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.

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 la sphère observable équivaut à l'étendue du système solaire.

Début de l'ère leptonique

Un millième de seconde après le Big Bang, lorsque la température atteignit 1000 milliards de degrés soit 10¹² K, la température de seuil du plus léger hadron est franchie (celle du méson π qui est inférieure à 140 MeV); c'est la fin de la production des particules. Nous entrons dans l'ère leptonique, la leptogénèse dominée par l'interaction nucléaire faible 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 soit 10¹¹ K. 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 s mais elle est déjà ralentie de moitié par la gravitation. L'énergie totale de l'Univers est d'environ 21x10⁴⁴ 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 après le Big Bang, la durée caractéristique de l'expansion de l'Univers est de 0.2 s, sa température est de 31.5 milliards de Kelvins. La mécanique statistique nous dit que l'Univers contient essentiellement des photons, des neutrinos, des électrons, des mésons et leur antiparticule. La proportion de matière est de 1.61 protons pour chaque neutron (environ 2/3 - 1/3) et tant que l'équilibre thermique est maintenu elle va même atteindre temporairement la proportion de 4.49 protons pour 1 neutron grâce aux collisions avec des neutrinos ou des positrons.

La densité des protons et des neutrons est très faible, de l'ordre de 1.5 fois celle de l'eau. Etant donné le niveau de température, la densité d'énergie du rayonnement est encore gigantesque comparée à celle des protons et des neutrons. La densité de masse du rayonnement est 5 millions de fois supérieure à la densité de masse des protons et neutrons. La physique quantique nous dit que le rayonnement n'est pas distribué de façon homogène dans l'espace mais se concentre dans les photons. A cette époque, on dénombre environ 1.7 milliard de photons pour chaque neutron. Pour 8 photons il y a 6 électrons, 6 positrons, 9 neutrinos et 9 antineutrinos. Il y a également un électron supplémentaire pour chaque proton si bien que le mélange est électriquement neutre. L'Univers est en équilibre, son énergie diminuant en fonction de la quatrième puissance de sa température. Mais cet état d'équilibre thermique ne va pas durer longtemps car certains neutrons vont se transformer en protons suite aux collisions. Comme on le voit dans le tableau ci-dessous, la concentration des protons va donc progressivement augmenter eu détriment de celle des neutrons.

Une seconde après le Big Bang, la température descend sous 10 milliards de Kelvins et la densité de l'énergie est de l'ordre du MeV. La densité totale de l'Univers représente 380000 fois celle de l'eau. Avec la chute de température, l'équilibre thermique ne peut plus se maintenir. La différence de masse entre neutrons et protons devient significative car leur masse au repos est d'environ 1 GeV. Conséquence de cette baisse de la température, 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 des rayons gamma.

Sous 1 MeV, la création de neutrons s'arrête également. Leur abondance qui dépend de l'interaction nucléaire faible et du taux d'expansion est passée à 3.18 protons pour 1 neutron. Ce rapport se fige quasi définitivement, les neutrons restant se détruisant uniquement par désintégration radioactive. En effet, les neutrons libres sont des particules instables qui se désintègrent spontanément au bout d'environ 15 minutes[16] en proton, électron et antineutrino électronique.

Les neutrons vont à présent jouer un rôle essentiel dans la constitution des noyaux lourds ainsi que dans toutes les réactions de fusion et de fission thermonucléaires grâce à la nucléosynthèse.

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 1.95 K non encore détecté. Son énergie est de l'ordre de 0.001 eV.

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. Il reste à présent une quantité égale de photons, d'électrons, de neutrinos et encore 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 continue son expansion.

La victoire de la matière

4 secondes après le Big Bang (bien qu'à présent la marge d’erreur sur l’échelle chronologique atteint un facteur 2. Il faut donc lire de 4 à 8 s), lorsque la température descend sous 6 milliards de Kelvins, la température de seuil égale 0.511 MeV. 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 la "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.

Toutefois l'abondance actuelle du lithium-7 dans l'univers est trois fois inférieure aux prédictions. Les physiciens ont cherché quelle réaction aurait pu le faire disparaître au cours de la nucléosynthèse du Big Bang mais en vain. En 2016 une équipe dirigée par Maxim Pospelov de l'Institut Perimeter de Waterloo au Canada a proposé l'existence d'une nouvelle particule X électriquement neutre et d'une masse au repos entre 1.6-20 MeV qui aurait pu réduire la quantité de lithium. En effet, elle aurait soit détruit les nucléons de béryllium en hélium-3 et hélium-4 avant qu'ils n'aient pu décroître en lithium-7, soit elle aurait détruit les nucléons de deutérium en ses constituants, protons et neutrons. Dans ce dernier cas, les neutrons libres auraient détruit le lithium mais il se serait recombiné avec des protons, laissant intacte l'abondance du deutérium (de même que celle de l'hélium-4 dont l'énergie de liaison est supérieure à 20 MeV).

Pospelov pense également que cette hypothétique particule X aurait pu servir de médiateur entre la matière baryonique et la matière sombre omniprésente. Son médiateur aurait une masse de l'ordre de 10-30 MeV. 

Pour l'heure la théorie de Pospelov est purement spéculative et plusieurs physiciens théoriciens l'ont critiquée, mais elle peut être testée. On en reparlera.

Par la suite les réactions entre particules ont ralenti 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 protoétoiles déclenchent à nouveau cette réaction. Ce sera l'escalade vers la vie.

Mais en attendant les photons portent encore suffisamment d'énergie pour briser les atomes. L'Univers ne contient encore que des noyaux et des électrons plongés dans un bain de matière non-baryonique et d'énergie sombre (ou noire). 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.

Comme évoqué précédemment, au bout 15 minutes les neutrons qui restent dégénèrent et se désintègrent en protons, électrons et antineutrinos. A ce point, le rapport neutron/proton est tombé à 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 et indétectable par 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 1h 15 m. 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 primordiale (c'est-à-dire celle consécutive au Big Bang pour la différencier de la nucléosynthèse stellaire qui n'apparaîtra que des centaines de millions d'années plus tard, lorsque les premières étoiles se formeront).

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 rayons gamma. Les particules gardent une certaine liberté les unes par rapport aux autres. Pour l'instant le plasma est encore très chaud et totalement ionisé. L'intense rayonnement empêche les ions (noyaux atomiques) et les électrons de s'unir et de former des atomes et les premiers éléments lourds (D et He).

La densité de masse équivalente du rayonnement étant supérieure à celle du plasma, la gravitation ne parvient pas encore à vaincre la pression des photons; l'Univers reste opaque.

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. Il faut donc attendre à la fois que l'Univers se refroidisse et qu'une quantité suffisante de matière se forme pour que le champ gravitationnel puisse s'opposer à la densité du rayonnement.

Par conséquent rien ne se crée, seul l'Univers rayonnant au sens propre continue de s'étendre, sa température chutant en raison du carré inverse de sa vitesse d'expansion.

Aussi, en attendant de meilleures conditions, le temps s'écoule - selon les scénarios de quelques années à quelques centaines de milliers d'années -, le rayonnement présentant encore une densité totale voisine de 10000 milliards de masses solaires (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 de radiation du rayonnement devient inefficace face à l'effet de la gravité, son influence diminue dans un rapport d'environ un milliard. La masse de Jeans atteint en moyenne 100000 M et il faut encore patienter afin qu'elle dépasse la densité de masse du rayonnement.

Cette matière baryonique est encore fortement couplée aux photons car il s'agit encore d'un mélange de plasma et de rayonnement. Concrètement, à mesure que les baryons constituant la matière se condensent par gravité et perdent leur énergie jusqu'à ressembler à de la matière froide, les photons s'y opposent en excerçant une pression de radiation afin que l'équilibre des forces soit maintenu. Ce phénomène provoque des ondes acoustiques, autrement dit l'Univers entre en oscillation. Explications.

Comme la membrane d'un tambour couverte de grains représentant la matière vibre lorsqu'elle subit un choc, au gré des forces antagonistes le plasma couplé aux photons se met à osciller comme des ondes sonores, produisant ce qu'on appelle des oscillations acoustiques de baryons ou BAO (cf. la matière sombre pour les détails). Ce mélange de matière baryonique et de rayonnement génère un "son", une signature cosmologique typique que les scientifiques ont pu notamment extraire des données de la mission Planck.

Cela signifie également qu'à partir des fluctuations originelles de la matière baryonique et de la matière sombre et de leur densité actuelle respective, on peut extraire la signature de la matière sombre qui forme aujourd'hui le halo des galaxies.

Ce sont les rares évènements qui s'est produisent durant cette phase radiative.

Les Âges Sombres

Alors que jusqu'à présent l'Univers était composé de plasma, de gaz ionisé et de matière sombre, vers 300000 à 370000 ans après le Big Bang, vers z ~ 1100, du fait que la température continue à chuter - nous sommes passés sous 4000 K -, l'Univers devient neutre mais reste opaque; c'est le début des "Âges Sombres" qui sont marqués par un phase importante, la recombinaison.

La recombinaison

Vers 380000 ans après le Big Bang, à z = 1091.64, lorsque l'univers visible avait 0.1% de sa taille actuelle soit 46.5 millions d'année-lumière de rayon, sa température descendit sous environ 3000 K. Selon les résultats obtenus par le satellite WMAP, l'Univers se compose alors de 12% d'atomes, 15% de photons, 10% de neutrinos et contient 63% de matière tandis que l'énergie sombre ne dominait pas encore l'Univers (par comparaison, aujourd'hui l'Univers contient 4.6% d'atomes, 23% de matière sombre et 72% d'énergie sombre).

L'Univers contient encore 1 milliard de photons pour chaque proton. Ces derniers ont une énergie de repos de 0.94 GeV, c'est-à-dire que ces particules ont une énergie aussi puissante 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 évènement presque insignifiant sera le point de départ de la structure actuelle de l’Univers. En effet, dès l'instant où les photos énergétiques des rayons gamma ne peuvent plus briser les baryons et transformer la matière sous forme ionisée, le plasma commence à se transformer en gaz.

Juste avant ce changement crucial, les plus grandes oscillations BAO dépendaient de la distance qu'une onde sonore pouvait parcourir. Déterminée par la vitesse du son dans le plasma, environ 400000 ans après le Big Bang cette distance était de près de 500 millions d'années-lumière et n'a plus varié une fois que l'Univers s'est refroidi et cessa d'être un plasma, laissant de vastes ondulations spatiales, c'est-à-dires des bulles. Au cours des milliards d'années qui suivirent, les galaxies se sont formées aux endroits de plus forte densité, dans d'énormes structures en périphérie de ce qui ressemble encore de nos jours à ces bulles. On y reviendra à propos de la structure de l'Univers.

A l'époque de la recombinaison, dès que le plasma commence à se transformer en gaz, les fusions atomiques débutent et donnent 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 (la première "combinaison" ayant eu lieu au moment du Big Bang) et les premiers atomes neutres apparaissent, l'hydrogène ainsi que l'hélium.

C'est à cette époque que se forma la toute première molécule de l'Univers, HeH+, l'ion d'hydrure d'hélium, l'acide le plus puissant. Bien que fragile et se formant dans des conditions très particulières, cette molécule fut détectée en 2019 dans la nébuleuse planétaire NGC 7027 située dans le Cygne. On y reviendra à propos du milieu interstellaire.

A voir : La théorie du Big Bang

L'Univers - Les mystères du Big Bang

A gauche, les étapes clés de l'évolution de l'Univers dont les Âges Sombres durant lesquels se produisit la recombinaison. A droite, distribution des fluctuations thermiques du rayonnement cosmologique à 2.7 K mesurées par le satellite Planck. Vers 380000 ans après le Big Bang, lorsque la température descendit sous 3000 K, la matière s'imposa au rayonnement créant localement des fluctuations du niveau d'énergie de l'ordre de 200 μK. Documents S.G. Djorgovksi/Caltech Digital Media Center adapté par l'auteur et ESA - Collaboration Planck.

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 notamment au rayonnement cosmologique diffus à 2.7 K. 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 et est assurée de ne plus être entravée par l'agitation des photons.

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 de toutes les structures cosmiques.

Nous captons aujourd'hui cette émission résiduelle du Big Bang, dégradée au fil du temps, sous la forme du rayonnement cosmologique refroidit à 2.7 K, une énergie devenue mille fois plus faible, sans variation d'intensité jusqu'à 2 millionièmes de Kelvin, si ce n'est une légère anisotropie (1/300^e de degré) en direction de la constellation du Lion déjà évoquée.  Ce rayonnement cosmologique fut émis par un milieu dont la température était stable et réglée avec une précision supérieure à 0.0005% ! Ces légères fluctuations de température (et de polarisation) ont été décelées par COBE à 5.7 mm de longueur d'onde et confirmées depuis à différentes fréquences micro-ondes par les satellites WMAP et Planck.

Ce rayonnement irradie sur toutes les fréquences, suivant indistinctement la distribution d'énergie théorique de la courbe de Planck, autrement dit identique à celle du corps noir rayonnant à la même température.

La recombinaison 3800000 ans après le Big Bang, les premiers atomes neutres se forment, l'hydrogène ainsi que l'hélium. Document NCSA.

Grâce à la théorie de Max Planck, on peut démontrer que la forme de la courbe d'émission du rayonnement cosmologique à 2.7 K a uniquement été fonction de la température et non de la nature de la matière qui l'a émis. De plus, l'Univers qu'il fut fini ou déjà infini à cette époque était isotrope et homogène.

Etant donné que l'Univers était mille fois plus chaud qu'aujourd'hui et qu'il était en équilibre (entropie constante), les distances entre les éléments devaient également être mille fois plus petites. Les fluctuations adiabatiques (les fluctuations de densité s'accompagnant de variations de pression et température) évoluaient dans les mêmes proportions.

A présent, l'énergie de l'Univers se retrouve majoritairement dans la matière tandis que l'énergie des photons, neutrinos et autres gravitons devient de plus en plus faible et de basse fréquence à mesure que l'expansion se poursuit. L'Univers se compose à présent d'environ 75% d'hydrogène et de 25% d'hélium. L'Univers peut enfin se matérialiser. Par matérialisation, on entend la transformation de l'énergie en matière et son effondrement en structures cosmiques.

C'est durant les Âges Sombres Le temps entre la recombinaison et la formation des premières étoiles. Pendant ce temps, la seule source de photons était l'hydrogène émettant des ondes radio sur la ligne d'hydrogène. Les photons CMB se propageant librement rapidement (en environ 3 millions d'années) se sont déplacés vers le rouge vers l'infrarouge, et l'univers était dépourvu de lumière visible.

A l'époque de la recombinaison, l'Univers subit des fluctuations primordiales dont les mécanismes décrits par les théories d'inflation sont encore mal connus. Toutes ces théories prévoient différents types de fluctuations mais toutes s'accordent sur un point : elles ne dépendent pas de l'échelle caractéristique de l'Univers puisque la gravitation n'a pas d'échelle préférentielle.

Selon les modèles inflationnaires compatibles avec les observations (car il existent plusieurs théories d'inflation), les fluctuations primordiales présentaient une amplitude indépendante de la taille des structures (de l'ordre 0.00003 en échelle relative selon les mesures de la mission Planck). Avant la victoire de la matière, les fluctuations de densité ne pouvaient croître que si elles étaient plus grandes que l'horizon cosmologique et donc former de gigantesques structures primordiales. A présent que l'horizon les a rattrapés, la pression d'énergie des photons empêche la croissance des petites structures et privilégie les plus grandes. Leur taille correspond aux structures ayant une masse juste supérieure à la masse critique de 1 million de masses solaires, l'équivalent d'une petite galaxie naine. Puis peu à peu, en fonction de l'expansion de l'Univers, des structures plus grandes et donc plus massives vont devenir instables et se découpler de l'expansion. C'est ce phénomène qui est à l'origine de la formation hiérarchique des structures par fusion tout en se rappelant que l'effondrement eut lieu dans l'ensemble de l'Univers et que le mécanisme préexistait dès l'apparition des fluctuations, et donc avant le découplage des photons et la matérialisation de l'Univers.

L'Aube Cosmique

La période qui s'étend entre environ 250-350 millions d'années après le Big Bang, lorsque les premières étoiles, trous noirs et galaxies de l'Univers se sont formés est surnommée "l'Aube Cosmique". L'expression est rarement utilisée car c'est un terme plutôt médiatique qui ne représente pas réellement un phénomène astrophysique particulier.

L'Aube Cosmique est une Terra Incognita des astrophysiciens et des cosmologistes car jusqu'à présent aucun instrument ne permettait de sonder cette époque reculée, les télescopes optiques de classe VLT et le HST s'arrêtant vers z~11 ou 13.3 milliards d'années-lumière mais où ils travaillent à la limite de leurs performances. En revanche, grâce au télescope spatial James Webb (JWST) et aux nouveaux radiotélescopes interférométriques tels que SKA LOW, NenuFAR et le futur SKA-2, nous pouvons désormais sonder cette époque jusque vers z~30 soit quelque 200 millions d'années après le Big Bang. On détaillera donc cette époque lorsque nous aurons suffisamment de données pour la décrire.

Fin des Âges Sombres

Après réexamen des données de la mission Planck concernant la polarisation du rayonnement à 2.7 K[17], les astronomes estimaient que les Âges Sombres se seraient terminés vers 700 millions d'années après le Big Bang, vers z = 20 et une température de 60 K, soit 150 millions d'années ans plus tard que prévu. En fait, les Âges Sombres se sont totalement achevés 400 millions d'années plus tard (cf. S.Bosman et al., 2022). On y reviendra page suivante.

Ensuite, nous entrons dans l'ère de la réionisation qui fait l'objet du prochain chapitre.

Prochain chapitre

La réionisation

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[15] La baryogénèse électrofaible et donc tardive et à basse énergie reste une hypothèse de travail, Andreï Sakharov ayant proposé en 1967 qu'elle se serait manifestée durant l'époque de la GUT. Toutefois les scientifiques espèrent la détecter aux faibles énergies que leur permettent d'atteindre les accélérateurs de particules. Alan Guth et Joseph Silk parmi d'autres physiciens ou astronomes sont favorables à cette baryogénèse à basse énergie. [16] La demi-vie et donc la décroissance du neutron libre est difficile à calculer. En 2021, les expériences indiquaient que sa demi-vie est de 877.75 secondes avec une incertitude de 0.039% soit 14.629 ±0.005 minutes ou ~14m 37.68s. Cf. F.M. Gonzalez et al., 2021. Lire aussi Physical World, 2013. [17] Les photons du rayonnement à 2.7 K sont polarisés car ils sont diffusés par les électrons libérés par les atomes d'hydrogène ionisés. L'effet de la polarisation est l'une des rares contraintes pratiquement indépendante des autres paramètres cosmologiques. La mesure de cet effet a conduit les astronomes à reculer la date à laquelle les Âges Sombres se sont terminés, passant de 450 millions d'années après le Big Bang selon WMAP à 700 millions d'années après le Big Bang selon Planck. Lire l'article publié le 2 septembre 2016 par l'ESA.

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