Le temps de la matière

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Si nous remontons en arrière dans le temps à partir d'aujourd'hui, nous allons trouver un univers de plus en plus dense et chaud. La meilleure manière de voir le passé de l'univers, c'est de regarder loin.
La vitesse de la lumière étant finie, voir loin dans l'espace c'est aussi voir loin dans le passé.

Si nous remontons un peu moins de 14 milliards d'années en arrière, nous arrivons à un point où l'univers se trouve à la température de 3000 K.
Au dessus de cette température, les atomes d'hydrogène, qui forment la majeure partie de la matière dans l'univers sont dissociés : il se forme un plasma, mélange de protons et d'électrons libres les uns des autres. Et un tel plasma est optiquement opaque : il ne laisse pas passer les photons.

3000 K, c'est donc la température à laquelle les photons vont pouvoir se libérer, et c'est le point de départ du rayonnement fossile.
Ce qui veut dire que l'image du ciel vue par le satellite COBE correspond à l'image de l'univers lorsqu'il était à 3000 K, il y a à peu près 14 milliards d'années. Et que, quelle que soit la longueur d'onde utilisée, on ne peut pas voir plus loin.
Cette température est appelée température de découplage électromagnétique.

 


L'origine des éléments légers

On sait que les différents éléments de l'univers se forment dans les étoiles, en particulier à la fin de leur vie. Mais certains éléments légers ne peuvent pas provenir des étoiles, en particulier le deutérium, formé d'un proton et d'un neutron, qui ne résiste pas aux températures stellaires.

les premiers éléments
L'hydrogène, qui est le plus simple des éléments,
n'est formé que d'un proton.

De même l'abondance de l'hélium dans l'univers, ainsi que celle du lithium ne peuvent pas s'expliquer uniquement par leur fabrication au coeur des étoiles.

Remontons encore le temps, et supposons que la température ait atteint la valeur de 10 milliards de degrés : 1010 K.
A ce moment, les noyaux atomiques n'existent pas : l'univers n'est qu'une soupe chaude composée essentiellement de protons, de neutrons, d'électrons et de neutrinos.
Selon une horloge de référence, l'univers est à ce moment-là âgé d'une seconde.

Lorsque la température descend en dessous de 1010 K, l'énergie des neutrinos diminue, les empêchant d'interagir avec les nucléons. Ils deviennent alors libres de circuler. Cette température joue le même rôle vis-à-vis des neutrinos que celle de 3000 K vis-à-vis des photons : c'est la température de découplage faible.
Si nous étions capables de construire un télescope sensible aux neutrinos et non pas aux photons, nous pourrions voir l'univers tel qu'il était à cette température. Et nous remonterions dans le passé d'un million d'années supplémentaires, temps nécessaire à l'univers pour passer de la température de 1010 K à 3000 K.
Plus nous reculons dans le temps, plus les périodes se réduisent. Les hautes températures accélèrent le rythme des phénomènes physiques.

Vers un milliard de degrés, soit une centaine de secondes après le découplage des neutrinos, les neutrons vont pouvoir se combiner aux protons pour former des noyaux de deutérium, et continuer à se joindre à d'autres nucléons pour engendrer des noyaux d'hélium-3, d'hélium-4 et de lithium-7.
Ces réactions nucléaires sont bien connues et reproduites en laboratoire. On peut ainsi calculer théoriquement les abondances respectives de ces éléments : la théorie est en bon accord avec les mesures faites à la surface des étoiles et dans le milieu interstellaire.

 

nucléosynthèse primordiale
Evolution des concentrations relatives des éléments légers pendant la phase de nucléosynthèse primordiale du Big Bang.

Les neutrons disparaissent lentement suite à la fabrication des éléments légers parce que ce sont des particules instables.

Ce phénomène, appelé nucléosynthèse primordiale, est la seconde preuve du Big Bang : aucune autre théorie n'est capable d'expliquer ces abondances d'éléments légers dans l'univers d'aujourd'hui.

Il aura donc fallu une centaine de secondes à l'univers pour fabriquer l'ensemble des éléments légers encore présents aujourd'hui.

 

évolution de la température de l'univers

Tableau schématique de l'évolution de l'univers depuis la première seconde.

A l'âge d'un milliard d'années, les galaxies commencent à se former par regroupement d'étoiles et de gaz, les quasars apparaîtront vers 3 milliards d'années.

 


La naissance des galaxies

Depuis bientôt 14 milliards d'années, la matière se regroupe pour former des galaxies. Comment cela est-il possible au sein d'un univers en expansion?
Il n'y a que la gravitation qui puisse permettre à la matière de se regrouper. Le scénario le plus vraisemblable fait intervenir des "germes", minuscules régions plus denses que leurs alentours, qui vont attirer la matière environnante, laquelle va augmenter encore la surdensité, et ainsi de suite par effet boule de neige.

Mais ce scénario pose deux questions :

Nous avons déjà remarqué que la rotation des galaxies spirales indiquait la présence de masses importantes et non détectées dans leur halo. Ces masses pourraient être constituées de matière dite "sombre", interagissant très peu avec la lumière, ce qui explique pourquoi on ne la détecte pas.

Si cette matière sombre est si peu active, elle a pu commencer à se concentrer avant le découplage électromagnétique à une température bien supérieure à 3000 K, à laquelle les atomes peuvent commencer à exister. Tout le problème est de parvenir à la détecter pour prouver son existence.
Remarquons qu'une variante de cette matière sombre, les WIMPs (Weakly Interactive Massive Particle), sont prévus pas les théories de supersymétrie, qui viennent en complément du modèle standard. Mais ces particules restent encore à découvrir expérimentalement.

Il faut bien reconnaître que la théorie du Big Bang ne fournit pas d'explication claire au problème de la formation des galaxies, et que de nombreuses recherches, tant théoriques qu'expérimentales, restent encore à mener.