11.8 : Évolution de l'univers primitif
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À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrivez l'évolution de l'univers primitif en termes de quatre forces fondamentales
- Utiliser le concept de lentille gravitationnelle pour expliquer les phénomènes astronomiques
- Fournir des preuves du Big Bang en termes de rayonnement de fond cosmique
- Distinguer la matière noire de l'énergie noire
Dans la section précédente, nous avons discuté de la structure et de la dynamique de l'univers. En particulier, l'univers semble s'étendre et même s'accélérer. Mais à quoi ressemblait l'univers au début des temps ? Dans cette section, nous discutons des preuves que les scientifiques ont pu recueillir sur les débuts de l'univers et son évolution jusqu'à nos jours.
L'univers primitif
Avant la courte période d'inflation cosmique, les cosmologistes pensent que toute la matière de l'univers était comprimée dans un espace beaucoup plus petit qu'un atome. Les cosmologistes pensent en outre que l'univers était extrêmement dense et chaud et que les interactions entre les particules étaient régies par une seule force. En d'autres termes, les quatre forces fondamentales (nucléaire forte, électromagnétique, nucléaire faible et gravitationnelle) fusionnent en une seule à ces énergies (Figure\(\PageIndex{1}\)). Comment et pourquoi cette « unité » se décompose à des énergies plus faibles est un problème important non résolu en physique.
Les modèles scientifiques des débuts de l'univers sont hautement spéculatifs. La figure\(\PageIndex{2}\) montre un croquis d'une chronologie possible des événements.
- Big Bang\((t < 10^{-43} s)\) : Les lois actuelles de la physique s'effondrent. À la fin du Big Bang initial, la température de l'univers est d'environ\(T = 10^{32}K\).
- Phase inflationniste\((t = 10^{-43} \, to \, 10^{-35})\) : L'univers se développe de façon exponentielle et la gravité se sépare des autres forces. L'univers se refroidit à peu près\(T = 10^{27}K\).
- Âge des leptons\((t = 10^{-35} \, to \, 10^{-6} s)\) : Alors que l'univers continue de s'étendre, la force nucléaire forte se sépare des forces électromagnétiques et des forces nucléaires faibles (ou force électrofaible). Peu de temps après, la faible force nucléaire se sépare de la force électromagnétique. L'univers est une soupe chaude de quarks, de leptons, de photons et d'autres particules.
- Âge des nucléons\((t = 10^{-6} \, to 225 \, s)\) : L'univers est constitué de leptons et de hadrons (tels que des protons, des neutrons et des mésons) en équilibre thermique. La production et l'annihilation de paires se produisent avec la même facilité, de sorte que les photons restent en équilibre thermique :\[\gamma + \gamma \rightleftharpoons e^- + e^+ \nonumber \]\[\gamma + \gamma \rightleftharpoons p + \overline{p} \nonumber \]\[\gamma + \gamma \rightleftharpoons n + \overline{n}. \nonumber \] le nombre de protons est approximativement égal au nombre de neutrons par interaction avec les neutrinos :\[\nu_e + n \rightleftharpoons e^- + p \nonumber \]\[\overline{\nu}_e + p \rightleftharpoons e^+ + n. \nonumber \] La température de l'univers se fixe à environ\(10^{11} K\) —beaucoup trop froid pour la production continue de paires nucléon-antinucléon. Le nombre de protons et de neutrons commence à dominer celui de leurs antiparticules, de sorte que les\((n\overline{n})\) annihilations proton-antiproton\((p\overline{p})\) et neutron-antineutron diminuent. Des deutérons (paires proton-neutron) commencent à se former.
- Âge de la nucléosynthèse (\(t = 225 s\)jusqu'à 1000 ans) : À mesure que l'univers continue de s'étendre, les deutérons réagissent avec les protons et les neutrons pour former des noyaux plus gros ; ces noyaux plus gros réagissent avec les protons et les neutrons pour former des noyaux encore plus gros. À la fin de cette période, environ 1/4 de la masse de l'univers est constituée d'hélium. (Cela explique la quantité actuelle d'hélium dans l'univers.) Les photons n'ont pas l'énergie nécessaire pour continuer à produire des électrons-positons, de sorte que les électrons et les positrons s'annihilent mutuellement en photons uniquement.
- Âge des ions (\((t = 1000\)jusqu'à 3 000 ans) : L'univers est suffisamment chaud pour ioniser les atomes qui se forment. L'univers est composé d'électrons, de positrons, de protons, de noyaux légers et de photons.
- Âge des atomes (\((3000\)jusqu'à 300 000 ans) : L'univers se refroidit en dessous\(10^5\, K\) et des atomes se forment. Les photons n'interagissent pas fortement avec les atomes neutres, ils se « découplent » (se séparent) des atomes. Ces photons constituent le rayonnement de fond diffus cosmique qui sera discuté plus loin.
- Âge des étoiles et des galaxies (\((t = 300,000\)années à aujourd'hui) : Les atomes et les particules sont réunis par gravité et forment de gros amas. Les atomes et les particules des étoiles subissent une réaction de fusion nucléaire.
Regardez cette vidéo pour en savoir plus sur la cosmologie du Big Bang.
Pour décrire quantitativement les conditions de l'univers primitif, rappelons la relation entre l'énergie thermique moyenne d'une particule (E) dans un système de particules en interaction et la température d'équilibre (T) de ce système :\[E = k_BT, \nonumber \] où\(k_B\) est la constante de Boltzmann. Dans les conditions chaudes des débuts de l'univers, les énergies des particules étaient incroyablement grandes.
Stratégie
L'énergie thermique moyenne d'une particule dans un système de particules en interaction dépend de la température d'équilibre de ce système. Cette température approximative nous est donnée dans la chronologie ci-dessus.
Solution
Les cosmologistes pensent que la température de l'univers juste après le Big Bang était d'environ\(T = 10^{32}K\). Par conséquent, l'énergie thermique moyenne d'une particule aurait été
\[k_BT \approx (10^{-4}eV/K)(10^{32}K) = 10^{28} eV = 10^{19} GeV. \nonumber \]
L'importance
Cette énergie est bien supérieure de plusieurs ordres de grandeur à l'énergie des particules produite par les accélérateurs de particules fabriqués par l'homme. Actuellement, ces accélérateurs fonctionnent à des énergies inférieures à\(10^4 \, GeV\).
Comparez l'abondance d'hélium en masse 10 000 ans après le Big Bang et aujourd'hui.
- Réponse
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à peu près le même
Les nucléons se forment à des énergies approximativement égales à la masse restante d'un proton, soit 1000 MeV. La température correspondant à cette énergie est donc
\[T = \dfrac{1000 \, MeV}{8.62 \times 10^{11} MeV \cdot K^{-1}} = 1.2 \times 10^{13}K. \nonumber \]
Des températures de cette valeur ou plus existaient au cours de la première seconde des débuts de l'univers. Une analyse similaire peut être effectuée pour les atomes. Les atomes se forment à une énergie égale à l'énergie d'ionisation de l'hydrogène à l'état fondamental (13 eV). La température effective pour la formation des atomes est donc
\[T = \dfrac{13 \, eV}{8.62 \times 10^5 \, eV \cdot K_{-1}} = 1.6 \times 10^5 K. \nonumber \]
Cela se produit bien après la séparation des quatre forces fondamentales, y compris les forces nécessaires pour lier les protons et les neutrons dans le noyau (force nucléaire forte) et pour lier les électrons au noyau (force électromagnétique).
Nucléosynthèse d'éléments légers
L'abondance relative des éléments légers hydrogène, hélium, lithium et béryllium dans l'univers fournit des preuves clés du Big Bang. Les données suggèrent qu'une grande partie de l'hélium de l'univers est primordiale. Par exemple, il s'avère que 25 % de la matière de l'univers est de l'hélium, ce qui est trop abondant et ne peut pas être expliqué par la production d'hélium dans les étoiles.
Quelle part des éléments de l'univers a été créée lors du Big Bang ? Si vous reculez le temps, l'univers devient de plus en plus comprimé et de plus en plus chaud. Finalement, des températures sont atteintes qui permettent la nucléosynthèse, la période de formation des noyaux, similaire à celle qui se produit au cœur du Soleil. On pense que la nucléosynthèse du Big Bang s'est produite quelques centaines de secondes après le Big Bang.
Comment s'est produite la nucléosynthèse du Big Bang ? Au début, les protons et les neutrons se sont combinés pour former des deutérons,\(^2H\). Le deutéron a capturé un neutron pour former du triton,\(^3H\) le noyau de l'hydrogène radioactif appelé tritium. Les deutérons ont également capturé des protons pour fabriquer de l'hélium\(^3He\). Lors de la\(^3H\) capture d'un proton ou\(^3He\) d'un neutron, il en\(^4He\) résulte de l'hélium. À ce stade du Big Bang, le rapport entre les protons et les neutrons était d'environ 7:1. Ainsi, le processus de conversion a\(^4He\) épuisé presque tous les neutrons. Le processus a duré environ 3 minutes et presque toute\(25\%\) la matière s'est transformée en\(^4He\), avec de petits pourcentages de\(^2H\),\(^3H\) et\(^3He\). De petites quantités\(^7Li\) de sable se\(^7Be\) sont également formées. L'expansion pendant cette période a suffisamment refroidi l'univers pour que les réactions nucléaires s'arrêtent. L'abondance des noyaux légers\(^2H\)\(^4He\), et\(^7Li\) créés après le Big Bang, dépend fortement de la densité de la matière.
Les abondances prévues des éléments dans l'univers fournissent un test rigoureux de la nucléosynthèse du Big Bang et du Big Bang. Les récentes estimations expérimentales de la densité de matière obtenues à l'aide de la sonde d'anisotropie par micro-ondes Wilkinson (WMAP) concordent avec les prévisions du modèle. Cet accord fournit des preuves convaincantes du modèle Big Bang.
Rayonnement de fond diffus cosmique
Selon les modèles cosmologiques, l'événement Big Bang aurait dû laisser derrière lui un rayonnement thermique appelé rayonnement de fond diffus cosmique (CMBR). L'intensité de ce rayonnement doit suivre la courbe de rayonnement du corps noir (photons et ondes de matière). La loi de Wien stipule que la longueur d'onde du rayonnement à l'intensité maximale est
\[\lambda_{max} = \dfrac{2.898 \times 10^{-3} \, m \cdot K}{T}, \nonumber \]
où T est la température en kelvins. Les scientifiques s'attendaient à ce que l'expansion de l'univers « étire la lumière » et que la température soit très basse, de sorte que le rayonnement de fond cosmique devrait être de longue longueur d'onde et de faible énergie.
Dans les années 1960, Arno Penzias et Robert Wilson des laboratoires Bell ont remarqué que quoi qu'ils fassent, ils ne pouvaient pas se débarrasser d'un faible bruit de fond dans leur système de communication par satellite. Le bruit était dû à un rayonnement dont la longueur d'onde était de l'ordre du centimètre (région des micro-ondes). Plus tard, ce bruit a été associé au rayonnement de fond cosmique. Une carte d'intensité du rayonnement de fond cosmique apparaît sur la figure\(\PageIndex{3}\). Le spectre thermique est bien modélisé par une courbe en corps noir qui correspond à une température\(T = 2.7 \, K\) (Figure\(\PageIndex{4}\)).
La formation d'atomes au début de l'univers rend ces atomes moins susceptibles d'interagir avec la lumière. Par conséquent, les photons qui appartiennent au rayonnement de fond cosmique doivent s'être séparés de la matière à une température T associée à 1 eV (l'énergie d'ionisation approximative d'un atome). La température de l'univers à ce stade était
\[k_BT \sim 1 \, eV \Rightarrow T = \dfrac{1 \, eV}{8.617 \times 10^5 eV/K} \sim 10^4 \, K. \nonumber \]
Selon les modèles cosmologiques, la dernière diffusion de particules chargées par les photons remonte à environ 380 000 ans après le Big Bang. Avant cette époque, la matière de l'univers était sous forme de plasma et les photons étaient « thermalisés ».
Antimatière et matière
Nous savons par observation directe que l'antimatière est rare. La Terre et le système solaire sont presque de la matière pure, et la majeure partie de l'univers semble également dominée par la matière. Cela est prouvé par l'absence de rayonnement d'annihilation provenant de l'espace, en particulier par l'absence relative de\(\gamma\) rayons de 0,511 MeV créés par l'annihilation mutuelle des électrons et des positrons. (Dans la nature, l'antimatière est créée lors de collisions de particules et de\(\beta^+\) désintégration, mais uniquement en petites quantités qui s'annihilent rapidement, laissant subsister de la matière presque pure.)
Malgré la prédominance observée de la matière sur l'antimatière dans l'univers, le Modèle standard des interactions entre particules et les mesures expérimentales ne suggèrent que de petites différences dans la manière dont la matière et l'antimatière interagissent. Par exemple, les désintégrations neutres du kaon ne produisent qu'un peu plus de matière que l'antimatière. Pourtant, si cette désintégration produisait un peu plus de matière que d'antimatière dans les débuts de l'univers, le reste pourrait s'annihiler paire par paire, laissant la plupart du temps de la matière ordinaire former les étoiles et les galaxies. De cette façon, le grand nombre d'étoiles que nous observons n'est peut-être qu'un infime vestige de la matière originale créée lors du Big Bang.
Matière noire et énergie noire
Au cours des deux dernières décennies, de nouvelles techniques plus puissantes ont révélé que l'univers est rempli de matière noire. Ce type de matière est intéressant et important car, actuellement, les scientifiques ne savent pas de quoi il s'agit ! Cependant, on peut déduire son existence par la déflexion de la lumière lointaine des étoiles. Par exemple, si la lumière d'une galaxie lointaine est déformée par le champ gravitationnel d'un amas de matière noire entre nous et la galaxie, il est possible que deux images de la même galaxie puissent être produites (Figure\(\PageIndex{5}\)). La flexion de la lumière par le champ gravitationnel de la matière est appelée lentille gravitationnelle. Dans certains cas, la lumière des étoiles se déplace vers un observateur par de multiples trajets autour de la galaxie, produisant ainsi un anneau (Figure\(\PageIndex{6}\)).
Sur la base des recherches actuelles, les scientifiques savent seulement que la matière noire est froide, se déplace lentement et interagit faiblement avec la matière ordinaire. Les candidats à la matière noire incluent les neutralinos (partenaires des bosons Z, des photons et des bosons de Higgs dans la « théorie de la supersymétrie ») et les particules qui circulent en minuscules anneaux formés par des dimensions spatiales supplémentaires.
Des mesures astronomiques de plus en plus précises de l'univers en expansion révèlent également la présence d'une nouvelle forme d'énergie appelée énergie noire. Cette énergie est censée expliquer des valeurs plus importantes que prévu des décalages vers le rouge galactiques observés pour des galaxies lointaines. Ces décalages vers le rouge suggèrent que l'univers ne se contente pas de s'étendre, mais qu'il s'étend à un rythme croissant. On ne sait pratiquement rien de la nature et des propriétés de l'énergie noire. Ensemble, l'énergie noire et la matière noire représentent deux des énigmes les plus intéressantes et les plus irrésolues de la physique moderne. Les scientifiques attribuent\(68.3 \%\) l'énergie de l'univers à l'énergie noire,\(26.8\%\) à la matière noire et uniquement\(4.9\%\) à l'énergie massique des particules ordinaires (Figure\(\PageIndex{7}\)).
Compte tenu du grand mystère actuel qui entoure la nature de la matière noire et de l'énergie noire, les humbles paroles d'Isaac Newton sont aussi vraies aujourd'hui qu'elles l'étaient il y a des siècles : « Je ne sais pas ce que je peux apparaître au monde, mais pour moi, j'ai l'impression d'avoir été comme un garçon jouant au bord de la mer et se divertissant de temps en temps. trouver un caillou plus lisse ou une coquille plus jolie que d'habitude, alors que le grand océan de vérité n'était pas découvert devant moi. »