5- De 1 seconde à 3 minutes :

A la date 1 seconde, la température de l’Univers est de 10¹⁰ ° K, et elle continue de diminuer en même temps que la densité.

Si les neutrons et les protons étaient en nombre égal jusque-là, la petite différence de masse entre les deux (de l’ordre de 2 x 10^-30 kg), conduit à une désintégration rapide du neutron en un proton et un électron. Au bout de quelques secondes il ne reste plus qu’1 neutron pour 7 protons (cette proportion est celle encore observée aujourd’hui).

On assiste alors aux premières réactions nucléaires ( nucléosynthèse primordiale) : les protons et les neutrons fusionnement pour former les premiers noyaux atomiques (document 31).

(document 31) L’atome est composé d’un noyau et d’un cortège d’électrons. Ce noyau est composé de neutrons et de protons, eux-mêmes composés de trois quarks.

Cependant, l’Univers se refroidissant à une vitesse spectaculaire, il n’y a bientôt plus assez de chaleur pour permettre la formation d’autres éléments, plus lourds que le lithium 7. Les quantités des éléments se stabilisent.

Partant des proportions précédentes en neutrons et protons, on estime qu’une fois la nucléosynthèse primordiale achevée, on devait trouver dans l’Univers environ 1 noyau d’hélium 4 pour 13 noyaux d’hydrogène (avec d’infimes quantités de deutérium, d’hélium 3 et de lithium 7), ce qui correspond en masse à 77% d’hydrogène et 23% d’hélium (document 33 et 34). L’Univers est alors constitué d’un plasma très dense de noyaux atomiques, d’électrons et de photons.

La température et la densité de l’Univers continuent de diminuer…

Voir Les particules élémentaires.

6- A partir de 3 minutes :

Jusqu’ici, l’Univers était resté opaque au rayonnement. Les photons, étaient constamment déviés de leur trajectoire en interagissant avec les innombrables électrons et noyaux atomiques.

En se dilatant et en se refroidissant à une température d’environ 10⁴° K, les électrons peuvent s’associer aux noyaux atomiques de base pour former des atomes neutres, et l’Univers permet alors le découplage entre la matière et le rayonnement. Les photons ainsi libérés voient leur libre parcours moyen passer de quelques centimètres à plusieurs millions d’années-lumière. L’Univers devient transparent et émet alors son premier rayonnement électromagnétique aux alentours de 300 000 ans, c’est le «  rayonnement fossile » (document 32).

L’Univers continue de se refroidir jusqu’à environ 2,7 K, ce qui est sa température actuelle.

(document 32) Cette image en fausses couleurs produite par le satellite COBE (Cosmic Background Explorer) grâce aux données infrarouges relevées entre 1989 et 1993, montre les faibles fluctuations de température de l’Univers primordial, révélant des sortes de grumeaux dans la soupe cosmique à partir desquels se sont formées les grandes structures de l’Univers (galaxies, amas de galaxies…).

Les écarts de température observés, bien qu’infimes – de l’ordre du millième de degré Kelvin, à la limite des possibilités de l’instrument – montrent une répartition inégale de la matière dans l’Univers. En effet, lors du découplage matière-rayonnement, le rayonnement s’est échappé plus difficilement des zones plus denses de l’Univers, ce qui explique qu’il soit légèrement plus froid : les zones bleues (froides) représentent les régions denses tandis que les zones rouges (chaudes) représentent les régions moins denses.

En effet, en 1949, Gamow avait démontré que, si le Big-Bang avait bien eu lieu, il devait en rester une trace dans tout l’Univers, sous forme de radiation électromagnétique, et il avait calculé que l’ expansion de l’Univers s’était accompagnée d’une augmentation de la longueur d’onde de cette radiation, qui devait maintenant se situer dans le domaine des ondes radio, et correspondre au maximum d’émission d’un corps à 5 Kelvins environ.

Or, en mai 1965, deux américains, un physicien, Arno Penzias, et un radioastronome, Robert Wilson, détectent une radiation correspondant à peu près à ces caractéristiques (2,7 K au lieu de 5) et provenant indifféremment de toutes les régions du ciel.

7 - Après 2 ou 3 milliards d’années :

A ce moment commence la formation des premières étoiles de l’Univers, au cœur de denses nuages de gaz. Agglutiné par la force gravitationnelle, l’hydrogène de ces étoiles entre en fusion, amorçant alors des réactions nucléaires stellaires très violentes et à haute température, qui vont former principalement de l’hélium, du carbone, de l’azote, de l’oxygène et du magnésium, ainsi que d’autres éléments jusqu’au fer (document 35).

(document 35) Répartition des différents éléments atomiques à l’intérieur de l’étoile (les échelles des couches ne sont pas respectées).

Une des caractéristiques les plus importantes de ce modèle est que plus on remonte dans le temps, plus la température est élevée. A partir de certaine données connues des scientifiques – appuyées par des expériences en laboratoire (accélérateurs de particules…) -, il est possible de calculer la température de l’Univers à diverses époques et ainsi de retracer son histoire thermique (document 36).

Il a été démontré alors que l’énergie produite par les principaux processus physiques au cours de l’histoire de l’Univers était proportionnelle à la température du rayonnement, mais aussi à l’intensité du processus considéré.

(document 36) Tableau récapitulatif des données thermiques et énergétiques en fonction de l’âge de l’Univers et du processus dominant.