29.3 : Le début de l'univers
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrivez à quoi ressemblait l'univers pendant les premières minutes qui ont suivi son expansion
- Expliquez comment les premiers nouveaux éléments se sont formés au cours des premières minutes qui ont suivi le Big Bang
- Décrivez comment le contenu de l'univers change lorsque la température de l'univers diminue
Les meilleures preuves dont nous disposons aujourd'hui indiquent que les premières galaxies n'ont commencé à se former que quelques centaines de millions d'années après le Big Bang. À quoi ressemblaient les choses avant l'apparition des galaxies et où l'espace ne s'étendait pas encore de manière très significative ? Étonnamment, les scientifiques ont pu calculer en détail ce qui se passait dans l'univers dans les premières minutes qui ont suivi le Big Bang.
L'histoire de l'idée
C'est une chose de dire que l'univers a eu un début (comme le suggèrent les équations de la relativité générale) et c'en est une autre de décrire ce début. Le prêtre et cosmologiste belge Georges Lemaître a probablement été le premier à proposer un modèle spécifique pour le Big Bang lui-même (Figure\(\PageIndex{1}\)). Il a imaginé toute la matière de l'univers en commençant par une grande masse qu'il a appelée l'atome primitif, qui s'est ensuite brisée en un nombre énorme de morceaux. Chacune de ces pièces a continué à se fragmenter jusqu'à devenir les atomes actuels de l'univers, créés lors d'une vaste fission nucléaire. Dans un récit populaire de sa théorie, Lemaître a écrit : « L'évolution du monde peut être comparée à un spectacle de feux d'artifice qui vient de se terminer : quelques feux rouges, des cendres et de la fumée. Debout sur une cendre bien refroidie, nous observons la lente disparition des soleils et nous essayons de nous souvenir de l'éclat perdu de l'origine des mondes. »
Les physiciens d'aujourd'hui en savent beaucoup plus sur la physique nucléaire que dans les années 1920, et ils ont démontré que le modèle de fission primaire ne peut pas être correct. Pourtant, la vision de Lemaître était, à certains égards, tout à fait prophétique. Nous pensons toujours que tout était réuni au début ; ce n'était tout simplement pas sous la forme de matière que nous connaissons aujourd'hui. Les principes physiques de base nous indiquent que lorsque l'univers était beaucoup plus dense, il faisait également beaucoup plus chaud, et qu'il se refroidit au fur et à mesure de son expansion, tout comme le gaz se refroidit lorsqu'il est pulvérisé à partir d'une bombe aérosol.
Dans les années 1940, les scientifiques savaient que la fusion de l'hydrogène en hélium était la source de l'énergie solaire. La fusion nécessite des températures élevées, et l'univers primitif devait être chaud. Sur la base de ces idées, le physicien américain George Gamow (Figure\(\PageIndex{2}\)) a suggéré un univers ayant un début différent impliquant la fusion nucléaire au lieu de la fission. Ralph Alpher a élaboré les détails de sa thèse de doctorat et les résultats ont été publiés en 1948. (Gamow, qui avait un sens de l'humour original, a décidé à la dernière minute d'ajouter le nom du physicien Hans Bethe à son article, afin que les coauteurs de cet article sur le début des choses soient Alpher, Bethe et Gamow, un jeu de mots sur les trois premières lettres de l'alphabet grec : alpha, bêta et gamma.) L'univers de Gamow a commencé avec des particules fondamentales qui ont constitué les éléments lourds par fusion lors du Big Bang.
Les idées de Gamow étaient proches de notre vision moderne, sauf que nous savons maintenant que l'univers primitif n'est resté suffisamment chaud pour la fusion que pendant un court moment. Ainsi, seuls les trois éléments les plus légers, à savoir l'hydrogène, l'hélium et une petite quantité de lithium, se sont formés en quantités appréciables au début. Les éléments plus lourds se sont formés plus tard dans les étoiles. Depuis les années 1940, de nombreux astronomes et physiciens ont travaillé sur une théorie détaillée de ce qui s'est passé aux premiers stades de l'univers.
Les premières minutes
Commençons par les premières minutes qui suivent le Big Bang. Trois idées de base sont essentielles pour retracer les changements survenus juste après la création de l'univers. La première, comme nous l'avons déjà mentionné, est que l'univers se refroidit au fur et à mesure de son expansion. La figure\(\PageIndex{3}\) montre comment la température change au fil du temps. Notez qu'une période de temps énorme, allant d'une infime fraction de seconde à des milliards d'années, est résumée dans ce diagramme. En une fraction de seconde, l'univers était incroyablement chaud. Au bout de 0,01 seconde, la température était tombée à 100 milliards (\(10^{11}\)) K. Après environ 3 minutes, elle était tombée à environ 1 milliard (109) K, soit encore 70 fois plus chaud que l'intérieur du Soleil. Après quelques centaines de milliers d'années, la température était tombée à seulement 3 000 K, et l'univers n'a cessé de se refroidir depuis lors.
Toutes ces températures, sauf la dernière, sont dérivées de calculs théoriques puisque (évidemment) personne n'était là pour les mesurer directement. Cependant, comme nous le verrons dans la section suivante, nous avons effectivement détecté la faible lueur des radiations émises à une époque où l'univers avait quelques centaines de milliers d'années. Nous pouvons mesurer les caractéristiques de ce rayonnement pour savoir à quoi ressemblaient les choses il y a longtemps. En effet, le fait que nous ayons trouvé cette lueur ancienne est l'un des arguments les plus solides en faveur du modèle Big Bang.
La deuxième étape pour comprendre l'évolution de l'univers est de se rendre compte que, très tôt, il faisait si chaud qu'il contenait principalement des radiations (et non la matière que nous voyons aujourd'hui). Les photons qui remplissaient l'univers pouvaient entrer en collision et produire des particules matérielles ; c'est-à-dire que dans les conditions qui ont suivi le Big Bang, l'énergie pouvait se transformer en matière (et la matière pouvait se transformer en énergie). Nous pouvons calculer la quantité de masse produite à partir d'une quantité d'énergie donnée en utilisant la formule d'Einstein\(E = mc^2\) (voir le chapitre sur The Sun : A Nuclear Powerhouse).
L'idée que l'énergie pourrait se transformer en matière dans l'univers au sens large est nouvelle pour de nombreux étudiants, car elle ne fait pas partie de notre quotidien. C'est parce que, lorsque nous comparons l'univers d'aujourd'hui à ce qu'il était juste après le Big Bang, nous vivons une époque froide et difficile. Les photons présents dans l'univers d'aujourd'hui ont généralement une énergie bien inférieure à la quantité requise pour fabriquer de la nouvelle matière. Lors de la discussion sur la source de l'énergie solaire dans The Sun : A Nuclear Powerhouse, nous avons brièvement mentionné que lorsque des particules subatomiques de matière et d'antimatière entrent en collision, elles se transforment en énergie pure. Mais l'inverse, l'énergie se transformant en matière et en antimatière, est tout aussi possible. Ce processus a été observé dans des accélérateurs de particules du monde entier. Si nous avons suffisamment d'énergie, dans les bonnes circonstances, de nouvelles particules de matière (et d'antimatière) sont effectivement créées, et les conditions étaient réunies pendant les premières minutes qui ont suivi le début de l'expansion de l'univers.
Notre troisième point clé est que plus l'univers était chaud, plus les photons disponibles pour produire de la matière et de l'antimatière étaient énergétiques (Figure\(\PageIndex{3}\)). Pour prendre un exemple précis, à une température de 6 milliards de\(\left( 6 \times 10^9 \right)\) K, la collision de deux photons typiques peut créer un électron et son homologue antimatière, un positron. Si la température dépasse\(10^{14}\) K, des protons et des antiprotons beaucoup plus massifs peuvent être créés.
L'évolution de l'univers primitif
En gardant ces trois idées à l'esprit, nous pouvons suivre l'évolution de l'univers à partir du moment où il avait environ 0,01 seconde et où il avait une température d'environ 100 milliards de K. Pourquoi ne pas commencer par le tout début ? Il n'existe pas encore de théorie nous permettant de revenir à un temps antérieur à environ la\(10^{–43}\) seconde (ce nombre est un point décimal suivi de 42 zéros puis d'un). Il est si petit que nous ne pouvons pas le relier à quoi que ce soit dans notre vie quotidienne. Lorsque l'univers était si jeune, sa densité était si élevée que la théorie de la relativité générale n'est pas suffisante pour le décrire, et même le concept de temps s'effondre.
Les scientifiques, soit dit en passant, ont réussi un peu mieux à décrire l'univers lorsqu'il était plus vieux que la\(10^{–43}\) deuxième, mais qu'il était encore âgé de moins de 0,01 seconde environ. Nous examinerons certaines de ces idées plus loin dans ce chapitre, mais pour l'instant, nous voulons commencer par des situations un peu plus familières.
À l'âge de 0,01 seconde, l'univers était constitué d'une soupe de matière et de radiations ; la matière comprenait des protons et des neutrons, des restes d'un univers encore plus jeune et plus chaud. Chaque particule est entrée en collision rapide avec d'autres particules. La température n'était plus assez élevée pour permettre à des photons entrant en collision de produire des neutrons ou des protons, mais elle était suffisante pour la production d'électrons et de positrons (Figure\(\PageIndex{4}\)). Il y avait probablement aussi une mer de particules subatomiques exotiques qui joueraient plus tard un rôle de matière noire. Toutes les particules se baladaient d'elles-mêmes ; il faisait encore beaucoup trop chaud pour que les protons et les neutrons se combinent pour former les noyaux des atomes.
Imaginez l'univers actuel comme un chaudron bouillonnant, dans lequel des photons entrent en collision et échangent de l'énergie, et sont parfois détruits pour créer une paire de particules. Les particules sont également entrées en collision les unes avec les autres. Souvent, une particule de matière et une particule d'antimatière se rencontraient et se transformaient en une explosion de rayons gamma.
Parmi les particules créées au cours des premières phases de l'univers se trouvait le neutrino fantomatique (voir The Sun : A Nuclear Powerhouse), qui n'interagit aujourd'hui que très rarement avec la matière ordinaire. Cependant, dans les conditions de surpeuplement qui régnaient au tout début de l'univers, les neutrinos ont rencontré tellement d'électrons et de positrons qu'ils ont eu de fréquentes interactions malgré leur nature « antisociale ».
Lorsque l'univers avait un peu plus d'une seconde, sa densité avait chuté au point que les neutrinos n'interagissaient plus avec la matière mais voyageaient simplement librement dans l'espace. En fait, ces neutrinos devraient maintenant être partout autour de nous. Comme ils voyagent dans l'espace sans entraves (et donc inchangés) depuis que l'univers a atteint l'âge d'une seconde, la mesure de leurs propriétés constituerait l'un des meilleurs tests du modèle Big Bang. Malheureusement, la caractéristique même qui les rend si utiles, à savoir le fait qu'ils interagissent si faiblement avec la matière qu'ils ont survécu intacts pendant presque la première seconde, les rend également impossibles à mesurer, du moins avec les techniques actuelles. Peut-être qu'un jour quelqu'un trouvera un moyen de capturer ces messagers insaisissables du passé.
Forme des noyaux atomiques
Lorsque l'univers avait environ 3 minutes et que sa température était descendue à environ 900 millions de K, les protons et les neutrons pouvaient se combiner. À des températures plus élevées, ces noyaux atomiques avaient été immédiatement détruits par des interactions avec des photons de haute énergie et ne pouvaient donc pas survivre. Mais aux températures et densités atteintes entre 3 et 4 minutes après le début, le deutérium (un proton et un neutron) a duré suffisamment longtemps pour que les collisions puissent en convertir une partie en hélium (Figure\(\PageIndex{4}\)). Essentiellement, l'univers entier agissait comme le font les centres des étoiles aujourd'hui, en fusionnant de nouveaux éléments issus de composants plus simples. De plus, une petite partie de l'élément 3, le lithium, pourrait également se former.
Cette explosion de fusion cosmique n'était cependant qu'un bref interlude. Quatre minutes après le Big Bang, plus d'hélium avait du mal à se former. L'univers continuait de s'étendre et de se refroidir. Après la formation d'hélium et d'un peu de lithium, la température avait chuté si bas que la fusion des noyaux d'hélium en éléments encore plus lourds n'a pas pu se produire. Aucun élément autre que le lithium ne pouvait se former au cours des premières minutes. Cette période de 4 minutes a marqué la fin de l'époque où l'univers entier était une usine de fusion. Dans l'univers cool que nous connaissons aujourd'hui, la fusion de nouveaux éléments se limite aux centres des étoiles et aux explosions de supernovae.
Pourtant, le fait que le modèle Big Bang permette de créer une grande quantité d'hélium est la réponse à un mystère de longue date en astronomie. En d'autres termes, il y a trop d'hélium dans l'univers pour qu'on puisse l'expliquer par ce qui se passe à l'intérieur des étoiles. Toutes les générations d'étoiles qui ont produit de l'hélium depuis le Big Bang ne peuvent expliquer la quantité d'hélium que nous observons. De plus, même les étoiles les plus anciennes et les galaxies les plus éloignées contiennent des quantités importantes d'hélium. Ces observations trouvent une explication naturelle dans la synthèse de l'hélium par le Big Bang lui-même au cours des premières minutes. Nous estimons que 10 fois plus d'hélium a été fabriqué au cours des 4 premières minutes de l'univers que dans toutes les générations d'étoiles au cours des 10 à 15 milliards d'années suivantes.
Ces jolies animations qui expliquent la manière dont les différents éléments formés dans l'histoire de l'univers proviennent du site Origins of the Elements de l'université de Chicago.
Apprendre à partir du deutérium
Nous pouvons apprendre beaucoup de choses de la façon dont l'univers primitif a créé les noyaux atomiques. Il s'avère que tout le deutérium (un noyau d'hydrogène contenant un neutron) de l'univers s'est formé au cours des 4 premières minutes. Dans les étoiles, toute région suffisamment chaude pour fusionner deux protons et former un noyau de deutérium est également suffisamment chaude pour la modifier davantage, soit en la détruisant par collision avec un photon énergétique, soit en le convertissant en hélium par des réactions nucléaires.
La quantité de deutérium qui peut être produite au cours des 4 premières minutes suivant la création dépend de la densité de l'univers au moment de la formation du deutérium. Si la densité avait été relativement élevée, presque tout le deutérium aurait été converti en hélium par des interactions avec des protons, comme c'est le cas dans les étoiles. Si la densité avait été relativement faible, l'univers se serait étendu et se serait aminci assez rapidement pour qu'une partie du deutérium ait survécu. La quantité de deutérium que nous voyons aujourd'hui nous donne donc une idée de la densité de l'univers lorsqu'il avait environ 4 minutes. Les modèles théoriques peuvent relier la densité alors à la densité actuelle ; ainsi, les mesures de l'abondance de deutérium aujourd'hui peuvent nous donner une estimation de la densité actuelle de l'univers.
Les mesures du deutérium indiquent que la densité actuelle de la matière ordinaire (protons et neutrons) est d'environ\(5 \times 10^{–28} \text{ kg/m}^3\). Le deutérium ne peut fournir qu'une estimation de la densité de la matière ordinaire, car l'abondance du deutérium est déterminée par les particules qui interagissent pour le former, à savoir les protons et les neutrons seuls. Grâce à l'abondance de deutérium, nous savons qu'il n'y a pas assez de protons et de neutrons, environ 20 fois, pour produire un univers à densité critique.
Nous savons toutefois que certaines particules de matière noire s'ajoutent à la densité globale de matière de l'univers, qui est alors supérieure à celle calculée pour la seule matière ordinaire. Comme les particules de matière noire n'affectent pas la production de deutérium, la mesure de l'abondance du deutérium ne permet pas de déterminer la quantité de matière noire existante. La matière noire est constituée d'une sorte de particule exotique, qui n'a encore été détectée dans aucun laboratoire terrestre. Il n'est certainement pas fait de protons et de neutrons comme les lecteurs de ce livre.
Résumé
Lemaître, Alpher et Gamow ont d'abord élaboré les idées que l'on appelle aujourd'hui la théorie du Big Bang. L'univers se refroidit à mesure qu'il s'étend. L'énergie des photons est déterminée par leur température, et les calculs montrent que dans l'univers primitif et chaud, les photons avaient tellement d'énergie que lorsqu'ils se heurtaient les uns aux autres, ils pouvaient produire des particules matérielles. À mesure que l'univers s'étendait et se refroidissait, des protons et des neutrons se sont formés d'abord, puis des électrons et des positrons Ensuite, les réactions de fusion ont produit des noyaux de deutérium, d'hélium et de lithium. Les mesures de l'abondance du deutérium dans l'univers actuel montrent que la quantité totale de matière ordinaire dans l'univers ne représente qu'environ 5 % de la densité critique.
Lexique
- deutérium
- une forme d'hydrogène dans laquelle le noyau de chaque atome est constitué d'un proton et d'un neutron
- fusion
- la construction de noyaux atomiques plus lourds à partir de noyaux plus légers
- lithium
- le troisième élément du tableau périodique ; des noyaux de lithium contenant trois protons et quatre neutrons ont été fabriqués au cours des premières minutes de l'expansion de l'univers