéristique d'expansion de l'Univers est passée à 1h15min. La densité totale d'énergie de l'Univers est quasi nulle, près de 10 fois inférieure celle de l'eau. Nous assistons à la fin de la nucléosynthèse. Avec l'annihilation des électrons-positrons, il ne reste plus qu'un milliardième des électrons originaux qui compensent juste la charge électrique des protons. L'énergie libérée par cette réaction augmente la température des photons qui deviennent 40.1% plus chaud que les neutrinos. L'énergie de l'Univers se retrouve pour 69% dans les photons et les neutrinos et pour 31% dans les antineutrinos.

Durant cette période, l'Univers émet encore essentiellement des rayonnements gamma. Les particules gardent une certaine liberté les unes par rapport aux autres. Rien ne se produit, seul l'Univers rayonnant toujours d'une manière très intense continue de s'étendre, sa température chutant en raison du carré inverse de sa vitesse d'expansion. L'intense rayonnement empêche toujours les noyaux d'être stables et de former des éléments plus lourds. La gravitation ne parvient pas encore à vaincre la pression du rayonnement. Il faut attendre qu'une quantité suffisante de matière soit formée pour que le champ gravitationnel puisse s'y opposer.

La masse de Jeans qui permet d'initialiser le processus d'agrégation de la matière est une fonction directe de la puissance 3/2 du rayonnement.

Le temps s'écoule - selon les scénarios de quelques années à quelques centaines de milliers d'années -, le rayonnement présente encore une densité totale voisine de 10¹⁶ M_¤.

Selon les théories de l'électromagnétisme et au vu de la quantité de matière contenue dans l'Univers (entre 6 et 0.03 atomes/m³), lorsque la pression du rayonnement devient inefficace face à la gravitation, son influence diminue dans un rapport d'environ un milliard. La masse de Jeans atteint en moyenne 100000 M_¤ et dépasse bientôt la densité du rayonnement. Localement des irrégularités perturbations) de densité entraînent des fluctuations du "vide" qui bientôt constitueront les "noyaux de condensation" de la matière.

Mais le plasma est encore très chaud et presque totalement ionisé, principalement constitués d'ions (de noyaux atomiques) et d'électrons séparés, le rendant opaque au rayonnement (dit fossile), la masse équivalente de ce dernier étant supérieure à celle du plasma. Cette matière en formation est encore fortement couplée aux photons car il s'agit encore d'un mélange de matière et de rayonnement : à mesure que les baryons perdent leur énergie jusqu'à ressembler à de la matière sombre et froide, la pression des photons réagit en restaurant la force, l'effet gravitationnel résultant générant des oscillations acoustiques préludes à l'agglomération des premières entités cosmiques. Ce mélange de matière baryonique et de rayonnement génère ce qu'on appelle un "son photonique" qui est engendré par la pression du rayonnement. C’est le seul événement qui se produit durant cette phase radiative.

La recombinaison

Quelque part vraisemblablement vers 300000 ans après le Big Bang, lorsque l’univers avait 0.1% de sa taille actuelle, sa température descendit sous 6000 K. L'Univers contient encore 1 milliard de photons pour chaque proton. Ceux-ci ont une énergie de repos de 0.94 GeV. Ces particules ont une énergie toujours aussi puissance que celle des rayons gamma. Mais il suffit que l'énergie des photons se dégrade d'1 eV pour que la matière prenne le pas sur le rayonnement.

Cet événement presque insignifiant sera le point de départ de l’évolution de l’Univers. En effet, dès l'instant où les rayons gamma ne peuvent plus détruire la matière baryonique, le plasma ionisé commence à se transformer en gaz neutre. Les fusions atomiques peuvent commencer et donner lieu aux premières réactions chimiques élémentaires. Les ions commencent à capturer les électrons libres qui n'ont plus assez d'énergie pour résister à l'attraction électromagnétique. La recombinaison débute et les premiers atomes neutres apparaissent, l'hydrogène ainsi que l'hélium (la première "combinaison" ayant eu lieu au moment du Big Bang).

L'Univers contenant à présent beaucoup moins de charges électriques à l'état libre, le rayonnement n'interagit presque plus avec la matière. Le nombre de photons absorbé et émis par les protons ou les électrons est en déséquilibre. Enfin, la matière prédomine et l'Univers se matérialise. L'équilibre matière-rayonnement étant rompu, nous assistons au découplage électromagnétique. L'Univers devient transparent pour la majorité des photons et du rayonnement fossile. La lumière se propage dans l’Univers et dans la matière sans pratiquement être absorbée. Cette rupture d’équilibre libère un rayonnement électromagnétique d'une énergie d'environ 1 eV. La gravitation est à présent la seule force dominante, elle n'est plus entravée par l'agitation des photons.

En parallèle, la matière s’étend au rythme de l’Univers, se raréfiant et se refroidissant de plus en plus indépendamment du rayonnement. C'est à ce moment que les fluctuations ont cessé. Elles suivront dorénavant l'expansion générale de l'Univers. A présent l'énergie rayonne sous forme d'ondes ultraviolettes de 100 nm et n'est même plus en mesure de briser la liaison atomique de l'atome d'hydrogène (13.6 eV). Sans risque d'ionisation, le degré d'organisation de la matière ira dorénavant en augmentant. Cette phase est donc primordiale car d’elle dépend l’évolution ultérieure des structures cosmiques.

Nous captons aujourd'hui cette émission résiduelle, dégradée au fil du temps, sous la forme du rayonnement cosmique refroidit à 2.7 K, une énergie devenue mille fois plus faible, sans variation d'intensité jusqu'à 1/300000^eme de K, si ce n'est une légère anisotropie (1/300^eme de degré) en direction de la constellation du Lion déjà évoquée. Ces légères fluctuations de température ont été décelées par COBE à 5.7 mm de longueur d'onde et confirmées depuis à différentes fréquences micro-ondes.

Ce rayonnement irradie sur toutes les fréquences, suivant indistinctement la distribution d'énergie théorique de la courbe de Planck. Ce rayonnement "fossile" a été émis par un milieu dont la température était stable et réglée avec une précision supérieure à 0.005% ! Grâce à la théorie de Planck, on peut démontrer que la forme du spectre du rayonnement fossile a uniquement été fonction de la température et non de la nature de la matière qui l'a émis. L'Univers qu'il fut fini ou déjà infini à cette époque était donc isotrope et homogène. Etant donné que l'Univers était mille fois plus chaud qu'aujourd'hui et qu'il était en équilibre, les distances entre les éléments devaient également être mille fois plus petites. Les fluctuations isothermiques ou adiabatiques évoluaient dans les mêmes proportions.

A présent, l'énergie de l'Univers se retrouve majoritairement dans la matière et à mesure que le temps s'écoule l'énergie du rayonnement devient de plus en plus faible, fonction de l'expansion de l'Univers. Ce rayonnement est le résidu de l'énergie non employée pour former la matière. L'Univers se compose à présent d'environ 75% d'hydrogène et de 25% d'hélium. L'ère de la matière a commencé.  

L'Univers de COBE Vers 300000 ans après le Big Bang, lorsque la température descendit sous 6000 K, la matière s'imposa au rayonnement et les premières proto-galaxies apparurent. A droite la répartition d'énergie dans l'univers un million d'années après le Big Bang. Selon Andrei Linde, dans l'univers en expansion les fluctuations quantiques ont formé des ondes qui sont devenues extrêmement étendues. Etant donné qu'elles ne se déplaçaient plus en raison de la friction qui régnait dans le milieu, elles ont localement augmenté l'énergie des champs scalaires et l'on diminué ailleurs, créant les inhomogénéités découvertes par COBE.

La phase stellaire

Quelques millions d'années s'écoulent et nous entrons dans la période gazeuse (stellaire). Selon certaines théories, c’est à cette époque que les premières protogalaxies ont pu se former à partir des fluctuations de la densité d'énergie et certainement grâce à la contribution d'une bonne partie de matière et d'énergie sombres, constituant au moins 73% du bilan énergétique. Mais si nous comprenons mieux quelles étaient les conditions qui prévalaient à cette lointaine époque, cela ne se traduit pas directement par la compréhension du mécanisme qui forma les galaxies. Selon P.Peebles[15] par exemple, les quelques échantillons que nous avons de ce puzzle permettent seulement de dire que le champ gravitationnel a amplifié les fluctuations de la distribution de la matière, freinant l’expansion des régions les plus denses qui devinrent encore plus denses. Ce phénomène s’observe encore à l’heure actuelle dans les amas de galaxies et les galaxies elles-mêmes qui se sont probablement assemblées par un processus similaire mais à une échelle plus petite.

En revanche, selon le modèle inflationnaire il faut attendre un milliard d'années pour que les premières galaxies se forment. La température est déjà tombée à 100 K (-173°C). A cette époque, l'énergie de l'univers est progressivement passée des UV aux ondes radioélectriques de très courtes fréquences. Dans des régions légèrement plus denses, l'expansion ralentit, freinée par l'attraction gravitationnelle de la matière devenue plus forte. Stoppant localement l'expansion, la présence de ces hétérogénéités locales créent des instabilités gravitationnelles. S'effondrant sur eux-mêmes, les nuages protogalactiques constitués d'hydrogène et d'hélium se forment ainsi que la poussière intergalactique.

Il est urgent aujourd’hui de vérifier si les prédictions des théories concurrentes concernant la formation des galaxies sont exactes. Mais le champ trop étendu du satellite COBE n’a pas permis de vérifier ces valeurs. Les mesures de toutes petites fluctuations dans le rayonnement du corps noir permettraient de valider nos lois. A l’heure actuelle, les physiciens travaillent à ces nouvelles expériences (WMAP et Planck) et ils serons gratifiés de leurs efforts le jour où l’une des théories entrevues dans les pages précédentes survivra à ces tests.  

A présent que l'Univers s'étend et se refroidit, la chimie vient du froid : l’univers baignant par 100 K, cette température est à présent non destructive et peut abriter les réactions biologiques qui donneront naissance à la vie. L'énergie nucléaire ainsi que la force de gravitation forment les étoiles de la première génération (Population II). Les galaxies sphériques apparaissent ainsi que les premiers quasars.

Les molécules s'organisent. Dans un espace visible qui fait déjà un bon milliard d'années-lumières de rayon, la lumière, qu'elle soit issue de quasars diamétralement opposés ou des étoiles garde la même fréquence, la même intensité de façon isotrope, en-dehors du principe de causalité qui empêche deux régions distantes de s'unir à une vitesse supérieure à celle de la lumière. Malgré les études sur les quasars, actuellement aucune théorie n'explique ce paradoxe. Mais il y en a d'autres (la structure fine, etc).

Nous connaissons la suite du processus grâce aux travaux des astrophysiciens. Il faut attendre 5 milliards d'années pour que le gaz intergalactique s'enrichisse avec l'explosion des premières supernovae. Le temps passe.

8 à 10 milliards d'années se sont écoulées depuis le début de l'Univers et les premières molécules complexes présagent la vie. La température est proche de 3 K. Le milieu interstellaire s'enrichit en éléments lourds grâce aux gaz expulsés dans l'espace par les étoiles de la première génération. Ci et là des atomes lourds rendent le milieu plus opaque. L'attraction gravitationnelle étant directement proportionnelle au produit des masses, ces atomes plus lourds rendent la contraction des nuages protostellaires plus aisée que par le passé, lorsque les gaz étaient encore légers. La contraction des nuages s'accélère d'elle-même, ils entrent en rotation, les étoiles de la deuxième génération naissent. La plupart des galaxies, dont la Voie Lactée se forment.

Du Soleil et des hommes

Il y a 5 milliards d'années d'ici, environ 10 milliards d'années après le Big Bang, la matière éjectée des étoiles de la première génération donna naissance au Soleil et aux planètes. 

Il faudra encore attendre environ 1.1 milliards d'années pour voir la vie se développer sur la Terre primitive et patienter encore 3.9 milliards d'années (jusqu'à environ 10 millions d'années avant notre ère) pour que l'ancêtre de l'homme apparaisse. 

Aujourd'hui l'Univers contient 85% d'hydrogène et entre 7 et 10% d'hélium. L'Univers continue son expansion comme t^2/3 et sa température se dilue toujours pour atteindre 2.7277 ± 0.002 K.