Le Big bang !

Publié par Daniel Proust le

Du Big-bang aux galaxies – Voyage dans le temps

bigbang-histoire La chronologie des événements voudrait que l’on décrive l’histoire de l’univers en commençant par son début. Plusieurs éléments s’opposent à cette approche :

  • Les scientifiques ont reconstitué l’histoire de l’Univers en remontant le temps,
  • Il sera souvent plus aisé d’expliquer une étape d’évolution en connaissant ses conséquences plutôt qu’en imaginant ses causes,
  • Un minimum de suspens attisera votre curiosité,

 Donc , cher lecteur, accroche toi à ton pc ! le manège à remonter le temps va t’emporter dans un tourbillon de termes  physiques ou mathématiques qui te deviendront progressivement familiers. Ne décroche pas à cause du vocabulaire qui peut te paraître « ésotérique » au début. Un voyage de 13,7 milliards d’années s’ouvre devant toi, il faut tenir la distance.

 AUJOURD’HUI ET HIER

 On chiffre habituellement l’age de l’Univers à 13,7 milliards d’années. C’est une mesure approximative déduite de la valeur de la constante de Hubble qui s’est affinée dans les 10 dernières années et qui n’est peut-être pas « constante ».

 D’autres témoins de l’age de l’univers (redshift des galaxies primitives) proposent une fourchette plus ample entre 10 et 20 milliards d’années. Mais comme l’a dit si bien  H Reeves « Point n’est besoin de connaître les horaires de train pour admirer le paysage ».

Que contient l’univers ?

L’univers est rempli d’une « lumière » à une température de 2,7 Kelvins. La matière domine la densité d’énergie à 0,2 GeV/m³(milliards d’électrons-volts par mètre cube), comparativement à 0,38 MeV/m³³(millions d’électrons-volts par mètre cube) pour le rayonnement. Par contre, il y a trois milliards de fois plus de photons que de nucléons et d’électrons.

 La population de photons, qui est au nombre d’environ 400 millions/m³, est constituée d’une infime partie venant du rayonnement des étoiles. La majeure partie nous vient du rayonnement fossile. Cette lumière fossile a été émise quand l’Univers était à 3 000 K. Cette température porte le nom de température de découplage électromagnétique.

 L’expansion l’a « refroidi » à 2,7 K.

Il existe aussi une population « fossile » de neutrinos, répartie dans tout l’Univers. Ils sont au nombre d’environ 350 millions/m³. Ils sont un peu plus « froids » avec une température de 1,9 K. Les neutrinos sont un cas exceptionnel de particules de matière, existant avec leurs antiparticules. Plus loin, nous verrons pourquoi.

L’Univers d’aujourd’hui est aussi, très grumeleux et très « irrégulier » à notre échelle. La température de fond est de 2,7 K mais la température au centre de certaines étoiles peut atteindre le milliard de degrés. Le contraste de densité est donc énorme.

Ouf ! comme tu le vois la description « physique » de notre Univers est loin de ressembler au ciel que tu contemples. C’est un peu comme un cours de dissection pratiqué sur Pamella Anderson. Ce n’est pas la beauté de l’univers que nous allons décrire mais la beauté de sa construction.

Ne quitte pas le texte, on continue !

Remontons le temps !

Les galaxies se rapprochent de plus en plus les unes des autres à une vitesse (proportionnelle à leur distance d’éloignement) de 30 km/s/Méga parsecs. C’est la constante de Hubble de référence en 2014. En fait, les galaxies ne se rapprochent pas c’est la sphère spatio-temporelle de l’univers qui se contracte, un peu comme un dessin semble rapetisser sur un ballon de baudruche que l’on dégonfle. Tu piges ?

Donc, la densité de matière augmente, le rayonnement plus chaud est, lui aussi plus dense, la courbure de l’Univers plus forte. Il est classique de suivre ces évènements avec la comparaison de l’évolution d’une sphère de rayon R(t) (où t est le temps) emprisonnant une masse constante. Donc, je vais utiliser cette comparaison.

En remontant le temps, la sphère se contracte, R(t) diminue. La matière à l’intérieur de la sphère étant constante, la densité de matière évolue donc inversement proportionnel à R³(t). La densité des photons augmente de la même façon, inversement proportionnel à R³(t), mais la température elle, augmente inversement proportionnel à R(t). Ainsi, la densité d’énergie du rayonnement varie inversement proportionnel à la quatrième puissance de R(t) donc, plus vite que la densité de la matière.

è  L’Univers devient ainsi de plus en plus  « lumineux » !

 quand l’univers n’avait que 10 millions d’années les galaxies se confondaient. Elles étaient indiscernables. La densité d’énergie de masse n’est plus beaucoup supérieur à la densité d’énergie du rayonnement.

 L’Univers était Lumière !

 Donc, si nous pouvions remonter le temps en regardant  « le paysage » (on peut rêver !) nous partirions en pleine nuit avec un ciel parcellé de quelques points lumineux (étoiles et galaxies) pour voir progressivement le ciel pâlir comme une aube naissante puis devenir éblouissant. Mais est-ce la fin du voyage ? non bien sur, mais il te faudra passer à la page suivante  pour reprendre notre voyage.