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LE BIG BANG

Un modèle cosmologique utilisé par les scientifiques pour décrire l'origine et l'évolution de l'Univers

f3.jpgIl a été initialement proposé en 1927 par le chanoine catholique belge Georges Lemaître, qui décrivait dans les grandes lignes l’expansion de l’Univers, avant que celle-ci soit mise en évidence par Edwin Hubble en 1929. Ce modèle a été désigné pour la première fois sous le terme ironique de Big Bang lors d’une émission de la BBC, The Nature of Things (littéralement « La nature des choses » - dont le texte fut publié en 1950), par le physicien anglais Fred Hoyle, qui lui-même préférait les modèles d'état stationnaire.

b7.jpgDe façon générale, le terme Big Bang est associé à toutes les théories qui décrivent notre Univers comme issu d'une dilatation rapide qui fait penser (abusivement) à une explosion, et est également le nom associé à cette époque dense et chaude qu’a connu l’Univers il y a environ 13,7 milliards d’années. Le moment du Big Bang est généralement considéré comme un temps zéro de notre univers, avec ou sans une singularité initiale, et sans que cela préjuge de l’existence ou non d’un temps qui l'aurait précédé.

Le concept général du Big Bang, à savoir que l’Univers est en expansion et a été plus dense et plus chaud par le passé, doit sans doute être attribué au russe Alexandre Friedmann, qui l'avait proposé en 1922, cinq ans avant Lemaître. Son assise ne fut cependant établie qu’en 1965 avec la découverte du fond diffus cosmologique, l'« éclat disparu de la formation des mondes », selon les termes de Georges Lemaître, qui attesta de façon définitive la réalité de l’époque dense et chaude de l’Univers primordial. Notons au passage qu'Albert Einstein, en mettant au point la relativité générale, aurait pu déduire l'expansion de l'Univers, mais a préféré modifier ses équations en y ajoutant sa constante cosmologique, car il était persuadé que l'Univers devait être statique.

Le terme de Big Bang chaud (Hot Big Bang) était parfois utilisé au début pour indiquer que, selon ce modèle, l’Univers était plus chaud quand il était plus dense. Le qualificatif de « chaud » était ajouté par souci de précision, car le fait que l’on puisse associé une notion de température à l’Univers dans son ensemble n’était pas encore bien compris au moment où le modèle a été proposé, au milieu du XXe siècle.

Selon le modèle du Big Bang, l’Univers actuel a émergé d’un état extrêmement dense et chaud il y a un peu plus de 13 milliards et demi d’années.

Chronologie à rebours du Big Bang

Du fait de l’expansion, l’univers était par le passé plus dense et plus chaud. La chronologie du Big Bang revient essentiellement à déterminer à rebours l’état de l’univers à mesure que sa densité et sa température augmentent dans le passé.

L’univers aujourd’hui (+ 13,7 milliards d’années)

L’univers est à l’heure actuelle extrêmement peu dense (quelques atomes par mètre cube) et froid (2,73 kelvins, soit -271 °C). En effet, s’il existe des objets astrophysiques très chauds (les étoiles), le rayonnement ambiant dans lequel baigne l’univers est très faible. Cela provient du fait que la densité d’étoiles est extrêmement faible dans l’univers : la distance moyenne d’un point quelconque de l’univers à l’étoile la plus proche est immense. L’observation astronomique nous apprend de plus que les étoiles ont existé très tôt dans l’histoire de l’univers : moins d’un milliard d’années après le Big Bang, étoiles et galaxies existaient déjà en nombre. Cependant, à des époques encore plus reculées elles n’existaient pas encore. Si tel avait été le cas, le fond diffus cosmologique porterait les traces de leur présence.

La recombinaison (+ 380 000 ans)

380 000 ans après le Big Bang, alors que l’univers est mille fois plus chaud et un milliard de fois plus dense qu’aujourd’hui, les étoiles et les galaxies n’existaient pas encore. Ce moment marque l’époque où l’univers est devenu suffisamment peu dense pour que la lumière puisse s’y propager, essentiellement grâce au fait que le principal obstacle à sa propagation était la présence d’électrons libres. Lors de son refroidissement, l’univers voit les électrons libres se combiner aux noyaux atomiques pour former les atomes. Cette époque porte pour cette raison le nom de recombinaison. Comme elle correspond aussi au moment où l’univers a permis la propagation de la lumière, on parle aussi de découplage entre matière et rayonnement. La lueur du fond diffus cosmologique a donc pu se propager jusqu’à nous depuis cette époque.

La nucléosynthèse primordiale (+ 3 minutes)

Moins de 380 000 ans après le Big Bang, l’univers est composé d’un plasma d’électrons et de noyaux atomiques. Quand la température est suffisamment élevée, les noyaux atomiques eux-mêmes ne peuvent exister. On est alors en présence d’un mélange de protons, de neutrons et d’électrons. Dans les conditions qui règnent dans l’univers primordial, ce n’est que lorsque sa température descend en dessous de 0,1 MeV (soit environ un milliard de degrés) que les nucléons peuvent se combiner pour former des noyaux atomiques. Il n’est cependant pas possible de fabriquer ainsi des noyaux atomiques lourds plus gros que le lithium. Ainsi, seuls les noyaux d’hydrogène, d’hélium et de lithium sont produits lors de cette phase qui commence environ une seconde après le Big Bang et qui dure environ trois minutes. C’est ce que l’on appelle la nucléosynthèse primordiale, dont la prédiction, la compréhension et l’observation des conséquences représentent un des premiers accomplissements majeurs de la cosmologie moderne.

L’annihilation électrons-positrons

Peu avant la nucléosynthèse primordiale (qui débute à 0,1 MeV), la température de l’univers dépasse 0,5 MeV (cinq milliards de degrés), correspondant à l’énergie de masse des électrons. Au-delà de cette température, interactions entre électrons et photons peuvent spontanément créer des paires d’électron-positrons. Ces paires s’annihilent spontanément mais sont sans cesse recréées tant que la température dépasse le seuil de 0,5 MeV. Dès qu’elle descend en dessous de celui-ci, la quasi-totalité des paires s’annihilent en photons, laissant place au très léger excès d’électrons issus de la baryogenèse (voir ci-dessous).

Le découplage des neutrinos

Peu avant cette époque, la température est supérieure à 1 MeV (dix milliards de degrés), ce qui est suffisant pour qu’électrons, photons et neutrinos aient de nombreuses interactions. En deçà de cette température, ces trois espèces sont à l’équilibre thermique. Quand l’univers refroidit, électrons et photons continuent à interagir, mais plus les neutrinos, qui cessent également d’interagir entre eux. À l’instar du découplage mentionné plus haut qui concernait les photons, cette époque correspond à celle du découplage des neutrinos. Il existe donc un fond cosmologique de neutrinos présentant des caractéristiques semblables à celles du fond diffus cosmologique. L’existence de ce fond cosmologique de neutrinos est attestée indirectement par les résultats de la nucléosynthèse primordiale, puisque ceux-ci y jouent un rôle indirect. La détection directe de ce fond cosmologique de neutrinos représente un défi technologique extraordinairement difficile, mais son existence n’en est aucunement remise en cause.

La baryogénèse

La physique des particules repose sur l’idée générale, étayée par l’expérience, que les diverses particules élémentaires et interactions fondamentales ne sont que des aspects différents d’entités plus élémentaires (par exemple, l’électromagnétisme et la force nucléaire faible peuvent être décrits comme deux aspects d’une seule interaction, l’interaction électrofaible). Plus généralement, il est présumé que les lois de la physique et par la suite l’univers dans son ensemble est dans un état plus « symétrique » à plus haute température. On considère ainsi que par le passé, matière et antimatière existaient en quantités strictement identiques dans l’univers. Les observations actuelles indiquent que l’antimatière est quasiment absente dans l’univers observable. La présence de matière est donc le signe qu’à un moment donné s’est formé un léger excès de matière par rapport à l’antimatière. Lors de l’évolution ultérieure de l’univers, matière et antimatière se sont annihilées en quantités strictement égales, laissant derrière elles le très léger surplus de matière qui s’était formé. Comme la matière ordinaire est formée de particules appelées baryons, la phase où cet excès de matière s’est formé est appelée baryogenèse. Très peu de choses sont connues sur cette phase ou sur le processus qui s’est produit alors. Par exemple l’échelle de température où elle s’est produite varie, selon les modèles, de 103 à 1016 GeV (soit entre 1016 et 1029 kelvins…). Les conditions nécessaires pour que la baryogenèse se produise sont appelées conditions de Sakharov, suite aux travaux du physicien russe Andréi Sakharov en 1967.

L’ère de grande unification

Un nombre croissant d’indications suggère que les forces électromagnétique, faible et forte ne sont que des aspects différents d’une seule et unique interaction. Celle-ci est en général appelée théorie grand unifiée (GUT en anglais, pour Grand Unified Theory), ou grande unification. On pense qu’elle se manifeste au-delà de températures de l’ordre de 1016 GeV (1029 degrés). Il est donc probable que l’univers ait connu une phase où la théorie grand unifiée était de mise. Cette phase pourrait être à l’origine de la baryogenèse, ainsi éventuellement que de la matière noire, dont la nature exacte reste inconnue.

La découverte de la relativité générale par Albert Einstein en 1915 marque le début de la cosmologie moderne, où il devient possible de décrire l’Univers dans son ensemble comme un système physique, son évolution à grande échelle étant décrite par la relativité générale.

capture03-18.jpgEinstein est d’ailleurs le premier à utiliser sa théorie fraîchement découverte, tout en y ajoutant un terme supplémentaire, la constante cosmologique, pour proposer une solution issue de la relativité générale décrivant l’espace dans son ensemble, appelée univers d’Einstein. Ce modèle introduit un concept extrêmement audacieux pour l’époque, le principe cosmologique, qui stipule que l’Homme n’occupe pas de position privilégiée dans l’Univers, ce qu’Einstein traduit par le fait que l’Univers soit homogène et isotrope, c’est-à-dire semblable à lui-même quels que soient le lieu et la direction dans laquelle on regarde. Cette hypothèse était relativement hardie, car, à l’époque, aucune observation concluante ne permettait d’affirmer l’existence d’objet extérieur à la Voie lactée, bien que le débat sur cette question existe dès cette époque (par la suite appelé Le Grand Débat).

Au principe cosmologique, Einstein ajoute implicitement une autre hypothèse qui paraît aujourd’hui nettement moins justifiée, celle que l’Univers est statique, c’est-à-dire n’évolue pas avec le temps. C’est cet ensemble qui le conduit à modifier sa formulation initiale en ajoutant à ses équations le terme de constante cosmologique. L’avenir lui donne tort, car dans les années 1920, Edwin Hubble découvre la nature extragalactique de certaines « nébuleuses » (aujourd’hui appelées galaxies), puis leur éloignement de la Galaxie avec une vitesse proportionnelle à leur distance : c’est la loi de Hubble. Dès lors, plus rien ne justifie l’hypothèse d’un Univers statique proposée par Einstein.

Avant même la découverte de Hubble, plusieurs physiciens, dont Willem de Sitter, Georges Lemaître et Alexandre Friedmann, découvrent d’autres solutions de la relativité générale décrivant un Univers en expansion. Leurs modèles sont alors immédiatement acceptés dès la découverte de l’expansion de l’Univers. Ils décrivent ainsi un Univers en expansion depuis plusieurs milliards d’années. Par le passé, celui-ci était donc plus dense et plus chaud.

Big Bang ou état stationnaire ?

La découverte de l’expansion de l’Univers prouve que celui-ci n’est pas statique, mais laisse place à plusieurs interprétations possibles :

  • soit il y a conservation de la matière (hypothèse a priori la plus réaliste), et donc dilution de celle-ci dans le mouvement d’expansion, et, dans ce cas, l’Univers était plus dense par le passé : c’est le Big Bang ;
  • soit on peut imaginer, à l’inverse, que l’expansion s’accompagne d’une création (voire d’une disparition) de matière. Dans ce cadre-là, l’hypothèse la plus esthétique est d’imaginer un phénomène de création continue de matière contrebalançant exactement sa dilution par l’expansion. Un tel Univers serait alors stationnaire.

Dans un premier temps, c’est cette seconde hypothèse qui a été la plus populaire, bien que le phénomène de création de matière ne soit pas motivé par des considérations physiques. L’une des raisons de ce succès est que dans ce modèle, appelé théorie de l’état stationnaire, l’univers est éternel. Il ne peut donc y avoir de conflit entre l’âge de celui-ci et celui d’un objet céleste quelconque.

À l’inverse, dans l’hypothèse du Big Bang, l’Univers a un âge fini, que l’on déduit directement de son taux d’expansion (voir équations de Friedmann). Dans les années 1940, le taux d’expansion de l’Univers était très largement surestimé, ce qui conduisait à une importante sous-estimation de l’âge de l’Univers. Or diverses méthodes de datation de la Terre indiquaient que celle-ci était plus vieille que l’âge de l’Univers estimé par son taux d’expansion. Les modèles de type Big Bang étaient donc en difficulté vis-à-vis de telles observations. Ces difficultés ont disparu par la suite par une réévaluation plus précise du taux d’expansion de l’Univers.

Preuves observationnelles

Deux preuves observationnelles décisives ont donné raison aux modèles de Big Bang : il s’agit de la détection du fond diffus cosmologique, rayonnement de basse énergie (domaine micro-onde) vestige de l’époque chaude de l’histoire de l’univers, et la mesure de l’abondance des éléments légers, c’est-à-dire des abondances relatives de différents isotopes de l’hydrogène, de l’hélium et du lithium qui se sont formés pendant la phase chaude primordiale.

Ces deux observations remontent au début de la seconde moitié du XXe siècle, et ont assis le Big Bang comme le modèle décrivant l’univers observable. Outre la cohérence quasi-parfaite du modèle avec tout un autre ensemble d’observations cosmologiques effectuées depuis, d’autres preuves relativement directes sont venues s’ajouter : l’observation de l’évolution des populations galactiques, et la mesure du refroidissement du fond diffus cosmologique depuis plusieurs milliards d’années.

Le fond diffus cosmologique

Le fond diffus cosmologique,  est le témoin le plus direct du Big Bang.

capture04-17.jpg L’expansion induit naturellement que l’univers a été plus dense par le passé. À l’instar d’un gaz qui s’échauffe quand on le comprime, l’univers devait aussi être plus chaud par le passé. Cette possibilité semble évoquée pour la première fois en 1934 par Georges Lemaître, mais n’est réellement étudiée qu’à partir des années 1940. Selon l’étude de George Gamow (entre autres), l’univers doit être empli d’un rayonnement qui perd de l’énergie du fait de l’expansion, selon un processus semblable à celui du décalage vers le rouge du rayonnement des objets astrophysiques distants.

Gamow réalise en effet que les fortes densités de l’univers primordial doivent avoir permis l’instauration d’un équilibre thermique entre les atomes, et par suite l’existence d’un rayonnement émis par ceux-ci. Ce rayonnement devait être d’autant plus intense que l’univers était dense, et devait donc encore exister aujourd’hui, bien que considérablement moins intense. Gamow fut le premier (avec Ralph Alpher et Robert C. Herman) à réaliser que la température actuelle de ce rayonnement pouvait être calculée à partir de la connaissance de l’âge de l’univers, la densité de matière, et l’abondance d’hélium.

Ce rayonnement est appelé aujourd’hui fond diffus cosmologique, ou parfois rayonnement fossile. Il correspond à un rayonnement de corps noir à basse température (2,7 kelvins), conformément aux prédictions de Gamow. Sa découverte, quelque peu fortuite, est due à Arno Allan Penzias et Robert Woodrow Wilson en 1965, qui seront récompensés par le Prix Nobel de physique en 1978.

L’existence d’un rayonnement de corps noir est facile à expliquer dans le cadre du modèle du Big Bang : par le passé, l’univers est très chaud et baigne dans un rayonnement intense. Sa densité, très élevée, fait que les interactions entre matière et rayonnement sont très nombreuses, ce qui a pour conséquence que le rayonnement est thermalisé, c’est-à-dire que son spectre électromagnétique est celui d’un corps noir. L’existence d’un tel rayonnement dans la théorie de l’état stationnaire est par contre quasiment impossible à justifier (bien que ses rares tenants affirment le contraire).

Bien que correspondant à un rayonnement à basse température et peu énergétique, le fond diffus cosmologique n’en demeure pas moins la plus grande forme d’énergie électromagnétique de l’univers : près de 96 % de l’énergie existant sous forme de photons est dans le rayonnement fossile, les 4 % restants résultant du rayonnement des étoiles (dans le domaine visible) et du gaz froid dans les galaxies (en infrarouge). Ces deux autres sources émettent des photons certes plus énergétiques, mais nettement moins nombreux.

Dans la théorie de l’état stationnaire, l’existence du fond diffus cosmologique est supposée résulter d’une thermalisation du rayonnement stellaire par d’hypothétiques aiguillettes de fer microscopiques, un tel modèle s’avère en contradiction avec les données observables, tant en termes d’abondance du fer qu’en termes d’efficacité du processus de thermalisation (il est impossible d’expliquer dans ce cadre que le fond diffus cosmologique soit un corps noir aussi parfait) ou d’isotropie (on s’attendrait à ce que la thermalisation soit plus ou moins efficace selon la distance aux galaxies).

La découverte du fond diffus cosmologique fut historiquement la preuve décisive du Big Bang.

Big Crunch

Est un des possibles destins de l'Univers. Il désigne l'effondrement de l'univers à la fin d'une phase de contraction symétrique de la phase d'expansion faisant suite au Big Bang. C'est donc en quelque sorte un « Big Bang à l'envers », c'est d'ailleurs suivant cette idée que son nom est dérivé. Vers la fin de cet effondrement, l'univers aura atteint une densité et une température gigantesques. Cette situation se produit selon les propriétés de son contenu matériel, en particulier les valeurs relatives de sa densité d'énergie et de sa densité critique. La question de savoir si l'univers connaitrait un Big Crunch ou si au contraire son expansion se poursuivrait indéfiniment a longtemps été une des questions centrales de la cosmologie. Elle est considérée comme résolue par la majorité des cosmologistes depuis la fin des années 1990 suite à la découverte de l'accélération de l'expansion de l'univers, signe que l'expansion se poursuivrait indéfiniment. Toutefois l'accélération de l'expansion ne sera confirmée que lorsqu'elle pourra être incluse dans un cadre théorique solide, lequel fait encore défaut.
Plus une portion donnée d'univers diminue de volume, plus la matière qu'elle contient est dense, ce qui contribue à accélérer le processus.

f1.jpg L'univers est en expansion. Cette expansion est ralentie par la gravitation. Si cette dernière est suffisante, l'expansion peut se muer en contraction. C'est ce qui se produit dans le cas des univers finis.

Dans un univers fini (ou fermé), appelé donc à subir le Big Crunch, les équations montrent que la densité réelle de matière est supérieure à une quantité désignée sous le nom de densité critique, mesurant pour sa part le taux d'expansion. Dans un tel univers l'expansion va ralentir, s'arrêter, puis se transformer en une contraction conduisant l'univers à occuper un volume identique à un point, assimilable à celui à l'origine du big bang. Ce phénomène est appelé Big Crunch.

Densité de l'univers

Il est intéressant d'essayer d'évaluer la densité de l'univers et de la comparer à la densité critique déduite de la constante de Hubble, afin de voir si la première est supérieure ou inférieure à la seconde.

En ce début du IIIe millénaire la majorité des cosmologistes pense que la densité réelle de matière est inférieure à la densité critique, ce qui exclut l'éventualité d'un Big Crunch futur. Cependant on ne peut pas considérer la question comme résolue. D'une part, théoriquement, l'infini ne se laisse pas maîtriser physiquement et continue à présenter des difficultés conceptuelles liées entre autres à des problèmes de conditions aux limites non réglées. D'autre part, observationnellement, la mesure de la constante de Hubble et de la densité de matière repose ultimement sur des mesures de distance. Or l'imprécision de telles mesures est extrême lorsqu'on pense que la distance de la Galaxie d'Andromède, la plus proche de la nôtre, n'est connue qu'à 25% près. Dans ces conditions l'hypothèse d'un univers fini, qui correspond pour sa part à un modèle physiquement cohérent, ne peut pas être définitivement écartée. Dans ce cas notre Univers finirait bien dans le Big Crunch.

L’univers ouvert

La remise en question du Big Crunch par la découverte d’une matière inconnue « l’énergie noire » qui serait plus forte que la gravité et qui fais éloigner les galaxies les une des autres surtout les plus lointaine a des vitesses plus rapide que celle de la lumière remet donc en question le Big Crunch

f2.jpg Au contraire les univers dont l'expansion se poursuit indéfiniment ont à chaque instant une densité réelle inférieure à leur densité critique (calculée au même instant). Ces univers sont infinis et sont aussi désignés sous le nom d'univers ouverts. Il faut voir dans ce cas en la fin de l'univers non pas le Big Crunch mais le moment où tous les stocks de matière à fusionner (principalement l'hydrogène) auront été utilisés par les étoiles, cela entraînant leur mort. Ainsi que toutes vie dans un froid instance, l’entropie

On utilise à tort l'image suivante (hélas reprise par de très nombreux ouvrages de vulgarisation). Le destin de l'univers s'apparenterait à celui d'une pierre de masse m que l'on jette en l'air à partir de la surface de la Terre de masse M. Si la force de lancée initiale n'est pas assez puissante pour vaincre la gravitation terrestre, la pierre finira par retomber sur le sol ou par se mettre en orbite autour de la Terre (comme un satellite). Il s'agirait alors dans ce schéma de l'univers fermé. Par contre, si la vitesse de la pierre dépasse la vitesse de libération, le projectile échappera définitivement à l'attraction terrestre et s'éloignera indéfiniment de la Terre. Ce serait le cas de l'univers ouvert.

En réalité, cette image donne une fausse idée des paramètres déterminant le destin d'un univers. Il est vrai que les énergies entrant en jeu ont la même forme dans les deux cas. D'une part l'énergie cinétique (1/2)m v2 de la pierre de masse m ressemble à la densité critique (3/8πG)H2 de l'univers dont la constante de Hubble vaut H. D'autre part l'énergie potentielle GmM/a de la pierre à la distance a ressemble à la courbure spatiale en 1/a d'un univers de rayon de courbure a. Mais il existe une différence fondamentale entre le système pierre-Terre et l'univers. Alors que la vitesse de la pierre (et donc son énergie cinétique) peut être choisie indépendamment de la force d'attraction terrestre, la constante de Hubble n'est pas indépendante du rayon de l'univers. Le propre des équations de Friedmann issues de la relativité générale d'Einstein est d'établir un lien entre le taux d'expansion de l'univers et son contenu de matière. On ne peut pas changer l'un sans changer l'autre. D'ailleurs l'équation d'Einstein consiste bien à identifier un terme caractérisant la courbure de l'espace-temps (à savoir le tenseur de courbure) à un terme mesurant son contenu de matière-énergie (le tenseur d’énergie-impulsion). Comme le montrent les équations de Friedmann dans le cas du modèle le plus simple, lorsque la masse de l'univers a été choisie, tous les paramètres de l'univers sont fixés du même coup. On ne peut pas les « ajuster » après coup.

Pour dire les choses d'une autre façon, ce n'est pas en changeant la masse d'un univers que l'on changera son type, en le faisant passer d’ouvert à fermé, ou de fermé à ouvert. C'est d'abord le type d'univers, ouvert ou fermé, que l'on peut choisir, et ce n'est qu'ensuite qu'on peut préciser son contenu de matière.

NOTE : A l’heure actuelle l’univers est en expansion et celui-ci s’accélère donc nous serions dans un univers BIG RIP

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