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Théorie du Big Bang: évolution de notre univers

Astronomie : Théorie du Big Bang: évolution de notre univers

Comment notre univers a-t-il été créé? Comment est-ce devenu l’endroit apparemment infini que nous connaissons aujourd’hui? Et qu'adviendra-t-il dans les âges? Telles sont les questions qui ont déconcerté les philosophes et les érudits depuis le début du temps et qui ont conduit à des théories assez sauvages et intéressantes. Aujourd'hui, les scientifiques, les astronomes et les cosmologues s'entendent pour dire que l'univers tel que nous le connaissons a été créé dans une explosion massive qui a non seulement créé la majorité de la matière, mais également les lois physiques qui régissent notre cosmos en expansion constante. Ceci est connu comme la théorie du Big Bang.

Pendant près d'un siècle, le terme a été utilisé par les savants et les non-savants. Cela ne devrait pas surprendre, vu que c'est la théorie la plus acceptée de nos origines. Mais qu'est-ce que ça veut dire exactement? Comment notre univers a-t-il été conçu lors d'une explosion massive, quelle preuve en est-il et que dit la théorie des projections à long terme pour notre univers?

Les bases de la théorie du Big Bang sont assez simples. En bref, l'hypothèse du Big Bang énonce que toute la matière actuelle et passée de l'Univers est née au même moment, il y a environ 13, 8 milliards d'années. A cette époque, toute la matière était compactée en une très petite boule avec une densité infinie et une chaleur intense appelée singularité. Soudain, la singularité a commencé à prendre de l'expansion et l'univers tel que nous le connaissons a commencé.

Bien que ce ne soit pas la seule théorie moderne sur la création de l'univers - par exemple, il existe la théorie de l'état stable ou la théorie de l'univers oscillant - c'est la plus largement acceptée et la plus populaire. Non seulement le modèle explique l'origine de toute matière connue, les lois de la physique et la structure à grande échelle de l'univers, mais il explique également l'expansion de l'univers et un large éventail d'autres phénomènes.

Chronologie de la théorie du Big Bang

En revenant de l'état actuel de l'Univers, les scientifiques ont émis l'hypothèse que son origine devait provenir d'un seul point de densité infinie et de temps fini qui commençait à prendre de l'expansion. Après l'expansion initiale, la théorie maintient que l'Univers est suffisamment refroidi pour permettre la formation de particules subatomiques, puis d'atomes simples. Des nuages ​​géants de ces éléments primordiaux se sont ensuite unis par gravité pour former des étoiles et des galaxies.

Tout cela a commencé il y a environ 13, 8 milliards d'années et est donc considéré comme l'âge de l'univers. En testant des principes théoriques, des expériences impliquant des accélérateurs de particules et des états à haute énergie et des études astronomiques ayant permis d'observer l'univers profond, les scientifiques ont construit une chronologie des événements qui ont commencé avec le Big Bang et qui ont conduit à l'état actuel de l'évolution cosmique. .

Cependant, les premières époques de l'univers, qui durent environ 10 -43 à 10 -11 secondes après le Big Bang, font l'objet de nombreuses spéculations. Étant donné que les lois de la physique telles que nous les connaissons n’existaient pas à ce moment-là, il est difficile de comprendre comment l’Univers aurait pu être gouverné. De plus, des expériences capables de créer les types d'énergie impliqués n'ont pas encore été menées. Néanmoins, de nombreuses théories prévalent sur ce qui s'est passé dans cet instant initial, dont beaucoup sont compatibles.

Époque de la singularité

Également connue sous le nom d'époque Planck (ou ère Planck), il s'agissait de la plus ancienne période connue de l'univers. A cette époque, toute la matière était condensée sur un seul point de densité infinie et de chaleur extrême. Pendant cette période, on pense que les effets quantiques de la gravité ont dominé les interactions physiques et qu'aucune autre force physique n'était aussi puissante que la gravitation.

Cette période de temps de Planck s'étend du point 0 à environ 10 -43 secondes et porte le nom suivant, car elle ne peut être mesurée que dans le temps de Planck. En raison de la chaleur extrême et de la densité de la matière, l’état de l’univers était extrêmement instable. Il a donc commencé à s’étendre et à se refroidir, menant à la manifestation des forces fondamentales de la physique.

À partir d’environ 10 -43 secondes et 10 -36, l’univers a commencé à dépasser les températures de transition. C'est ici que l'on pense que les forces fondamentales qui régissent l'Univers ont commencé à se séparer. La première étape dans ce processus a été la force de gravitation qui se sépare des forces de jauge, qui représentent les forces nucléaires fortes et faibles et l’électromagnétisme.

Ensuite, de 10 à 36 à 10 à 32 secondes après le Big Bang, la température de l’univers était suffisamment basse (10 28 K) pour que les forces de l’électromagnétisme (force forte) et des forces nucléaires faibles (interaction faible) puissent se séparer. aussi, formant deux forces distinctes.

Époque d'inflation

Avec la création des premières forces fondamentales de l’univers, l’époque de l’inflation a débuté. Elle a duré de 10 à 32 secondes au temps de Planck à un point inconnu. La plupart des modèles cosmologiques suggèrent que l'Univers à ce stade était rempli de manière homogène d'une densité d'énergie élevée et que les températures et la pression incroyablement élevées entraînaient une expansion et un refroidissement rapides.

L'histoire de l'univers, du Big Bang à l'époque actuelle. Crédit: bicepkeck.orgThis

Cela a commencé à 10-37 secondes, où la transition de phase qui a entraîné la séparation des forces a également conduit à une période de croissance exponentielle de l'univers. C'est également à ce moment-là que la baryogenèse s'est produite, ce qui fait référence à un événement hypothétique où les températures étaient si élevées que les mouvements aléatoires des particules se sont produits à des vitesses relativistes.

En conséquence, des paires particules-antiparticules de toutes sortes ont été continuellement créées et détruites lors de collisions, ce qui aurait conduit à la prédominance de la matière sur l'antimatière dans l'univers actuel. Une fois l'inflation arrêtée, l'univers était constitué d'un plasma de quarks et de gluons, ainsi que de toutes les autres particules élémentaires. À partir de ce moment, l’Univers commença à se refroidir et la matière s’unissait et se formait.

Époque de refroidissement

Alors que la densité et la température de l'univers continuaient à diminuer, l'énergie de chaque particule commençait à diminuer et les transitions de phase se poursuivaient jusqu'à ce que les forces fondamentales de la physique et les particules élémentaires reprennent leur forme actuelle. Puisque l'énergie des particules aurait chuté à des valeurs pouvant être obtenues par des expériences de physique des particules, cette période est sujette à moins de spéculation.

Par exemple, les scientifiques estiment qu’environ 10 à 11 secondes après le Big Bang, l’énergie des particules a considérablement diminué. Vers 10 -6 secondes, les quarks et les gluons se sont combinés pour former des baryons tels que des protons et des neutrons, et un petit excès de quarks sur des antiquarks a entraîné un léger excès de baryons sur des antibaryons.

Comme les températures n'étaient pas suffisamment élevées pour créer de nouvelles paires proton-antiproton (ou paires neutron-anitneutron), une annihilation de masse a immédiatement suivi, ne laissant qu'un sur 10 10 protons et neutrons d'origine et aucune de leurs antiparticules. Un processus similaire s'est produit environ 1 seconde après le Big Bang pour les électrons et les positrons. Après ces annihilations, les protons, neutrons et électrons restants ne se déplaçaient plus de manière relativiste et la densité d'énergie de l'univers était dominée par les photons - et dans une moindre mesure, les neutrinos.

Quelques minutes après le début de l'expansion, la période connue sous le nom de nucléosynthèse du Big Bang a également commencé. Grâce à des températures tombant à 1 milliard de Kelvin et à des densités d'énergie équivalant à peu près à celles de l'air, neutrons et protons ont commencé à se combiner pour former le premier deutérium (un isotope stable de l'hydrogène) et des atomes d'hélium de l'univers. Cependant, la plupart des protons de l'univers ne sont pas combinés en tant que noyaux d'hydrogène.

Après environ 379 000 ans, les électrons se sont combinés à ces noyaux pour former des atomes (encore une fois, principalement de l’hydrogène), tandis que le rayonnement était découplé de la matière et continuait de se répandre dans l’espace, sans aucune entrave. On sait maintenant que ce rayonnement constitue ce qui constitue le fond cosmique hyperfréquence (CMB), qui est aujourd'hui la plus ancienne lumière de l'univers.

Au fur et à mesure de son expansion, le CMB perd progressivement de la densité et de l’énergie. On lui attribue actuellement une température de 2, 7260 ± 0, 0013 K (-270, 424 ° C / -454, 763 ° F) et une densité énergétique de 0, 25 eV / cm 3 (ou 4, 005 × 10 -14 J / m 3 ; 400-500 photons / cm 3 ). La CMB est visible dans toutes les directions à une distance d'environ 13, 8 milliards d'années lumière, mais les estimations de sa distance réelle la situent à environ 46 milliards d'années lumière du centre de l'Univers.

Époque de la structure

Au cours des milliards d'années qui ont suivi, les régions légèrement plus denses de la matière presque uniformément distribuée de l'Univers ont commencé à devenir attirantes l'une par l'autre. Ils se sont donc encore densifiés, formant des nuages ​​de gaz, des étoiles, des galaxies et les autres structures astronomiques que nous observons régulièrement de nos jours.

C’est ce que l’on appelle l’époque de la structure, car c’est à cette époque que l’Univers moderne a commencé à prendre forme. Il s'agit de matière visible répartie dans des structures de tailles diverses, allant des étoiles et des planètes aux galaxies, en passant par les amas de galaxies et les super-amas où la matière est concentrée et séparés par d'énormes gouffres contenant peu de galaxies.

Les détails de ce processus dépendent de la quantité et du type de matière dans l'univers, les quatre types suggérés étant: matière noire froide, matière noire chaude, matière noire chaude et matière baryonique. Cependant, le modèle Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), dans lequel les particules de matière noire se déplacent lentement par rapport à la vitesse de la lumière, est considéré comme le modèle standard de la cosmologie Big Bang, car il correspond le mieux aux données disponibles. .

Dans ce modèle, on estime que la matière noire froide représente environ 23% de la matière / énergie de l'univers, tandis que la matière baryonique en constitue environ 4, 6%. Le Lambda fait référence à la Constante cosmologique, une théorie proposée à l'origine par Albert Einstein qui tentait de montrer que l'équilibre de l'énergie de masse dans l'univers était statique. Dans ce cas, il est associé à Dark Energy, qui a permis d'accélérer l'expansion de l'univers et de garder sa structure à grande échelle largement uniforme.

Schéma illustrant l'univers Lambda-CBR, du Big Bang à l'ère actuelle. Crédit: Alex Mittelmann / Coldcreation

Prévisions à long terme pour l'avenir de l'univers

L'hypothèse selon laquelle l'Univers avait un point de départ soulève naturellement des questions sur un point final possible. Si l'univers a commencé comme un minuscule point de densité infinie qui a commencé à s'étendre, cela signifie-t-il qu'il continuera à se développer indéfiniment? Ou sera-t-il un jour à court de force expansive et commencera-t-il à se retirer vers l'intérieur jusqu'à ce que toute la matière se ramasse en une petite boule?

La réponse à cette question a été une préoccupation majeure des cosmologistes depuis le début du débat sur le choix du modèle de l’Univers. Avec l'acceptation de la théorie du Big Bang, mais avant l'observation de Dark Energy dans les années 1990, les cosmologues étaient parvenus à s'accorder sur deux scénarios comme étant les résultats les plus probables pour notre Univers.

Dans le premier scénario, généralement appelé scénario «Big Crunch», l'univers atteindra une taille maximale et commencera ensuite à s'effondrer sur lui-même. Cela ne sera possible que si la densité de masse de l'Univers est supérieure à la densité critique. En d’autres termes, tant que la densité de la matière reste égale ou supérieure à une certaine valeur (1 à 3 × 10 à 26 kg de matière par mètre carré), l’Univers finira par se contracter.

Alternativement, si la densité dans l'univers était égale ou inférieure à la densité critique, l'expansion ralentirait mais ne s'arrêterait jamais. Dans ce scénario, connu sous le nom de «Big Freeze», l'univers continuerait jusqu'à ce que la formation d'étoiles cesse finalement avec la consommation de tout le gaz interstellaire dans chaque galaxie. Pendant ce temps, toutes les étoiles existantes s'éteindraient et deviendraient des naines blanches, des étoiles à neutrons et des trous noirs.

Très progressivement, les collisions entre ces trous noirs entraîneraient une accumulation de masse dans des trous noirs de plus en plus grands. La température moyenne de l'univers s'approcherait du zéro absolu, et les trous noirs s'évaporeraient après avoir émis le dernier rayonnement de Hawking. Enfin, l'entropie de l'univers augmenterait au point qu'aucune forme organisée d'énergie ne pourrait en être extraite (un scénario connu sous le nom de "mort à chaud").

Les observations modernes, qui incluent l'existence de l'énergie noire et son influence sur l'expansion cosmique, ont permis de conclure qu'un nombre croissant d'univers actuellement visibles dépasseraient notre horizon d'événements (le CMB, le bord de ce que nous pouvons voir). et devenir invisible pour nous. Le résultat final de cette situation n’est pas connu pour le moment, mais la «mort par la chaleur» est également considérée comme un objectif probable dans ce scénario.

D'autres explications de l'énergie noire, appelées théories de l'énergie fantôme, suggèrent qu'en fin de compte, les amas de galaxies, les étoiles, les planètes, les atomes, les noyaux et la matière seront déchirés par l'expansion sans cesse croissante. Ce scénario est connu sous le nom de «Big Rip», dans lequel l'expansion de l'univers lui-même finira par se perdre.

Histoire de la théorie du Big Bang

Les premières indications du Big Bang sont apparues à la suite d'observations dans l'espace lointain réalisées au début du XXe siècle. En 1912, l'astronome américain Vesto Slipher a effectué une série d'observations de galaxies spirales (supposées être des nébuleuses) et mesuré leur redshift Doppler. Dans presque tous les cas, les galaxies spirales s'éloignaient des nôtres.

En 1922, le cosmologue russe Alexander Friedmann développa ce que l'on appelle les équations de Friedmann, dérivées des équations d'Einstein pour la relativité générale. Contrairement à ce que préconisait Einstein à l'époque avec sa Constante cosmologique, les travaux de Friedmann montraient que l'univers était probablement en expansion.

En 1924, la mesure par Edwin Hubble de la distance qui le séparait de la nébuleuse spirale la plus proche montra que ces systèmes étaient bien d'autres galaxies. Parallèlement, Hubble a commencé à développer une série d’indicateurs de distance à l’aide du télescope Hooker de 100 pouces (2, 5 m) de l’observatoire du mont Wilson. Et en 1929, Hubble découvrit une corrélation entre la distance et la vitesse de récession - connue désormais sous le nom de loi de Hubble.

Puis, en 1927, Georges Lemaitre, physicien belge et prêtre catholique romain, obtint indépendamment les mêmes résultats que les équations de Friedmann et proposa que la récession présumée des galaxies était due à l'expansion de l'univers. En 1931, il approfondit cette idée en suggérant que l'expansion actuelle de l'univers signifiait que le père remontait dans le temps, moins l'univers serait petit. A un moment donné, a-t-il expliqué, toute la masse de l'univers aurait été concentrée en un seul point à l'origine de la structure même de l'espace et du temps.

Ces découvertes ont déclenché un débat entre physiciens au cours des années 1920 et 1930, la majorité d'entre elles affirmant que l'univers était dans un état stable. Dans ce modèle, de nouvelles matières sont créées en permanence à mesure que l'univers se dilate, préservant ainsi l'uniformité et la densité de la matière dans le temps. Parmi ces scientifiques, l'idée d'un Big Bang semblait plus théologique que scientifique et des accusations de partialité ont été proférées à l'encontre de Lemaitre en raison de son origine religieuse.

D'autres théories ont également été préconisées à cette époque, telles que le modèle de Milne et le modèle de l'univers oscillaire. Ces deux théories étaient basées sur la théorie de la relativité générale d'Einstein (celle-ci étant approuvée par Einstein lui-même) et soutenaient que l'univers suivait des cycles autonomes, infinis ou indéfinis.

Après la Seconde Guerre mondiale, le débat a éclaté entre les partisans du modèle de l'état stable (officialisé par l'astronome Fred Hoyle) et les partisans de la théorie du Big Bang, qui gagnait en popularité. Ironiquement, c'est Hoyle qui a inventé l'expression «Big Bang» lors d'une émission à la radio de la BBC en mars 1949, que certains considéraient comme un licenciement péjoratif (ce que Hoyle a nié).

Finalement, les preuves d'observation ont commencé à favoriser le Big Bang par rapport à l'état stable. La découverte et la confirmation du rayonnement de fond par micro-ondes cosmique en 1965 ont fait du Big Bang la meilleure théorie de l'origine et de l'évolution de l'univers. De la fin des années 60 aux années 90, astronomes et cosmologistes ont mieux défendu le Big Bang en résolvant les problèmes théoriques qu’il soulevait.

Parmi ceux-ci, des articles soumis par Stephen Hawking et d'autres physiciens ont montré que les singularités constituaient une condition initiale inévitable de la relativité générale et un modèle de Big Bang de la cosmologie. En 1981, le physicien Alan Guth théorisa une période d'expansion cosmique rapide (aussi appelée «époque de l'inflation») qui résolvait d'autres problèmes théoriques.

Les années 1990 ont également vu la montée de Dark Energy comme une tentative de résoudre des problèmes en suspens dans la cosmologie. En plus de fournir une explication sur la masse manquante de l'univers (avec Dark Matter, proposée à l'origine par Jan Oort en 1932), il expliquait également pourquoi l'univers accélère encore, tout en offrant une résolution du problème cosmologique d'Einstein. Constant.

Des progrès significatifs ont été réalisés grâce aux avancées en matière de télescopes, de satellites et de simulations informatiques, qui ont permis aux astronomes et aux cosmologues de mieux voir l’univers et de mieux comprendre son âge. L’introduction de télescopes spatiaux - tels que le Cosmetic Background Explorer (COBE), le télescope spatial Hubble, la sonde d’anisotropie à micro-ondes de Wilkinson (WMAP) et l’observatoire de Planck - a également eu une valeur incommensurable.

Aujourd'hui, les cosmologues disposent de mesures assez précises et précises de nombreux paramètres du modèle de la théorie du Big Bang, sans parler de l'âge de l'univers lui-même. Et tout a commencé avec l'observation notée que des objets stellaires gigantesques, éloignés de nombreuses années-lumière, s'éloignaient lentement de nous. Et, bien que nous ne sachions toujours pas comment tout cela se terminera, nous savons que sur une échelle cosmologique, ce ne sera pas avant longtemps, très longtemps!

Plus de ressources sur la théorie du Big Bang

Nous avons beaucoup d'articles intéressants sur le Big Bang ici à Universe Today. Par exemple, voici Quelle est la preuve du Big Bang ?, Ce qui est arrivé avant le Big Bang ?, Une nouvelle théorie sur la création de l'univers et Qu'est-ce que le rayonnement de fond cosmique?

Pour plus d'informations, consultez la page de la NASA sur le Big Bang Theory. La page Web de la mission WMAP de la NASA, Big Bang Cosmology, et sa rubrique «Qu'est-ce que la théorie du Big Bang?» Sont également une bonne introduction à la théorie du big bang. Pour une introduction plus détaillée, consultez le didacticiel de cosmologie de Ned Wright.

Astronomy Cast a également plusieurs épisodes pertinents sur le sujet. Voici l'épisode 137: Structure à grande échelle de l'univers, Épisode 123: Homogénéité et Épisode 58: Inflation.

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