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La théorie du Big Bang

Un baryon constitué de 3 quarks. Document T.Lombry.

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. Nous entrons dans l'ère hadronique dominée par l'interaction forte qui assure la cohésion des noyaux atomiques.

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) que nous venons d'évoquer avec les "conditions de Sakharov" résulte 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.

Troisième brisure de symétrie

10-10 sec après le Big Bang, le niveau d'énergie de l'Univers est inférieur à 100 GeV et la température de 1015 degrés.

Nous passons sous un seuil d'énergie où 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.

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.

A 10-6 sec la température tombe à 1013 K et la densité d'énergie à 1 GeV. La baryogénèse électrofaible peut commencer : la diminution de la température et donc de l'agitation des particules ne permet plus de créer des paires de quarks-antiquarks tandis que les quarks et les antiquarks sont presque tous éliminés. L'Univers contient encore 1 quark sur 300 millions, ce qui au total représente encore 1087 quarks.

Sous ce niveau d'énergie et de température, les triplets de quarks commencent à s'assembler pour former des protons et des neutrons. Notons toutefois que dans d'autres scénarii, ce processus s'est déjà déroulé durant ou juste après la GUT.[15]. Mais dans tous les cas, les quarks ne peuvent s'assembler en protons et neutrons que sous 1013 K.

Etant donné que nous ignorons la nature exacte de l'interaction entre les quarks et les autres particules, si on suppose que la force d'attraction qui règne entre quarks s'estompe lorsqu'ils sont suffisamment éloignés les uns des autres, certains physiciens ont imaginé qu'un petit nombre de quarks libres (non confinés) ont survécu et n'ont pas été annihilés. Leur abondance serait de l'ordre d'un quark (ou antiquark) pour 1 milliard de proton. Ce rapport est resté constant pendant l'expansion de l'Univers. Etant donné qu'un quark ne peut être détruit que lors de la collision avec un antiquark, le temps nécessaire à leur annihilation totale est supérieur à l'âge de l'Univers. Aujourd'hui l'abondance prédite des quarks libres serait égale à celle de l'or (~3.4x10-7 % dans l'Univers, soit presque autant que dans le corps humain). Or des expériences ont montré que l'abondance actuelle des quarks dans les roches terrestres et les océans est largement inférieure aux prédictions : les mesures indiquent que dans l'eau de mer il existe au maximum 1 quark libre pour 1020 atomes d'hydrogène. Si un certain nombre de quarks ont échappé à l'annihilation, le fait que nous n'ayons pas découvert beaucoup de quarks libres pourrait signifier que l'Univers n'a pas connu de phase excessivement chaude dépassant 1013 K ou 1 GeV.

Toutefois, les physiciens sont peu enclins à supporter cette idée du fait que le scénario du Big Bang chaud et du confinement des quarks expliquent bien plus d'évènements que l'hypothèse que certains quarks auraient pu échapper au confinement nucléaire. Aussi, pour l'heure la théorie du Big Bang chaud résiste parfaitement bien à ce genre d'attaque.

Quoi qu'il en soit, maintenant la quasi totalité des quarks sont confinés avec les gluons. L'énergie des photons leur permet encore de se transformer en paires de neutrons-antineutrons et électrons-positrons en libérant énormément d'énergie.

L'annihilation des paires de protons-antiprotons dégage encore plus d'énergie. En fait, l'annihilation d'un proton avec un antiproton libère une énergie à peine capable de produire un éclair de 1 MeV pendant un milliardième de seconde (1 eV représentant l'énergie acquise par un électron accéléré dans un champ électrique de 1 volt). Par comparaison 1 erg représente 620 MeV et il faut 10 millions d'ergs pendant 1 seconde pour générer une puissance de 1 watt. Cette énergie d'annihilation est donc très faible en soi mais l'Univers contient tellement de paires de particules à cette époque que sa densité d'énergie est encore très élevée, équivalente à une densité volumique de matière plusieurs milliards de fois supérieure à celle d'une étoile naine (1000 tonnes/cm3) et qui s'exprime donc en gigatonnes/cm3 !

L'énergie globale reste 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 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 Kelvin, 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 atteingnit 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 (T1/2). 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 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 sec., sa température est de 31.5 milliards de Kelvin. 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 milliards 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 Kelvin 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.

Concentration des neutrons et des protons

Evolution de la concentration des neutrons et protons (X et Y) 45 minutes après le Big Bang. t = λt = 1 après 30 minutes.

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 sec.), lorsque la température descend sous 6 milliards de Kelvin, 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 Kelvin.

Formation des noyaux légers

Transformation des baryons en noyau d'hydrogène et d'hélium. Document NCSA.

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 Kelvin 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 Kelvin. 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 Kelvin. 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.

L'évolution de l'Univers en fonction de la densité d'énergie, de la température et du décalage Doppler. Document T.Lombry.

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 sont encore suffisamment énergiques 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 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, noire 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 Kelvin. 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 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.

Courbe du spectre de puissance angulaire du rayonnement cosmologique à 2.7 K (qu'on peut comparer aux modes vibratoires de la membrane d'un tambour). Ce profil est déduit du modèle cosmologique Standard complété par la théorie de l'inflation. L'amplitude et la position des oscillations dépendent de l'âge de l'Univers, de sa taille, de sa composition, de sa densité, etc., bref de 6 paramètres cosmologiques et pas un de plus. Aux petites échelles, la concordance avec les prédictions est stupéfiante et renforce le modèle cosmologique du Big Bang complété par les théories de l'inflation et ΛCDM. Document ESA - Collaboration Planck.

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 Ages Sombres

Alors que jusqu'à présent l'Univers était composé de plasma, de gaz ionisé et de matière noire, vers 300000 ans après le Big Bang, du fait que la température continue à chuter, l'Univers devient neutre mais reste opaque; c'est le début des "Ages Sombres". Cette période est marquée 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 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 noire 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 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 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.

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 (la première "combinaison" ayant eu lieu au moment du Big Bang) et les premiers atomes neutres apparaissent, l'hydrogène ainsi que l'hélium.

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 Ages 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 (1/300e 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.

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.

Après réexam des données de la mission Planck concernant la polarisation du rayonnement à 2.7 K[17], les astronomes estiment que les Âges Sombres se seraient terminés vers 700 millions d'années ans après le Big Bang, soit 150 millions d'années ans plus tard que prévu.

La Renaissance cosmique peut enfin commencer. Nous entrons à présent dans l'ère de la réionisation.

Prochain chapitre

L'ère de 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 décroissance du neutron libre est difficile à calculer. Selon les auteurs, sa demi-vie est progressivement passée de 1 heure à l'époque de Gamow (1948), à 20.8 minutes, puis 14.7 minutes, 12.8 minutes et même 10.3 minutes. Aujourd'hui, la valeur généralement admise est de 15 minutes (887.7 secondes). Cf. également 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 Ages 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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