Le Big Bang

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Les équations de la Relativité Générale permettent de déduire l'évolution de l'univers. Ces univers sont non statiques (en expansion). Ceci semblait inconcevable à Einstein, pour des raisons essentiellement philosophiques. Il introduisit donc un terme suppémentaire dans ses équations, appelée constante cosmologique, dont le rôle est de contrebalancer la gravité due à la matière contenue dans cet univers.

Mais quelques années plus tard, Hubble, en observant les galaxies lointaines, s'aperçoit qu'elles s'éloignent de nous d'autant plus rapidement qu'elles sont distantes.
La loi de Hubble, qui relie vitesse d'éloignement et distance s'exprime par une relation linéaire : Vc = H * D, où Vc représente la vitesse de récession, D la distance. H est appelée constante de Hubble.

Hubble réalise alors que l'univers est en expansion : comment expliquer autrement cette fuite des galaxies, d'autant plus rapide qu'elles sont loin de nous?

 


L'expansion de l'univers

Il faut bien comprendre que cette expansion est une propriété de l'espace lui-même. Les galaxies ne s'éloignent pas dans un espace figé, elles sont immobiles dans une "trame" qui s'élargit.
En réalité, c'est le redshift de leur spectre que l'on mesure. Or les longueurs d'onde du rayonnement émis grandissent avec l'expansion, comme toutes les longueurs. La "fuite apparente" des galaxies n'est donc que la traduction d'un effet Doppler provoqué par cette expansion de l'univers.

L'image habituellement employée pour décrire cet effet est celle du cake aux raisins en train de cuire : le cake gonfle et les raisins s'éloignent les uns des autres d'autant plus qu'ils sont éloignés.

l'univers en expansion
Chaque raisin voit ses voisins s'éloigner de lui d'autant plus vite qu'ils sont loin, sans que leur taille propre ne varie.

Il n'y a pas de centre à cette expansion. Tout raisin voit les autres s'éloigner, quelle que soit sa position initiale. Il en est de même pour les galaxies dans l'univers.
Notons tout de même que, si les distances entre les galaxies augmentent avec le temps, il n'en est pas de même des distances à l'intérieur des galaxies : la force gravitationnelle s'oppose à cette expansion et permet donc à l'ensemble de la galaxie de rester lié.

 


Le passé de l'univers

Puisque l'univers est en expansion, il était donc plus petit dans le passé que maintenant.
Or, qui dit plus petit, dit plus dense, donc plus chaud. On montre que la température de l'univers diminue de moitié lorsque les distances doublent.

Extrapolons en reculant dans le passé : il y a donc eu un moment où l'univers était aussi petit que l'on peut l'imaginer, et à une température très élevée. La "naissance" de l'univers a donc eu lieu à partir de cette minuscule boule d'énergie qui a gonflé.
On voit donc immédiatement que l'univers a eu un début, et se trouve en expansion : l'idée d'un univers statique existant depuis la nuit des temps vient de s'écrouler.

C'est le belge Lemaitre qui, le premier en 1925, a émis cette hypothèse qu'il avait appelé "l'atome primitif".

Par dérision, l'astrophysicien Fred Hoyle en 1950, qui soutenait une théorie différente, a donné à celle-ci le nom de Big Bang, nom qui lui est restée.

Encore une fois, attention à ne pas voir le Big Bang comme une explosion de matière au sein d'un univers vide : c'est l'univers lui-même qui est en expansion.

Pour reprendre l'image du cake, il faut imaginer qu'il n'existe rien en dehors du cake lui-même, et qu'au tout début, toute la pâte se trouve concentrée en un volume aussi petit que l'on veut qui gonfle avec le temps.
L'espace et le temps naissent au moment du Big Bang : avant et ailleurs sont des termes qui n'ont pas de sens, car il n'existe rien en dehors de l'univers et avant sa création.

 


Le rayonnement fossile

De la même manière qu'une pièce de métal chauffée conserve longtemps sa chaleur et continue à la rayonner, alors, si l'univers a été dans son passé suffisament chaud, il doit continuer à rayonner comme un corps noir.
Mais ce rayonnement doit maintenant se situer dans le domaine des micro-ondes, correspondant à une température très faible : en 1948, George Gamow l'estime à 6 K ; et en 1965, Penzias et Wilson observent effectivement un rayonnement correspondant à une température d'environ 3 K.

Depuis, les satellites COBE, WMAP, et récemment Planck ont permis des mesures plus fines, la température du rayonnement de fond cosmologique est de 2,736 K. On peut dire que c'est la température actuelle de l'univers.

le rayonnement fossile vu par COBE
Fluctuations du rayonnement fossile mesurées par le satellite COBE en 1990, une fois retirées les influences du mouvement de la Terre dans l'espace et de la galaxie.

Ce rayonnement est extrèmement uniforme : en effet, les régions en rouge sont plus chaudes que les bleues pour 1/100.000 ème seulement.

Source NASA / COBE.

le rayonnement fossile vu par WMAP
Les mêmes fluctuations mesurées par WMAP en 2003.
le rayonnement fossile vu par Planck
Encore les mêmes fluctuations, mais mesurées par Planck en 2013. Notez les progrès dans la résolution au fur et à mesure du temps.

Les minuscules fluctuations que l'on observe sont les germes à partir desquels la matière va croitre, formant plus tard les étoiles et les galaxies.

Ce rayonnement, dont le spectre est celui d'un corps noir presque parfait, est la première preuve vraiment sure de la théorie du Big Bang.
Très récemment, avec l'aide du VLT, on a mesuré la température d'un nuage de gaz devant un quasar situé à 12 milliards d'années lumière.
Ce nuage est chauffé par le rayonnement cosmologique, et la température mesurée de 14 K est en accord avec celle du rayonnement cosmologique tel qu'il était à ce moment-là.

L'expansion de l'univers est parfois présentée comme une autre preuve du Big Bang, mais elle repose sur des mesures de redshift aux quelles certains attribuent une autre origine.

 


Références :
The microwave background temperature at the redshift of 2.33771 (R. Srianand)