l'histoire cosmique

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Introduction

L'histoire cosmique se subdivise en ères dont le nom caractérise la composante dominante de la soupe cosmique à l'époque. En effet, à cause du refroidissement dû à l'expansion de l'Univers, les ingrédients de la soupe cosmique pourront avoir une influence négligeable ou au contraire prépondérante sur la dynamique de l'Univers à une certaine époque. Nous allons brièvement reconstituer l'histoire de l'Univers en remontant le cours du temps, depuis l'époque présente jusqu'aux temps les plus reculés, en inversant le cours des phénomènes cosmologiques.

 

Ligne du temps et histoire thermique de l'Univers

Crédit : A. Füzfa
Ligne du temps et histoire thermique de l'Univers. On remarquera les échelles de temps très différentes entre les ères: l'ère stellaire dure à elle seule plus de 10 milliards d'années tandis que les ères précédentes qui durent de des quelques infinitésimales fractions de seconde à quelques centaines de milliers d'années.

L'ère stellaire

L'ère actuelle est appelée ère stellaire puisque l'évolution contemporaine de l'Univers est dominée essentiellement par cette matière non relativiste, de pression négligeable que sont les étoiles et les galaxies. Cette ère a vu se former les grandes structures cosmiques que nous observons dans nos télescopes, bien que le détail de cette formation comporte encore de nombreux points obscurs.

En effet, le processus de formation des galaxies est complexe et fait appel à de nombreux phénomènes physiques dont la modélisation est délicate. De plus, la question essentielle qui permet d'obtenir un scénario plausible de formation des structures est celle de la matière noire au sens large, c'est-à-dire regroupant à la fois la matière ordinaire qui ne s'est pas encore agglutinée en corps visibles comme les étoiles et la matière noire invoquée pour rendre compte des vitesses des amas globulaires. L'ensemble de cette matière invisible (et principalement la matière noire non composée de protons et de neutrons car elle est en proportion plus importante) permet d'accélérer la formation de structures qui sont finalement observées dans nos télescopes.

En pratique, l'étude de la formation des galaxies se fait au moyen de simulations numériques très complexes (voir la page suivante pour un exemple). La matière invisible se regroupe en filaments et en trames avec de fortes concentrations de matière aux intersections de ceux-ci. Ce sont ces fortes concentrations de matière sombre qui seront autant de germes pour la formation de structures observables comme les étoiles. Ainsi, les galaxies et leurs amas se forment-ils à l'intersection de gigantesques filaments de matière peu (ou pas du tout) lumineuse et nous font donc apercevoir la partie visible d'un immense réseau de matière emplissant tout l'Univers.

En remontant le cours du temps dans l'ère stellaire, nous verrions la distribution actuelle extrêmement inhomogène des galaxies s'homogénéiser, et les étoiles se diluer, en même temps que la température du cosmos augmente.

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L'ère radiative

Si nous continuons notre voyage en remontant le temps jusqu'à ce que la température atteigne ainsi quelques 10^4 K, soit une énergie correspondante des radiations emplissant le cosmos de l'ordre de l'électron-volt, les atomes d'hydrogène et d'hélium formant l'essentiel de la matière s'ionisent complètement.

Il faut noter que la correspondance entre la température T du corps noir et l'énergie E qui lui est associée est donnée par la relation E=kT, avec k la constante de Boltzmann dont la valeur est de 8.617*10^(-5) eV/K. Cette ionisation s'accompagne d'une absorption dramatique de radiations puisque le libre parcours moyen des photons dans ce plasma chute brusquement. L'Univers devient opaque lorsque l'on remonte le cours du temps, c'est à dire que tout photon émis est aussi réabsorbé et aucun rayonnement ne peut donc s'échapper. La période de transition entre l'ère radiative et l'ère stellaire correspond au passage à la transparence du cosmos et à l'émission du rayonnement fossile (recombinaison ions-électrons), dont l'étude constitue l'un des tests les plus précis de nos scénarios cosmologiques.

Il convient de noter que ce rayonnement a des propriétés (corps noir, taille angulaire des fluctuations, etc.) remarquablement bien expliquées par la théorie du Big Bang. D'autres modèles, comme la théorie de l'univers stationnaire de Hoyle ont échoué à expliquer de manière satisfaisante ces caractéristiques.

L'ère précédant cet évènement s'appelle l'ère radiative, puisque la pression due aux radiations électromagnétiques l'emporte sur la densité d'énergie de masse de la matière ordinaire à ces températures. Plus loin encore dans le passé, lorsque la température atteint quelques 10^10K (pour une énergie correspondante de l'ordre du Méga-électron-Volt), ce sont les noyaux atomiques eux-mêmes qui se désagrègent en neutrons et protons et autres particules. L'évènement correspond, dans le modèle standard du Big Bang, à la nucléosynthèse primordiale, formation des noyaux atomiques légers. Ici encore, le modèle du Big Bang prédit avec grande précision l'abondance des isotopes comme l'hydrogène, le deutérium, l'hélium-3, l'hélium-4 ou le lithium-7 dans l'univers, contribuant ainsi à l'avènement de ce modèle comme paradigme de la cosmologie.

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L'ère leptonique

Au delà de telles températures (10^10K ), nous abordons véritablement le domaine de la physique des hautes énergies. Les ères correspondantes se nomment alors leptonique et hadronique. Les leptons sont des particules élémentaires regroupées par couples comme l'électron (électriquement chargé) et son neutrino associé (électriquement neutre) et qui interagissent par interaction faible et électromagnétique. Il y a deux autres couples de leptons, les muons et les taus, qui sont plus lourds que l'électron mais de même charge électrique, chacun étant associé à un neutrino différent.

En effet, lorsque l'énergie du rayonnement atteint l'énergie de masse au repos de la paire électron-positron (soit 1.022 MeV), un équilibre thermodynamique s'installe: la création de paires due à l'énergie ambiante est compensée par leur annihilation. L'avènement de cet équilibre s'accompagne d'une création massive d'anti-leptons (positrons). Le nombre important de ces particules, ainsi que les interactions qui les lient font alors des leptons (électrons, positrons, neutrinos et leurs cousins muoniques et tauiques) la composante dominante de la matière à l'époque en terme de nombre de particules et d'interactions. Lorsque la densité et la température sont même suffisantes, les neutrinos sont absorbés massivement par les leptons et leurs antiparticules et leur libre parcours moyen décroît drastiquement, de sorte que le cosmos devienne opaque à ces particules. Ce phénomène correspond alors à l'émission d'un rayonnement fossile de neutrinos, lorsque dans le cours normal du temps la température s'est tellement abaissée que les neutrinos furent libérés.

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L'ère hadronique

Les hadrons sont des particules composées de quarks (voir plus loin) qui interagissent principalement par interactions nucléaires fortes.

L'ère hadronique commence à une température de l'ordre de 10^12K, qui correspond à l'énergie de masse du plus léger des hadrons: le méson pi neutre (m_pi ~135MeV/c²). Les hadrons et leurs antiparticules forment alors un système en équilibre thermodynamique, et leurs masses plus importantes en font une composante dominante de la matière. L'origine de la prédominance de la matière sur l'antimatière dans l'Univers contemporain est à situer au coeur de ces ères, comme une conséquence de l'asymétrie de leurs propriétés dans les processus de création-annihilation qui régissaient l'équilibre thermodynamique.

Si nous remontons même un peu plus le cours du temps, la température devient telle que les hadrons eux-mêmes ont dû se décomposer en un plasma de quarks-gluons. Les quarks sont des particules élémentaires au nombre de 6, les quarks u (up), d (down), s (strange), c (charmed), t (top) et b (bottom), qui interagissent par l'intermédiaire des gluons, particules sans masse véhiculant l'interaction forte mais également par l'intermédiaire des photons (électromagnétisme) et des bosons intermédiaires W et Z (interaction faible).

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L'ère de grande unification

A de telles énergies, l'étude de l'évolution de l'intensité de trois interactions fondamentales (donnée par les constantes de couplage) - électromagnétisme, interactions nucléaires forte et faible - en fonction de la température montre que celles-ci tendent à se rapprocher, voire à converger si on ajoute des conditions spéciales (supersymétrie ou symétrie boson-fermion) au modèle standard des particules élémentaires. Certaines théories envisagent ainsi qu'à une température de l'ordre de 10^28K, toutes les interactions de jauge, électromagnétisme, interactions forte et faible, sous leur forme primordiale agiraient avec la même intensité et seraient dues à la même symétrie, achevant ainsi la grande unification des forces de la nature. A cette époque correspondrait alors l'ère de grande unification.

Dans le processus inconnu de brisure de cette interaction unifiée en plusieurs interactions séparées, on espère trouver les réponses à plusieurs grandes questions tant cosmologiques que relatives à la physique microscopique. Tout d'abord, ce phénomène pourrait expliquer les différences entre les leptons et les quarks ainsi qu'entre la matière et l'antimatière, de même que les diverses propriétés des forces fondamentales.

Ensuite, il pourrait également influencer l'expansion de l'Univers de manière à résoudre quelques énigmes cosmologiques. Ces dernières, au nombre de trois, sont : la platitude du cosmos, le problème de l'horizon et l'existence de fluctuations de matière primordiales. La première énigme consiste à comprendre pourquoi l'Univers présente une courbure aussi faible plutôt qu'une valeur franchement différente de zéro. Ensuite vient le problème de l'horizon : pourquoi, aussi loin que l'on remonte dans le passé de l'Univers, des régions extrêmement éloignées les unes des autres présentent des propriétés physiques et observables aussi semblables, alors qu'il est clair qu'elles n'ont pu interagir physiquement en vertu de la limitation à la vitesse de la lumière de la vitesse de propagation des forces de la nature. Enfin, concernant les fluctuations primordiales (les grumeaux dans la soupe cosmique), il faut comprendre pourquoi l'Univers primordial était aussi homogène et quel est le phénomène physique qui a pu engendrer des fluctuations de matière aussi ténues (de l'ordre d'une part pour 100 000 dans le fond diffus cosmologique).

Une solution séduisante, mais qui fait toujours l'objet de recherches intenses, est celle de l'inflation, une période d'expansion extrêmement puissante qui aurait permis à l'Univers pré-inflationnaire d'augmenter sa taille d'au moins un facteur 10^60 en une infime fraction de seconde. Ce faisant, des régions microscopiques de ce cosmos pré-inflationnaire auraient été dilatées à des échelles cosmologiques: l'Univers macroscopique post-inflationnaire aurait ainsi donc hérité de la courbure très faible de cette région minuscule et le problème de l'horizon serait résolu par le fait que les régions causalement disjointes aujourd'hui seraient celles infiniment proches de l'ère précédant l'inflation. La genèse des fluctuations de matière est obtenue dans ce modèle comme une conséquence naturelle du processus qui a engendré l'inflation mais dont le détail dépasse quelque peu l'objet de ces pages.

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L'ère quantique

Jusqu'à quelle énergie peut-on pousser l'extrapolation de nos connaissances en physique ? Jusqu'à quelle époque peut-on garder une confiance relative dans nos paradigmes de la relativité générale (théorie de l'infiniment grand) et de la mécanique quantique (théorie de l'infiniment petit)? La limite proposée pour cette nouvelle physique s'appelle l'échelle de Planck et correspond à une température de l'ordre de 10^32K. Au delà de cette température, nous rencontrons l'ère quantique pour laquelle la seule chose dont on soit relativement sûr c'est que la relativité générale et la mécanique quantique qui nous sont si chères n'y sont vraisemblablement plus valables.

Ce domaine d'énergie fantastique est l'antre secret d'une hydre dénommée gravitation quantique, obscure et extrême créature théorique dont les têtes portent des noms tels que supercordes, M-théorie, gravitation quantique des boucles ou encore géométrie non-commutative. Dans cet antre se terrerait le berceau même, dit-on, de l'espace, de la matière et du temps. C'est en tout cas le territoire de chasse gardée de théoriciens parmi les plus hardis, et nous n'empièterons pas ici sur leur domaine en laissant au lecteur le soin de se documenter sur ces territoires vierges de la physique encore en cours d'exploration. Ainsi, même si du fond de cet abîme mystérieux nous appellent tant de nouveaux horizons physiques passionnants, nous nous garderons ici de pénétrer davantage dans cette terra incognita du commencement des âges.

Commentaires (1)

1. Carl Marchand 05/09/2010

Bonjour

J'aimerais savoir s'il y a une estimation de la vitesse de refroidissement de l'univers due à son expansion.

Merci.

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