COSMOLOGIE

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Vers le big bang

Extrapolation dans le passé

Dans l'Univers en expansion, la distance entre deux points quelconques augmente avec le temps. Donc, elle diminue lorsqu'on remonte (par la pensée) dans le passé, jusqu'à se réduire à zéro. Les modèles cosmologiques compatibles avec les observations situent cet instant où les distances s'annulent dans un passé fini et sont dits à singularité initiale : on convient d'adopter cette singularité (l'instant où les distances s'annulent) comme origine des temps, définissant l'âge de l'Univers, tU, de l'ordre du temps de Hubble, H0—1.

L'évolution de l'Univers peut être calculée dans le cadre strict et bien spécifié de la théorie de la relativité générale. Mais, à mesure que l'on remonte dans le passé, les conditions physiques deviennent de plus en plus extrêmes en densité et en température. Si bien qu'il doit exister un instant, appelé temps de Planck, au-delà duquel nos connaissances physiques ne permettent pas de remonter. Notre théorie de la gravitation, la relativité générale, ne peut être appliquée aux premières fractions de seconde de l'histoire de l'Univers : il nous faudrait pour cela disposer d'une théorie quantique de la gravitation. En particulier, il n'est pas certain que l'Univers était déjà en expansion au cours de cette ère de gravitation quantique (il est même possible que les notions habituelles d'espace et de temps, donc d'expansion, n'y aient pas de sens).

Densité, pression

La matière présente dans l'Univers a subi les conséquences de l'expansion : les distances augmentant, les volumes aussi, une quantité déterminée de matière se retrouve (en moyenne) répartie dans un volume de taille croissant comme R3(t) avec le temps. Par conséquent, sa densité décroît comme R—3. Plus on remonte dans le passé, plus l'Univers était dense. Mais la matière dense est plus chaude : l'Univers était donc plus chaud dans le passé.

Dans l'Univers très jeune, la matière très dense et très chaude émettait du rayonnement tout comme un corps incandescent émet de la lumière visible. Mais la matière universelle, de beaucoup plus chaude que n'importe quel corps incandescent, émettait un rayonnement bien plus énergétique que la lumière visible. À vrai dire, il est plus exact de dire que la matière était en équilibre avec le rayonnement : il y avait constamment absorption et émission de photons par le gaz de matière, qui baignait donc dans un rayonnement à la même température que lui (la température d'un rayonnement caractérise ses propriétés énergétiques, son domaine spectral : ainsi, un corps incandescent émet du rouge puis du blanc lorsqu'il est chauffé ; un peu moins chaud, il émet de l'infrarouge ; plus chaud, au contraire, il émet de l'ultraviolet, des rayons X, des rayons gamma). Cela n'est pas sans implications, car le rayonnement représente de l'énergie et, comme nous l'enseigne la relativité générale, l'énergie est source de gravitation. L'Univers « primordial » était donc dominé dynamiquement par le rayonnement, ce qui, comme nous l'avons vu, modifiait son évolution. Cette « ère du rayonnement » a duré environ un million d'années, jusqu'à l'époque d'« équivalence matière-rayonnement », suivie par l'ère de la matière.

Le rayonnement

L'omniprésence du rayonnement est riche en conséquences. En effet, les photons du rayonnement interagissent avec les particules de matière. La matière ordinaire est essentiellement formée de protons et de neutrons d'une part (qui composent par exemple les noyaux des atomes) et d'électrons d'autre part. Dans les conditions ordinaires, les électrons sont liés aux noyaux pour former des atomes électriquement neutres (qui eux-mêmes peuvent former des molécules, des cristaux, des rochers, etc.). Mais, à très forte température, les électrons sont séparés des noyaux : la matière est ionisée. Matière neutre et matière ionisée ont des interactions différentes avec le rayonnement. Alors que les photons du rayonnement passent à peu près librement entre les atomes d'un gaz neutre, ils ont toute chance de rencontrer les électrons libres d'un gaz ionisé et ne peuvent donc se propager à travers lui : le gaz neutre est transparent alors que le gaz ionisé est opaque. Bien plus, rayonnement et matière ionisée sont totalement liés alors que la matière neutre peut évoluer indépendamment.

À l'âge d'un million d'années (en fait à z = 1 000), l'Univers était à une température voisine de 4 000 kelvins. Or, au-dessus de 4 000 kelvins, la matière est à l'état ionisé. Auparavant (pour z > 1 000), l'Univers était donc ionisé. Vers z = 1 000 – instant que l'on appelle recombinaison –, les électrons se sont combinés aux noyaux pour former des atomes et la matière de l'Univers est devenue neutre. Matière et rayonnement, couplés jusqu'alors, se sont découplés (d'où le nom de découplage parfois donné également à cette période) pour suivre des histoires séparées. En particulier, la matière, qui était jusqu'alors empêchée de se condenser par la pression du gaz, commence à se contracter. Un processus qui aboutit, des centaines de millions d'années plus tard, à l'apparition des premières étoiles et galaxies.

Le fond diffus cosmologique

Ainsi, à partir de la recombinaison, la matière suit son histoire propre en commençant à se structurer. Quant au rayonnement, il ne lui arrive à peu près rien. Il continue de remplir uniformément l'Univers. Il n'avait pas de structure et continue à n'en pas avoir. Néanmoins, il subit lui aussi l'expansion universelle, ce qui le « refroidit ». Il possédait une température d'environ 4 000 kelvins à la recombinaison (il y a 15 milliards d'années environ), ce qui veut dire qu'il était composé de photons du domaine de la lumière visible ; il est aujourd'hui beaucoup moins énergétique, de température 2,7 K seulement, et ses photons appartiennent au domaine des ondes radio, de longueurs d'onde voisines du millimètre. Depuis 1964, année de sa découverte, les radioastronomes observent ce -rayonnement et vérifient qu'il est extrêmement diffus, homogène, que son spectre est de nature thermique (spectre dit de corps noir), tel que le prédit le modèle de big bang, qu'il confirme ainsi brillamment. Les deux radioastronomes qui le découvrirent, Arno A. Penzias et Robert W. Wilson, reçurent le prix Nobel de physique en 1978. Ce fond diffus cosmologique, originaire de l'instant correspondant à z = 1 000, représente la trace la plus ancienne que les astronomes aient jamais enregistré. Le satellite Cobe (Cosmic Background Explorer, dont la mission principale s'est déroulée de décembre 1989 à septembre 1990) a permis d'en préciser les caractéristiques. Il en a tout d'abord vérifié avec une bonne précision le caractère thermique et l'isotropie globale, en accord avec les prédictions des modèles de big bang. Il y a par ailleurs décelé des fluctuations révélatrices de l'état de l'Univers dans un passé très lointain. De [...]

Fond diffus cosmologique

Photographie : Fond diffus cosmologique

Cette image apporte sans doute, à l'heure actuelle, la preuve la plus convaincante de l'hypothèse du big bang. Il s'agit d'une projection de l'ensemble du ciel sur une surface en forme d'ellipse qui montre un aspect inattendu du cosmos, celui que verrait un œil sensible au rayonnement... 

Crédits : NASA

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Structure de l'Univers
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Edwin Powell Hubble

Edwin Powell Hubble
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Évolution de l'Univers pour les trois courbures de l'espace-temps possibles

Évolution de l'Univers pour les trois courbures de l'espace-temps possibles
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Pour citer l’article

Marc LACHIÈZE-REY, « COSMOLOGIE », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 26 novembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/cosmologie/