1°S3 H.A.M.M.
TPE 2014
Le Big Bang
Il nous est impossible d'évoquer la fin de l'Univers sans parler de son début.
Que s'est-il passé durant la première seconde de l'Univers, juste après le Big Bang ? Eh bien il s'est probablement
passé plus de choses durant cette courte période que pendant tout le reste de l'histoire de l'Univers !
bIG BANG : la naissance d'une théorie
Directement issue des équations de la relativité générale d'Einstein et développée par le physicien belge Georges Lemaitre, la théorie du Big Bang a été mise en évidence par l'astronome américain Edwin Hubble en 1929. Contrairement à ce qu'on pourrait pensé le terme "Big Bang" a été employé ironiquement en 1948 par le cosmologiste britannique Fred Hoyle qui voulait tourner en dérision cette théorie dont il était le premier grand détracteur. Cette expression est de nos jours toujours utilisée du fait de son aspect très parlant et imagé.
Appuyée par de nombreuses observations ( lumière et rayonnement fossiles, omniprésence d'éléments chimiques "légers", expansion de l'Univers, ...) la théorie du Big Bang est aujourd'hui la théorie la plus acceptée par la communauté scientifique pour décrire la manière dont l'Univers tel que nous le connaissons s'est constitué. La théorie du Big Bang repose sur l'hypothèse que l'Univers aurait commencé à se dilater à partir d'un état extrêment dense et chaud. L'histoire de la matière commencerait ainsi il y a 13,7 milliards d'années, avec la naissance de notre Univers lors de la période du Big Bang.
Les premiers intants de l'Univers
D'après la théorie, l'Univers aurait connu deux ères bien distinctes : l'ère de Planck et l'ère inflationnaire.
L'ère de Planck:
L'ère de Planck, du nom du père fondateur de la théorie quantique Max Planck, est un phénomène très bref situé immédiatement après l'instant zéro. Sa durée est de l'ordre de 10-43 secondes. Cette époque est caractérisée par une densité d'énergie et une chaleur inimaginablement extrêmes : 1032 Kelvin (0 K=-273.15°C) !
Les conditions physiques y sont tellement hors du commun que la physique moderne ne possède pas encore de théorie capable de les appréhender.
Cette difficulté vient du fait que les quatre forces fondamentales n'étaient pas séparées comme aujourd'hui, mais réunies en une seule et même superforce que nos scientifique ont du mal à décrire. Il n'est pas possible de dire comment se déroule cette phase - même s’il existe déjà des modèles spéculatifs - en l'absence d'une théorie physique offrant un cadre pertinent pour la décrire. Aussi les notions de temps et d'espace sont très incertaines, puisqu'elles n'existaient peut être pas encore et la valeur de 10-43 secondes n'est donné qu'à titre indicatif.
La connaissance humaine atteint ainsi ses limites.
10-43 seconde, c’est pour la physique quantique l’unité de temps incompressible. L’univers avait alors une taille de 10-33 cm ! C’est pour nous la plus petite unité d’espace, la plus petite distance possible entre deux points dans l’univers : une distance indivisible. A titre de comparaison, un seul atome d’hydrogène, qui est l’atome le plus répandu dans l’univers, est 10 millions de milliards de fois plus grand que cette distance ! L'énergie présente dans l'Univers, égale à toute celle qui règne encore aujourd’hui dans tout l’univers, est de 1028 eV. Toute la matière (la future matière) de l’univers étant concentrée dans cette sphère si quantiquement minuscule, la densité de Planck est elle aussi affolante : 1094 fois celle de l’eau.
L'ère inflationnaire :
A la fin de l'ère de Planck, la température a suffisament baissé pour que la force d'attraction gravitationnelle se sépare des trois autres forces. C'est à partir de ce moment que la physique actuelle permet de comprendre les différents phénomènes qui se produisent. La gravité sera dorénavant décrite par la théorie de la relativité générale, les trois autres forces par la mécanique quantique.
Le premier évènement significatif de l'histoire de la matière se produit entre 10-38 et 10-35 secondes. La température toujours en forte baisse, atteint
le point où la force nucléaire forte se désunie elle aussi des deux autres force. Cet évènement s'accompagne de l'injection d'une formidable quantité d'énergie dans l'Univers. Ceci provoque brutale flambée de répulsion dans le vide, appelée l'inflation. En un rien de temps, cet univers vide se dilate
1050 fois tandis les distances relatives dans l'Univers sont multipliées par un facteur 1035.
nucleosynthese primordiale
Une centaine de secondes après le Big Bang, les photons ont encore perdu de l’énergie et ne peuvent plus empêcher protons et neutrons de s’associer de façon durable. C’est l’époque de la nucléosynthèse primordiale, pendant laquelle apparaissent les premiers noyaux complexes, en particulier l’hélium, et dans des proportions moindres, le deutérium et le lithium.
Les premiers atomes
Après des premières secondes plutôt mouvementées, l’évolution de l’Univers va se faire à un rythme beaucoup plus lent. Le dernier événement majeur que l’on place encore dans l’ère du Big Bang ne se produira qu’après 380 000 ans d’expansion, lorsque la température de l’Univers atteint les 3000 degrés. Jusqu’à ce point, les photons possédaient une énergie suffisante pour détruire toute liaison qui se serait mise en place entre un noyau et un électron.
Ceci avait deux conséquences : d’une part, la formation d’atomes stables était impossible, d’autre part, les photons n’avaient qu’une durée de vie très limitée puisqu’ils étaient absorbés par le premier atome venu. Lorsque les photons perdent leur pouvoir de nuisance, noyaux et électrons peuvent finalement créer des liaisons durables et donner naissance à des ensembles stables : les premiers atomes d’hydrogène et d’hélium.
En même temps, comme les photons n’interagissent plus guère, ils peuvent dorénavant se propager librement et l’Univers devient en quelque sorte transparent, jusqu'au moment où la lumière fut ! A 2,5 milliards d'années, les étoiles et les galaxies se forment.
Mieux comprendre par l'image
Toute théorie doit avoir ses preuves...
Comme toute théorie digne de ce nom, celle du Big Bang a ses détracteurs. Cependant elle demeure aujourd'hui l'hypothèse la
plus acceptée chez les scientifiques quant à la naissance de notre Univers. Cette notoriété est le fruit de preuves irréfutables.
Preuve 1
L'expansion : le décalage vers le rouge
L'effet Doppler-Fizeau énonce qu'une source d'ondes en mouvement déforme l'onde qu'elle émet. Lorsqu'un objet se rapproche de nous, ses raies se décalent vers des longueurs d'ondes plus petites, vers le bleu. Au contraire, lorsque celui-ci s'éloigne de nous, ses raies spectrales se décalent vers des longueurs d'onde plus grandes, vers le rouge. Plus la source se déplace rapidement, plus le décalage est important. L'étude des spectres d'émission des galaxies lointaines révèlent d'importants décalages vers le rouge, ce qui veut dire qu'elles s'éloignent de nous à grande vitesse : c'est le redshift. Grâce à ces observations, l'astronome américain Edwin Hubble a conclu que si les galaxies s’éloignent les unes des autres, elles doivent initialement provenir d’un même point. L’effet Doppler-Fizeau est donc en accord avec la théorie du Big Bang.
RAPPEL : L'atome est composé d'un noyau formé de protons et de neutrons, ainsi que d'électrons gravitant autour de celui-ci. Les neutrons sont électriquement neutres tandis que les protons et les électrons s'opposent en terme de charges.
Ce schéma montre bien qu'un objet s'éloignant aura des raies spectrales qui se décalent vers le rouge alors qu'un objet se rapprochant aura des raies spectrales décalées vers le bleu.
Cartographier les infimes variations de température (ou d'intensité) du fond diffus cosmologique montrant l'Univers tel qu'il était 380 000 ans après le Big Bang : telle est la mission du télescope spatial Planck. Mission accomplie puisque c'est à lui qu'on doit la carte la plus détaillée jamais obtenue du fond diffus cosmologique.
Durant l'Univers primordial, les photons étaient répartis de manière irrégulière, d'où les tâches sur les cartes des satellites. Les tâches les plus sombres nous révèlent un espace concentré en matière et donc la future formation de galaxies à cet endroit, tandis que les plus claires nous indiquent un espace peu concentré en matière et donc du vide.
En outre, il est possible d'analyser ces taches grâces à de nombreux calculs complexes dans le but de trouver la composition chimique de notre Univers. Ce faisant, nous obtenons que l'Univers est composé d'environ 76% d'hydrogène, 24% d'hélium et moins de 1% d'autres éléments chimiques, ce qui correspond bien à notre Univers aujourd'hui.
Preuve 2
Le rayonnement fossile
Le rayonnement fossile ou fond diffus cosmologique a été découvert par hasard en 1960 par Penzias et Wilson, radio-astronomes. Ils pensaient au départ que le télescope présentait un défaut puisqu'ils observaient des ondes radios, et donc de la lumière, de manière permanente. Mais après avoir chassé les oiseaux qu'ils croyaient responsables de ces perturbations et vérifié l'instrument, ils observaient toujours le même phénomène, qui était en fait les ondes issues du rayonnement fossile.
Le fond diffus cosmologique est un rayonnement ambiant qui forme une sphère tout autour de notre Univers observable, c'est donc la preuve de la présence de nombreux photons au commencement de celui-ci. Ces photons ont été émis d'un coup durant l'Univers primordial, une fois que les atomes furent formés, les photons interagissant avec les protons et les électrons. Les propriétés du rayonnement fossile correspondent à celles du rayonnement thermique d'un corps noir - élément chaud et dense dont le spectre électromagnétique ne dépend que de sa température - à 2,726 Kelvin. Il s'explique comme étant un reste de la période d'intense chaleur qu'a connu l'Univers suite au Big-Bang, il y a plus de 13 milliards d'années.
Carte de la température du rayonnement fossile sur tout le ciel réalisée par le satellite Planck en 2013
Preuve 3
L'Abondance d'éléments chimiques légers
Comme vu précédemment, quelques temps après la création de l'Univers, les neutrons et les protons fusionnent pour former les noyaux : c'est la nucléosynthèse primordiale.
A cette époque, les électrons sont toujours indépendants. La température ayant baissée, les électrons peuvent se lier avec les noyaux pour former les atomes. Cette nucléosynthèse ne dure que quelques minutes car la température baisse de nouveau et ne permet plus la formation d'atomes. C'est à ce moment que l'Univers devient transparent et que la lumière apparait. En 1948, le physicien américain George Gamow a fait les premiers calculs concernant les photons et la composition de l'Univers. Il proposait deux cas différents :
CAS 1 : L'Univers, durant ses tous premiers instants, contenait des neutrons, des protons, des électrons et peu de photons. Ce qui amènerait à un univers très chargé en fer.
CAS 2 : L'Univers, contenait des neutrons, des protons, des électrons et beaucoup de photons. Ce qui amènerait à un univers composé de 76% d'hydrogène, 24 % d'hélium et moins de 1% d'autres éléments chimiques tels que le lithium.
La nucléosynthèse primordiale n'ayant duré que quelques minutes, seuls les éléments chimiques légers (hydrogène, hélium et lithium) ont pu être formés. Les éléments plus lourds, eux, résultent de la nucléosynthèse stellaire qui a eu lieu dans les étoiles des milliers d'années plus tard.
Gamow s'est ainsi aperçu que le cas 2 était la théorie valide. Les pourcentages du deuxième cas sont de plus identiques à ceux trouvés grâce aux tâches du rayonnement fossile et donc à ceux d'aujourd'hui.
