Astronomie

L'univers entier proche du Big Bang était-il très petit, ou juste très dense ?

L'univers entier proche du Big Bang était-il très petit, ou juste très dense ?


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Je suis désolé que cette question soit probablement idiote pour les astronomes professionnels, dont je ne fais pas partie.

J'entends souvent lors de conférences qu'immédiatement après le Big Bang, l'univers était petit, disons, de la taille d'un pamplemousse ou quelque chose comme ça. Mais à cause de l'inflation qui a étiré l'espace à une vitesse super-légère (mais finie), l'univers observable maintenant, peut ne pas être l'univers entier, et l'univers entier peut être infini. S'il est infini, alors il semblerait qu'il ait dû être infini aussi dans l'enfance, juste très dense. En fait, il semble "à la limite", il devait être infini même au Big Bang.

Alors, question :

L'univers primitif était-il petit, ou seulement dense mais toujours infini ?

Et au Big Bang, était-ce infini ?

Quand les astronomes disent que l'univers primitif était petit, veulent-ils simplement dire « la partie de l'univers qui correspond à notre univers observable était petite » ?


Je suis désolé que cette question soit probablement idiote pour les astronomes professionnels, dont je ne fais pas partie.

Cette question n'est en aucun cas idiote. Votre question est courante sur la cosmologie (l'étude d'où vient l'univers, comment il évolue et quel sera son destin). Les médias massacrent souvent horriblement ces concepts, ce qui entraîne beaucoup de confusion (de toutes les informations scientifiques, ils semblent avoir le plus de mal à rendre compte de la cosmologie avec précision). Votre inquisition est définitivement une bonne chose.

Quand les astronomes disent que l'univers primitif était petit, veulent-ils simplement dire « la partie de l'univers qui correspond à notre univers observable était petite » ?

Eh bien, ils font généralement référence à l'univers entier. Dans mon dernier paragraphe, j'explique ce que cela implique pour l'univers observable.

S'il est infini, alors il semblerait qu'il ait dû être infini aussi dans l'enfance, juste très dense. En fait, il semble "à la limite", il devait être infini même au Big Bang.

Vous êtes plus proche de la vérité. Lorsque nous parlons de l'expansion de l'Univers, nous disons vraiment que l'espace est en train de se créer entre toute la matière.

Comme vous l'avez mentionné, l'Univers peut être infini. Ce n'est pas comme une boule, mais plutôt comme une grille plate, et son "expansion" signifie simplement que les distances entre les objets sur la grille augmentent. Essentiellement, plus d'espace est créé entre les objets. C'est ce que nous entendons par expansion - que les objets s'éloignent les uns des autres, car plus d'espace est créé entre eux. Vous trouverez ci-dessous un gif que j'ai créé pour le démontrer :

Une façon plus utile de décrire cela est de dire que la grille s'étend - que l'espace lui-même, en tant que système de coordonnées, s'agrandit. Par analogie, imaginez que vous promenez votre chien. Soudain, le sol commence à s'étendre entre vous. Vous et votre chien vous séparerez et continuerez à vous éloigner l'un de l'autre.

Donc la même chose se passe avec notre univers. En effet, la grille s'agrandit et les objets sont emportés avec elle.

OK, maintenant que nous avons compris les concepts de base, je vais introduire un peu plus de terminologie. Le "facteur d'échelle de l'Univers" fait référence à l'étendue de l'expansion de l'Univers par rapport à maintenant. Par exemple, si dans un milliard d'années le facteur d'échelle est de 3, cela signifie que chaque objet de l'Univers est 3 fois plus éloigné les uns des autres qu'aujourd'hui. Si le facteur d'échelle il y a 700 millions d'années était de 0,8, alors tout était plus proche d'un facteur de 0,8 à cette époque. Par définition, le facteur d'échelle est de 1 actuellement.

Donc, si l'Univers est en expansion maintenant, nous nous attendrions à ce qu'il soit plus petit à mesure que nous regardons plus loin dans le temps - c'est-à-dire que le facteur d'échelle serait moindre. La relativité générale prédit que le facteur d'échelle sera nul il y a 13,8 milliards d'années. Cela signifierait que chaque objet serait à zéro fois sa distance actuelle de nous - en d'autres termes, il n'y aurait pas d'espace.

Si vous pensez qu'un univers sans espace est impossible, vous avez raison. Nous avons apparemment une contradiction. En GR, vous ne pouvez pas avoir un espace-temps sans espace.

Nos théories physiques modernes fonctionnent très bien quelques fractions de seconde après le moment de contradiction, et nos observations sont en accord avec l'idée d'un univers primitif extrêmement dense. Cependant, nos théories s'effondrent alors que nous essayons de modéliser l'Univers de plus en plus tôt, jusqu'à ce qu'elles ne s'avèrent plus exactes, nous empêchant d'expliquer le moment le plus intéressant.

C'est pourquoi le moment du Big Bang est l'un des plus grands mystères de la cosmologie. Des théories comme la gravité quantique ont vu le jour pour tenter d'expliquer les conditions proches du Big Bang, mais aucune n'est suffisante pour le moment.


J'entends souvent lors de conférences qu'immédiatement après le Big Bang, l'univers était petit, disons, de la taille d'un pamplemousse ou quelque chose comme ça.

En effet, le problème vient de l'ambiguïté quand on dit « univers ». Dans ce cas, ils font référence à l'univers observable, qui est en fait sphérique. L'univers observable était en effet beaucoup plus petit à l'époque du Big Bang, comparé à son rayon actuel.

En effet, son rayon dépend en fait du facteur d'échelle* de notre Univers, ce qui signifie qu'au moment où GR prédit que le facteur d'échelle sera nul, il prédit également que la taille de l'univers observable sera nulle.

Évidemment, cela ne peut pas être le cas, car comme nous l'avons expliqué ci-dessus, il ne devrait pas être possible que le facteur d'échelle soit égal à zéro. Cependant, nous pouvez dire avec une confiance raisonnable que l'univers observable était probablement de la taille d'un pamplemousse à un moment donné, sinon plus petit (bien que "pamplemousse" semble un choix arbitraire pour la comparaison. Je ne peux pas réellement trouver le papier qui utilise en premier cette analogie, alors quoi ils voulaient dire à l'origine est un peu flou).

*La mesure des distances est en fait un peu délicate en cosmologie ; dans certains cas, on veut parler de distances ou de mouvements d'objets en négligeant l'expansion de l'Univers. Pour vous éviter d'avoir à apprendre beaucoup de terminologie, je prends actuellement en compte l'expansion de l'Univers lorsque je parle de la taille de l'univers observable. L'univers observable se développe également en raison de facteurs autres que l'expansion de l'Univers, c'est-à-dire la lumière provenant de galaxies de plus en plus lointaines qui nous parviennent.


Découvrez le point de vue de Georges Lemaitre sur l'origine de l'univers et la théorie du big-bang en relation avec l'expansion spatiale

Les physiciens pensaient que l'univers existait depuis toujours, de manière immuable, car c'est ce que suggéraient leurs observations du ciel nocturne. Inutile de dire que ce point de vue était en conflit avec les histoires d'origine ou de création de la plupart des grandes religions, qui soutiennent que l'univers a eu un commencement.

Il n'est donc pas surprenant que ce soit un prêtre catholique, Georges Lemaître, qui fut l'un des premiers grands partisans d'un nouveau point de vue scientifique selon lequel l'univers avait un commencement. Lemaître, bien sûr, était également un excellent mathématicien et scientifique et fondait cette conviction non seulement sur ses croyances religieuses, mais sur de nouvelles preuves expérimentales d'Edwin Hubble qui montraient que l'univers était en expansion. Cette preuve, combinée aux mathématiques de la relativité générale, a permis à Lemaître de rembobiner l'histoire cosmique et de calculer que plus on remonte dans le temps, plus l'univers devait être petit.

La conclusion naturelle est que tout ce que nous pouvons actuellement voir dans l'univers était à un moment donné plus ou moins à un moment donné dans l'espace. Lemaitre a appelé cette idée l'atome primitif, mais bien sûr, nous la connaissons aujourd'hui sous le nom de théorie du big bang, sauf que le big bang est un nom horrible. Il serait beaucoup plus exact de l'appeler l'étirement partout, car l'une des idées fausses les plus courantes sur le big bang est qu'il implique que l'univers entier a été compressé en un seul point, à partir duquel il s'est ensuite étendu d'une manière ou d'une autre dans le néant environnant.

Il est vrai que l'univers observable - c'est-à-dire la partie de l'univers entier que nous pouvons voir depuis la Terre - était en effet réduit à un très, très petit morceau d'espace, mais ce morceau d'espace n'était pas un seul point, le reste de l'univers n'était pas non plus dans ce même morceau d'espace.

L'explication en est le pouvoir magique de l'infini. L'univers entier est vraiment grand. Les données actuelles montrent qu'il est au moins 20 fois plus grand que l'univers observable, mais ce n'est qu'une limite inférieure. C'est peut-être infini. Et si vous avez une quantité infinie d'espace, vous pouvez réduire l'espace, tout réduire à des proportions minuscules, tout en ayant une quantité infinie d'espace, un peu comme la façon dont vous pouvez zoomer autant que vous le souhaitez à partir d'une droite numérique, mais ce sera toujours une droite numérique infinie.

Essentiellement, l'espace n'a besoin d'aucun endroit pour s'étendre car il peut s'étendre sur lui-même et avoir encore beaucoup de place. En fait, cela est possible même si l'espace s'avère ne pas être de taille infinie, bien que les raisons soient compliquées et tiennent à la différentiabilité infinie de la métrique de l'espace-temps.

Mais de toute façon, l'événement malheureusement connu sous le nom de big bang était fondamentalement il y a longtemps où l'espace était beaucoup plus serré, et l'univers observable, qui est tout ce que nous pouvons voir de la Terre, était entassé dans un très, très petit morceau de cela. espace. Parce que tout l'univers primitif était dense et chaud partout, l'espace-temps était courbé partout, et cette courbure s'est manifestée comme une expansion rapide de l'espace dans tout l'univers.

Et bien que les gens appellent cela le big bang, ce n'était pas que du gros. C'était partout, et ce n'était pas vraiment une explosion. C'était l'espace qui s'étendait. Il est en fait assez regrettable que l'étirement partout ne soit pas aussi accrocheur que le big bang, ce qui nous amène à la singularité du big bang, qui est un nom encore plus horrible parce que chaque mot est trompeur. La singularité semble impliquer quelque chose qui s'est passé à un moment donné, ce qui n'est pas du tout ce à quoi elle fait référence. Cela devrait être appelé la partie du tronçon partout où nous ne savons pas de quoi nous parlons.

Fondamentalement, nos modèles physiques actuels pour l'univers sont incapables d'expliquer et de prédire correctement ce qui se passait au tout, tout début, lorsque l'univers était super, super réduit. Mais plutôt que d'appeler cela le moment où nous n'avons aucune idée de ce qui se passait quelque part, pour une raison quelconque, nous l'appelons une singularité.

Cette ignorance, cependant, répond commodément à la question de ce qui s'est passé avant le big bang, car elle nous dit que la question n'est pas bien définie. À l'époque où l'espace était si incroyablement compressé et que tout était ridiculement chaud et dense, nos modèles mathématiques de l'univers se décomposent tellement que le temps n'a même plus de sens.

C'est comme au pôle Nord, le concept de nord s'effondre. Qu'est-ce qu'il y a au nord du pôle Nord ? La seule chose que vous puissiez dire, c'est que partout sur Terre se trouve au sud du pôle Nord, ou de la même manière, chaque moment dans l'univers est après le début. Mais une fois que le temps a commencé, quel que soit le moment, l'espace s'est étendu incroyablement rapidement dans tout l'univers pendant un petit moment. Puis l'expansion s'est ralentie. L'univers s'est refroidi. Des choses se sont passées, et après quelques milliards d'années, nous y sommes.

Une chose que nous ne savons toujours pas, c'est pourquoi cet étirement s'est produit partout. C'est-à-dire, pourquoi l'univers a-t-il commencé dans un état compressé si amusant, et pourquoi a-t-il suivi les lois apparemment arbitraires de la physique qui ont régi son expansion et son développement depuis lors ?

Pour Georges Lemaître, c'est peut-être là que Dieu entre enfin en scène, pour expliquer ce que la science ne peut pas, sauf que les preuves expérimentales n'excluent pas réellement la possibilité qu'il puisse effectivement y avoir un temps avant le commencement, un âge antérieur de l'univers qui s'est terminé lorsque l'espace s'est effondré sur lui-même, devenant assez compressé, dense et chaud, mais pas assez pour déformer nos idées sur ce qu'est le temps. Il aurait ensuite rebondi, s'étirant d'une manière similaire à ce qu'on appelle le big bang, mais sans la partie on ne sait pas de quoi on parle de singularité.

Ainsi, la physique nous ramène peut-être à l'idée que l'univers est éternel et qu'il n'a pas commencé après tout, auquel cas, le professeur Lemaitre devra peut-être repenser son interprétation des mots "au commencement".


L'univers entier proche du Big Bang était-il très petit, ou juste très dense ? - Astronomie

Ma question est "qu'est-ce qu'il y a à la fin de l'univers s'il se termine vraiment ?" parce que si la théorie du big bang est correcte, alors quand l'univers entier était un atome ou très petit, dans quoi s'est-il étendu car s'il n'y avait rien là, il n'aurait pas pu s'étendre. par exemple, si vous avez une pièce et que vous dites que les murs sont la fin de l'univers, alors vous construisez sur la pièce pour l'agrandir (l'univers s'étend) il doit y avoir de la place de l'autre côté du mur pour que vous puissiez Construire dans.

Il n'y a rien qui s'appelle la fin de l'Univers. Il y a trois possibilités de la forme de l'Univers.

Premièrement, l'Univers pourrait avoir ce que nous appelons une courbure positive comme une sphère. Dans ce cas, l'Univers est dit "fermé" et il a une taille finie mais sans frontière, tout comme un ballon. Dans un univers fermé, vous pourriez, en principe, piloter un vaisseau spatial assez loin dans une direction et revenir à votre point de départ.

La deuxième possibilité est que l'Univers est plat. Ce genre d'univers peut être imaginé en découpant un morceau d'un ballon et en l'étirant avec les mains. La surface du matériau est plate et non incurvée. Vous pouvez l'étendre et le contracter en tirant sur chaque extrémité. Les univers plats ont une étendue infinie et n'ont pas de frontières.

Enfin, l'Univers peut être « ouvert » ou avoir une courbure négative. De tels univers ont également une étendue spatiale infinie et n'ont pas de frontières.

Ainsi, quelle que soit la forme de l'Univers, il n'y a rien qui s'appelle une frontière et donc rien qui s'appelle le bord ou la fin de l'Univers.

Concernant la deuxième question de l'expansion, rappelez-vous que l'espace n'existe que DANS l'Univers et que le terme « hors de l'Univers » n'a aucun sens. Ce qui se passe dans l'expansion, c'est que l'espace lui-même s'étend. En ce qui concerne l'analogie avec votre pièce, ce n'est pas que les murs de votre pièce poussent contre quelque chose, mais que l'espace dans la pièce s'agrandit, il n'y a rien contre quoi pousser. Ainsi, lorsque nous parlons de galaxies s'éloignant de nous en raison de l'expansion, ce n'est pas que les galaxies se déplacent, mais l'espace entre nous et les galaxies s'agrandit.

Edité par Michael Lam le 10 février 2016: Des observations récentes suggèrent que l'Univers est très proche du plat. La mission WMAP a déterminé qu'il est plat avec une marge d'erreur de 0,4%.

A propos de l'auteur

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep a construit un nouveau récepteur pour le radiotélescope d'Arecibo qui fonctionne entre 6 et 8 GHz. Il étudie les masers au méthanol à 6,7 GHz dans notre Galaxie. Ces masers se produisent sur des sites où naissent des étoiles massives. Il a obtenu son doctorat de Cornell en janvier 2007 et a été boursier postdoctoral à l'Institut Max Planck de radioastronomie en Allemagne. Après cela, il a travaillé à l'Institut d'astronomie de l'Université d'Hawaï en tant que boursier postdoctoral submillimétrique. Jagadheep est actuellement à l'Institut indien de science et de technologie spatiales.


Nouvelle preuve

Les observations de galaxies ultra-brillantes lointaines dans les années 1950 suggéraient que l'univers était en train de changer, et les mesures de la teneur en hélium dans l'univers ne correspondaient pas aux prédictions du modèle à l'état stable. En 1964, la découverte monumentale du rayonnement de fond cosmique à micro-ondes - preuve directe d'un univers jeune et chaud - porterait le coup fatal au modèle à l'état stationnaire.

"Cela semble vraiment suggérer… que l'univers avait des conditions très différentes dans les premiers temps de celles d'aujourd'hui", dit Kaiser. "Et ce n'était tout simplement pas ce que suggère le modèle d'état stable."

Dans une tournure ironique, Hoyle a utilisé le terme "Big Bang" pour tenter de rejeter la théorie dans une interview à la BBC. Bien que sa propre théorie serait en grande partie perdue pour l'histoire, le nom irrévérencieux resterait.

À sa mort, Hoyle ne se soumettra jamais à la théorie du Big Bang. Un petit sous-ensemble de cosmologistes travaille toujours à ressusciter un modèle d'état stable mais, dans l'ensemble, la communauté soutient massivement la théorie du Big Bang.

"Il y a quelques autres énigmes, donc les cosmologistes ne pensent pas que nous ayons terminé, mais ils sont maintenant en quelque sorte en train de réparer ou de combler certains trous des modèles originaux du Big Bang - certainement pas de le remplacer", dit Kaiser.


Un univers rebondissant

Si notre Univers est né d'un rebond, cela signifie qu'il y avait un autre univers avant nous. Cet univers a traversé sa vie, peut-être en expansion et finalement en se contractant à nouveau. Alors que toute la matière et l'espace-temps de cet univers se sont réunis, cela s'est terminé par une boule de feu spectaculaire. Puis, dans un « rebond » géant, notre Univers est né, tel un phénix renaissant des cendres de l'ancien univers.

Ce n'est pas entièrement une idée nouvelle. Les physiciens ont ballotté l'idée du Big Bounce pendant plusieurs décennies. Encore plus loin, le temps cyclique est présent dans la cosmologie hindoue.

L'Univers est actuellement en expansion, comme un ballon qui se gonfle. Contracter, c'est comme un dégonfler. [+] ballon. Le modèle de l'univers rebondissant dit qu'une fois que l'univers précédent est "dégonflé", un nouveau "gonflera" à nouveau.


Contenu

La théorie du Big Bang offre une explication complète d'un large éventail de phénomènes observés, y compris l'abondance des éléments légers, le CMB, la structure à grande échelle et la loi de Hubble. [10] La théorie repose sur deux hypothèses majeures : l'universalité des lois physiques et le principe cosmologique. L'universalité des lois physiques est l'un des principes sous-jacents de la théorie de la relativité. Le principe cosmologique stipule qu'à grande échelle, l'univers est homogène et isotrope - apparaissant le même dans toutes les directions, quel que soit l'emplacement. [11]

Ces idées ont d'abord été considérées comme des postulats, mais des efforts ont ensuite été déployés pour tester chacune d'entre elles. Par exemple, la première hypothèse a été testée par des observations montrant que la plus grande déviation possible de la constante de structure fine sur une grande partie de l'âge de l'univers est de l'ordre de 10 -5 . [12] En outre, la relativité générale a passé des tests rigoureux à l'échelle du système solaire et des étoiles binaires. [13] [14] [note 1]

L'univers à grande échelle apparaît isotrope vu de la Terre. S'il est en effet isotrope, le principe cosmologique peut être dérivé du principe copernicien plus simple, qui stipule qu'il n'y a pas d'observateur ou de point de vue préféré (ou spécial). A cet effet, le principe cosmologique a été confirmé à un niveau de 10 -5 via des observations de la température du CMB.A l'échelle de l'horizon CMB, l'univers a été mesuré comme étant homogène avec une borne supérieure de l'ordre de 10 % d'inhomogénéité, à partir de 1995. [15]

Agrandissement de l'espace

L'expansion de l'Univers a été déduite des observations astronomiques du début du XXe siècle et est un ingrédient essentiel de la théorie du Big Bang. Mathématiquement, la relativité générale décrit l'espace-temps par une métrique, qui détermine les distances qui séparent les points voisins. Les points, qui peuvent être des galaxies, des étoiles ou d'autres objets, sont spécifiés à l'aide d'un tableau de coordonnées ou d'une "grille" qui s'étend sur tout l'espace-temps. Le principe cosmologique implique que la métrique doit être homogène et isotrope à grande échelle, ce qui distingue uniquement la métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW). Cette métrique contient un facteur d'échelle, qui décrit comment la taille de l'univers change avec le temps. Cela permet de faire un choix pratique d'un système de coordonnées, appelé coordonnées comobiles. Dans ce système de coordonnées, la grille s'étend avec l'univers, et les objets qui se déplacent uniquement en raison de l'expansion de l'univers, restent à des points fixes sur la grille. Alors que leur coordonner distance (distance de déplacement) reste constante, la physique la distance entre deux de ces points co-mobiles augmente proportionnellement avec le facteur d'échelle de l'univers. [16]

Le Big Bang n'est pas une explosion de matière se déplaçant vers l'extérieur pour remplir un univers vide. Au lieu de cela, l'espace lui-même s'étend partout avec le temps et augmente les distances physiques entre les points mobiles. En d'autres termes, le Big Bang n'est pas une explosion dans l'espace, mais plutôt une extension de l'espace. [4] Parce que la métrique FLRW suppose une distribution uniforme de masse et d'énergie, elle ne s'applique à notre univers qu'à grande échelle - les concentrations locales de matière telles que notre galaxie ne s'étendent pas nécessairement à la même vitesse que l'ensemble de l'Univers. [17]

Horizons

Une caractéristique importante de l'espace-temps du Big Bang est la présence d'horizons de particules. Puisque l'univers a un âge fini et que la lumière voyage à une vitesse finie, il peut y avoir des événements dans le passé dont la lumière n'a pas encore eu le temps de nous atteindre. Cela place une limite ou un horizon passé sur les objets les plus éloignés pouvant être observés. Inversement, parce que l'espace s'étend et que les objets plus éloignés reculent de plus en plus rapidement, la lumière émise par nous aujourd'hui peut ne jamais "rattraper" les objets très éloignés. Cela définit un horizon futur, ce qui limite les événements futurs que nous pourrons influencer. La présence de l'un ou l'autre type d'horizon dépend des détails du modèle FLRW qui décrit notre univers. [18]

Notre compréhension de l'univers depuis les temps les plus reculés suggère qu'il existe un horizon passé, bien qu'en pratique notre vision soit également limitée par l'opacité de l'univers aux temps anciens. Notre vue ne peut donc pas remonter plus loin dans le temps, bien que l'horizon s'éloigne dans l'espace. Si l'expansion de l'univers continue de s'accélérer, il y a aussi un horizon futur. [18]

Thermalisation

Certains processus dans l'univers primitif se sont produits trop lentement, par rapport au taux d'expansion de l'univers, pour atteindre un équilibre thermodynamique approximatif. D'autres étaient assez rapides pour atteindre la thermalisation. Le paramètre habituellement utilisé pour savoir si un processus dans le tout premier univers a atteint l'équilibre thermique est le rapport entre le taux du processus (généralement le taux de collisions entre les particules) et le paramètre de Hubble. Plus le rapport est grand, plus les particules ont du temps pour se thermaliser avant qu'elles ne soient trop éloignées les unes des autres. [19]

Selon la théorie du Big Bang, l'univers au début était très chaud et très compact, et depuis lors, il s'est étendu et s'est refroidi.

Singularité

L'extrapolation de l'expansion de l'univers vers l'arrière dans le temps en utilisant la relativité générale donne une densité et une température infinies à un temps fini dans le passé. [20] Ce comportement irrégulier, connu sous le nom de singularité gravitationnelle, indique que la relativité générale n'est pas une description adéquate des lois de la physique dans ce régime. Les modèles basés sur la seule relativité générale ne peuvent pas extrapoler vers la singularité avant la fin de l'époque dite de Planck. [5]

Cette singularité primordiale est elle-même parfois appelée « le Big Bang », [21] mais le terme peut également désigner une phase précoce, chaude et dense plus générique [22] [notes 2] de l'univers. Dans les deux cas, "le Big Bang" en tant qu'événement est également appelé familièrement la "naissance" de notre univers car il représente le point de l'histoire où l'on peut vérifier que l'univers est entré dans un régime où les lois de la physique comme nous les comprenons (en particulier la relativité générale et le modèle standard de la physique des particules). Sur la base des mesures de l'expansion à l'aide de supernovae de type Ia et des mesures des fluctuations de température dans le fond diffus cosmologique, le temps qui s'est écoulé depuis cet événement - connu sous le nom d'"âge de l'univers" - est de 13,799 ± 0,021 milliard d'années. [23]

En dépit d'être extrêmement dense à cette époque - bien plus dense que ce qui est généralement nécessaire pour former un trou noir - l'univers ne s'est pas effondré à nouveau dans une singularité. Les calculs et les limites couramment utilisés pour expliquer l'effondrement gravitationnel sont généralement basés sur des objets de taille relativement constante, tels que les étoiles, et ne s'appliquent pas à un espace en expansion rapide tel que le Big Bang. Étant donné que l'univers primitif ne s'est pas immédiatement effondré en une multitude de trous noirs, la matière à cette époque devait être très uniformément répartie avec un gradient de densité négligeable. [24]

Inflation et baryogenèse

Les premières phases du Big Bang font l'objet de nombreuses spéculations, car les données astronomiques les concernant ne sont pas disponibles. Dans les modèles les plus courants, l'univers était rempli de manière homogène et isotrope avec une densité d'énergie très élevée et des températures et des pressions énormes, et se développait et se refroidissait très rapidement. La période de 0 à 10 -43 secondes dans l'expansion, l'époque de Planck, était une phase dans laquelle les quatre forces fondamentales - la force électromagnétique, la force nucléaire forte, la force nucléaire faible et la force gravitationnelle, ont été unifiées en une seule. . [25] À ce stade, la longueur d'échelle caractéristique de l'univers était la longueur de Planck, 1,6 × 10 −35 m , et avait par conséquent une température d'environ 10 32 degrés Celsius. Même le concept même de particule s'effondre dans ces conditions. Une bonne compréhension de cette période attend le développement d'une théorie de la gravité quantique. [26] [27] L'époque de Planck a été remplacée par l'époque de la grande unification commençant à 10-43 secondes, où la gravitation s'est séparée des autres forces lorsque la température de l'univers a baissé. [25]

À environ 10-37 secondes après le début de l'expansion, une transition de phase a provoqué une inflation cosmique, au cours de laquelle l'univers a grandi de façon exponentielle, sans contrainte par l'invariance de la vitesse de la lumière, et les températures ont chuté d'un facteur de 100 000. Les fluctuations quantiques microscopiques qui se sont produites en raison du principe d'incertitude de Heisenberg ont été amplifiées dans les graines qui formeraient plus tard la structure à grande échelle de l'univers. [28] À un instant d'environ 10 à 36 secondes, l'époque électrofaible commence lorsque la force nucléaire forte se sépare des autres forces, seules la force électromagnétique et la force nucléaire faible restant unifiées. [29]

L'inflation s'est arrêtée aux alentours de 10 −33 à 10 −32 secondes, le volume de l'univers ayant augmenté d'un facteur d'au moins 10 78 . Le réchauffement s'est produit jusqu'à ce que l'univers obtienne les températures requises pour la production d'un plasma de quarks et de gluons ainsi que toutes les autres particules élémentaires. [30] [31] Les températures étaient si élevées que les mouvements aléatoires des particules étaient à des vitesses relativistes, et des paires particule-antiparticule de toutes sortes étaient continuellement créées et détruites lors de collisions. [4] À un moment donné, une réaction inconnue appelée baryogenèse a violé la conservation du nombre de baryons, conduisant à un très faible excès de quarks et de leptons par rapport aux antiquarks et aux antileptons, de l'ordre d'une partie sur 30 millions. Cela a abouti à la prédominance de la matière sur l'antimatière dans l'univers actuel. [32]

Refroidissement

L'univers a continué à diminuer en densité et en température, d'où la diminution de l'énergie typique de chaque particule. Les transitions de phase à rupture de symétrie mettent les forces fondamentales de la physique et les paramètres des particules élémentaires dans leur forme actuelle, la force électromagnétique et la force nucléaire faible se séparant à environ 10 -12 secondes. [29] [33] Après environ 10 -11 secondes, l'image devient moins spéculative, puisque les énergies des particules chutent à des valeurs qui peuvent être atteintes dans les accélérateurs de particules. À environ 10 -6 secondes, les quarks et les gluons se sont combinés pour former des baryons tels que des protons et des neutrons. Le faible excès de quarks par rapport aux antiquarks a conduit à un faible excès de baryons par rapport aux antibaryons. La température n'était plus assez élevée pour créer de nouvelles paires proton-antiproton (de même pour les neutrons-antineutrons), donc une annihilation de masse a immédiatement suivi, ne laissant qu'une sur 10 8 des particules de matière d'origine et aucune de leurs antiparticules. [34] Un processus similaire s'est produit à environ 1 seconde pour les électrons et les positons. Après ces annihilations, les protons, les neutrons et les électrons restants ne se déplaçaient plus de manière relativiste et la densité d'énergie de l'univers était dominée par les photons (avec une contribution mineure des neutrinos).

Quelques minutes après le début de l'expansion, alors que la température était d'environ un milliard de kelvins et que la densité de matière dans l'univers était comparable à la densité actuelle de l'atmosphère terrestre, les neutrons se sont combinés avec des protons pour former les noyaux de deutérium et d'hélium de l'univers dans un processus appelé Big Bang nucléosynthèse (BBN). [35] La plupart des protons sont restés non combinés en tant que noyaux d'hydrogène. [36]

Au fur et à mesure que l'univers se refroidissait, la densité d'énergie résiduelle de la matière en est venue à dominer gravitationnellement celle du rayonnement photonique. Après environ 379 000 ans, les électrons et les noyaux se sont combinés en atomes (principalement de l'hydrogène), capables d'émettre des radiations. Ce rayonnement relique, qui s'est poursuivi dans l'espace en grande partie sans entrave, est connu sous le nom de fond diffus cosmologique. [36]

Formation de structures

Sur une longue période de temps, les régions légèrement plus denses de la matière uniformément répartie ont attiré gravitationnellement la matière voisine et sont ainsi devenues encore plus denses, formant des nuages ​​de gaz, des étoiles, des galaxies et les autres structures astronomiques observables aujourd'hui. [4] Les détails de ce processus dépendent de la quantité et du type de matière dans l'univers. Les quatre types de matière possibles sont appelés matière noire froide, matière noire chaude, matière noire chaude et matière baryonique. Les meilleures mesures disponibles, de la sonde d'anisotropie micro-onde Wilkinson (WMAP), montrent que les données sont bien ajustées par un modèle Lambda-CDM dans lequel la matière noire est supposée froide (la matière noire chaude est exclue par une réionisation précoce), [38] et est estimé à environ 23% de la matière/énergie de l'univers, tandis que la matière baryonique représente environ 4,6%. [39] Dans un "modèle étendu" qui inclut la matière noire chaude sous forme de neutrinos, [40] alors si la "densité baryonique physique" Ω b h 2 >h^<2>> est estimé à environ 0,023 (ce qui est différent de la 'densité baryonique' Ω b >> exprimé comme une fraction de la densité totale de matière/énergie, qui est d'environ 0,046), et la densité de matière noire froide correspondante Ω c h 2 >h^<2>> est d'environ 0,11, la densité de neutrinos correspondante Ω v h 2 >h^<2>> est estimé à moins de 0,0062. [39]

Accélération cosmique

Des preuves indépendantes des supernovae de type Ia et du CMB impliquent que l'univers est aujourd'hui dominé par une forme mystérieuse d'énergie connue sous le nom d'énergie noire, qui imprègne apparemment tout l'espace. Les observations suggèrent que 73% de la densité énergétique totale de l'univers actuel est sous cette forme. Lorsque l'univers était très jeune, il était probablement imprégné d'énergie sombre, mais avec moins d'espace et tout est plus rapproché, la gravité prédominait et freinait lentement l'expansion. Mais finalement, après plusieurs milliards d'années d'expansion, la diminution de la densité de matière par rapport à la densité de l'énergie noire a provoqué une lente accélération de l'expansion de l'univers. [7]

L'énergie noire dans sa formulation la plus simple prend la forme du terme constant cosmologique dans les équations de champ d'Einstein de la relativité générale, mais sa composition et son mécanisme sont inconnus et, plus généralement, les détails de son équation d'état et sa relation avec le modèle standard de la physique des particules. continuer à être étudiée à la fois par l'observation et théoriquement. [7]

Toute cette évolution cosmique après l'époque inflationniste peut être rigoureusement décrite et modélisée par le modèle de cosmologie ΛCDM, qui utilise les cadres indépendants de la mécanique quantique et de la relativité générale. Il n'y a pas de modèles facilement testables qui décriraient la situation avant environ 10 à 15 secondes. [41] Comprendre cette première ère de l'histoire de l'univers est actuellement l'un des plus grands problèmes non résolus de la physique.

Étymologie

L'astronome anglais Fred Hoyle est crédité d'avoir inventé le terme « Big Bang » lors d'une conférence pour une émission de la BBC Radio en mars 1949, [42] disant : « Ces théories étaient basées sur l'hypothèse que toute la matière de l'univers a été créée en un seul grand bang à un moment particulier dans le passé lointain." [43] [44]

Il est communément rapporté que Hoyle, qui a favorisé un modèle cosmologique alternatif "à l'état stable", voulait que cela soit péjoratif, [45] mais Hoyle a explicitement nié cela et a déclaré qu'il s'agissait simplement d'une image frappante destinée à souligner la différence entre les deux modèles. . [46] [47]

Développement

La théorie du Big Bang s'est développée à partir d'observations de la structure de l'univers et de considérations théoriques. En 1912, Vesto Slipher mesura le premier décalage Doppler d'une « nébuleuse spirale » (la nébuleuse spirale est le terme obsolète pour les galaxies spirales), et découvrit bientôt que presque toutes ces nébuleuses s'éloignaient de la Terre. Il n'a pas saisi les implications cosmologiques de ce fait, et en effet, à l'époque, il était très controversé de savoir si ces nébuleuses étaient ou non des « univers insulaires » en dehors de notre Voie lactée. [49] [50] Dix ans plus tard, Alexander Friedmann, un cosmologiste et mathématicien russe, a dérivé les équations de Friedmann des équations de champ d'Einstein, montrant que l'univers pourrait être en expansion contrairement au modèle d'univers statique préconisé par Albert Einstein à cette époque. [51]

En 1924, la mesure par l'astronome américain Edwin Hubble de la grande distance jusqu'à la nébuleuse spirale la plus proche montra que ces systèmes étaient bien d'autres galaxies. À partir de la même année, Hubble a minutieusement développé une série d'indicateurs de distance, le précurseur de l'échelle de distance cosmique, en utilisant le télescope Hooker de 100 pouces (2,5 m) à l'observatoire du mont Wilson. Cela lui a permis d'estimer les distances aux galaxies dont les décalages vers le rouge avaient déjà été mesurés, principalement par Slipher. En 1929, Hubble a découvert une corrélation entre la distance et la vitesse de récession, maintenant connue sous le nom de loi de Hubble. [52] [53] À cette époque, Lemaître avait déjà montré que cela était attendu, étant donné le principe cosmologique. [7]

Dérivant indépendamment les équations de Friedmann en 1927, Georges Lemaître, physicien belge et prêtre catholique romain, a proposé que la récession inférée des nébuleuses était due à l'expansion de l'univers. [54] En 1931, Lemaître est allé plus loin et a suggéré que l'expansion évidente de l'univers, si elle était projetée dans le temps, signifiait que plus loin dans le passé, plus l'univers était petit, jusqu'à ce qu'à un moment fini dans le passé toute la masse de l'univers était concentré en un seul point, un " atome primitif " où et quand le tissu du temps et de l'espace a vu le jour. [55]

Dans les années 1920 et 1930, presque tous les grands cosmologistes préféraient un univers éternel à l'état stationnaire, et plusieurs se sont plaints que le début des temps impliqué par le Big Bang a importé des concepts religieux dans la physique, cette objection a ensuite été répétée par les partisans de la théorie de l'état stationnaire. [56] Cette perception a été renforcée par le fait que l'initiateur de la théorie du Big Bang, Lemaître, était un prêtre catholique romain. [57] Arthur Eddington était d'accord avec Aristote sur le fait que l'univers n'avait pas de commencement dans le temps, à savoir., cette matière est éternelle. Un commencement dans le temps lui « répugnait ». [58] [59] Lemaître, cependant, n'était pas d'accord :

Si le monde a commencé avec un seul quantum, les notions d'espace et de temps n'auraient aucun sens au début, elles ne commenceraient à avoir un sens sensible que lorsque le quantum originel aurait été divisé en un nombre suffisant de quanta. Si cette suggestion est correcte, le début du monde s'est produit un peu avant le début de l'espace et du temps. [60]

Au cours des années 1930, d'autres idées ont été proposées comme cosmologies non standard pour expliquer les observations de Hubble, y compris le modèle de Milne, [61] l'univers oscillatoire (à l'origine suggéré par Friedmann, mais préconisé par Albert Einstein et Richard C. Tolman) [62] et L'hypothèse de lumière fatiguée de Fritz Zwicky. [63]

Après la Seconde Guerre mondiale, deux possibilités distinctes ont émergé. L'un était le modèle à l'état stationnaire de Fred Hoyle, selon lequel une nouvelle matière serait créée à mesure que l'univers semblait s'étendre. Dans ce modèle, l'univers est à peu près le même à tout moment. [64] L'autre était la théorie du Big Bang de Lemaître, préconisée et développée par George Gamow, qui a introduit BBN [65] et dont les associés, Ralph Alpher et Robert Herman, ont prédit le CMB. [66] Ironiquement, c'est Hoyle qui a inventé l'expression qui s'est appliquée à la théorie de Lemaître, en la qualifiant de « cet Big Bang idée" lors d'une émission de la BBC Radio en mars 1949. [47] [44] [notes 3] Pendant un certain temps, le soutien a été partagé entre ces deux théories. Bang sur état stable. La découverte et la confirmation du CMB en 1964 ont fait du Big Bang la meilleure théorie de l'origine et de l'évolution de l'univers. [67] Une grande partie des travaux actuels en cosmologie comprend la compréhension de la formation des galaxies dans le contexte de le Big Bang, comprendre la physique de l'univers à des époques de plus en plus anciennes, et concilier les observations avec la théorie de base. [ citation requise ]

En 1968 et 1970, Roger Penrose, Stephen Hawking et George F. R. Ellis ont publié des articles où ils ont montré que les singularités mathématiques étaient une condition initiale inévitable des modèles relativistes du Big Bang.[68] [69] Puis, des années 1970 aux années 1990, les cosmologistes ont travaillé à caractériser les caractéristiques de l'univers du Big Bang et à résoudre les problèmes en suspens. En 1981, Alan Guth a fait une percée dans les travaux théoriques sur la résolution de certains problèmes théoriques en suspens dans la théorie du Big Bang avec l'introduction d'une époque d'expansion rapide dans l'univers primitif qu'il a appelé « l'inflation ». [70] Pendant ce temps, au cours de ces décennies, deux questions en cosmologie observationnelle qui ont généré beaucoup de discussions et de désaccords concernaient les valeurs précises de la constante de Hubble [71] et la densité de matière de l'univers (avant la découverte de l'énergie noire, pensée pour être le prédicteur clé du destin éventuel de l'univers). [72]

Au milieu des années 1990, les observations de certains amas globulaires semblaient indiquer qu'ils avaient environ 15 milliards d'années, ce qui était en conflit avec la plupart des estimations alors actuelles de l'âge de l'univers (et en fait avec l'âge mesuré aujourd'hui). Ce problème a ensuite été résolu lorsque de nouvelles simulations informatiques, qui incluaient les effets de la perte de masse due aux vents stellaires, ont indiqué un âge beaucoup plus jeune pour les amas globulaires. [73] Alors qu'il reste encore quelques questions quant à la précision avec laquelle les âges des amas sont mesurés, les amas globulaires présentent un intérêt pour la cosmologie en tant que certains des objets les plus anciens de l'univers. [ citation requise ]

Des progrès significatifs dans la cosmologie du Big Bang ont été réalisés depuis la fin des années 1990 grâce aux progrès de la technologie des télescopes ainsi qu'à l'analyse de données provenant de satellites tels que le Cosmic Background Explorer (COBE), [74] le télescope spatial Hubble et WMAP. [75] Les cosmologistes ont maintenant des mesures assez précises et exactes de plusieurs des paramètres du modèle du Big Bang et ont fait la découverte inattendue que l'expansion de l'univers semble s'accélérer. [76] [77]

Les preuves d'observation les plus anciennes et les plus directes de la validité de la théorie sont l'expansion de l'univers selon la loi de Hubble (comme indiqué par les décalages vers le rouge des galaxies), la découverte et la mesure du fond diffus cosmologique et les abondances relatives d'éléments légers produits par La nucléosynthèse du Big Bang (BBN). Des preuves plus récentes incluent des observations de la formation et de l'évolution des galaxies, et la distribution des structures cosmiques à grande échelle, [79] On les appelle parfois les "quatre piliers" de la théorie du Big Bang. [80]

Les modèles modernes précis du Big Bang font appel à divers phénomènes physiques exotiques qui n'ont pas été observés dans des expériences de laboratoire terrestres ou incorporés dans le modèle standard de la physique des particules. Parmi ces caractéristiques, la matière noire fait actuellement l'objet d'études de laboratoire les plus actives. [81] Les problèmes restants incluent le problème du halo cuspy [82] et le problème de la galaxie naine [83] de la matière noire froide. L'énergie noire est également un domaine d'intérêt intense pour les scientifiques, mais il n'est pas clair si la détection directe de l'énergie noire sera possible. [84] L'inflation et la baryogénèse restent des caractéristiques plus spéculatives des modèles actuels du Big Bang. Des explications quantitatives viables de tels phénomènes sont toujours recherchées. Ce sont actuellement des problèmes non résolus en physique.

La loi de Hubble et l'expansion de l'espace

Les observations de galaxies lointaines et de quasars montrent que ces objets sont décalés vers le rouge : la lumière émise par eux a été décalée vers des longueurs d'onde plus longues. Cela peut être vu en prenant un spectre de fréquence d'un objet et en faisant correspondre le schéma spectroscopique des raies d'émission ou d'absorption correspondant aux atomes des éléments chimiques interagissant avec la lumière. Ces décalages vers le rouge sont uniformément isotropes, répartis uniformément entre les objets observés dans toutes les directions. Si le décalage vers le rouge est interprété comme un décalage Doppler, la vitesse de récession de l'objet peut être calculée. Pour certaines galaxies, il est possible d'estimer les distances via l'échelle de distance cosmique. Lorsque les vitesses de récession sont tracées en fonction de ces distances, une relation linéaire connue sous le nom de loi de Hubble est observée : [52] v = H 0 D D> où

La loi de Hubble a deux explications possibles. Soit nous sommes au centre d'une explosion de galaxies - ce qui est intenable sous l'hypothèse du principe copernicien - soit l'univers s'étend partout uniformément. Cette expansion universelle a été prédite à partir de la relativité générale par Friedmann en 1922 [51] et Lemaître en 1927, [54] bien avant que Hubble ne fasse ses analyses et observations de 1929, et elle reste la pierre angulaire de la théorie du Big Bang telle que développée par Friedmann, Lemaître, Robertson et Walker.

Cet espace subit une expansion métrique est montré par des preuves d'observation directes du principe cosmologique et du principe de Copernic, qui, avec la loi de Hubble, n'ont pas d'autre explication. Les décalages vers le rouge astronomiques sont extrêmement isotropes et homogènes, [52] soutenant le principe cosmologique selon lequel l'univers se ressemble dans toutes les directions, ainsi que de nombreuses autres preuves. Si les décalages vers le rouge étaient le résultat d'une explosion provenant d'un centre éloigné de nous, ils ne seraient pas aussi similaires dans des directions différentes.

Des mesures des effets du fond diffus cosmologique sur la dynamique des systèmes astrophysiques lointains en 2000 ont prouvé le principe copernicien, qu'à l'échelle cosmologique, la Terre n'est pas en position centrale. [86] Le rayonnement du Big Bang était manifestement plus chaud à des époques antérieures dans tout l'univers. Le refroidissement uniforme du CMB sur des milliards d'années ne s'explique que si l'univers connaît une expansion métrique, et exclut la possibilité que nous soyons près du centre unique d'une explosion.

Rayonnement de fond de micro-ondes cosmique

En 1964, Arno Penzias et Robert Wilson ont découvert par hasard le rayonnement de fond cosmique, un signal omnidirectionnel dans la bande des micro-ondes. [67] Leur découverte a fourni une confirmation substantielle des prédictions du big-bang d'Alpher, Herman et Gamow vers 1950. Au cours des années 1970, le rayonnement s'est avéré être approximativement cohérent avec un spectre de corps noir dans toutes les directions, ce spectre a été décalé vers le rouge par l'expansion. de l'univers, et correspond aujourd'hui à environ 2,725 K. Cela a fait pencher la balance des preuves en faveur du modèle du Big Bang, et Penzias et Wilson ont reçu le prix Nobel de physique 1978.

le surface de la dernière diffusion correspondant à l'émission du CMB se produit peu de temps après recombinaison, l'époque où l'hydrogène neutre devient stable. Avant cela, l'univers comprenait une mer de plasma photon-baryon dense et chaude où les photons étaient rapidement dispersés à partir de particules chargées libres. Avec un pic à environ 372 ± 14 kyr [38], le libre parcours moyen d'un photon devient suffisamment long pour atteindre le présent et l'univers devient transparent.

En 1989, la NASA a lancé COBE, qui a réalisé deux avancées majeures : en 1990, des mesures spectrales de haute précision ont montré que le spectre de fréquences du CMB est un corps noir presque parfait sans déviation à un niveau de 1 partie sur 10 4 , et a mesuré une température résiduelle de 2,726 K (des mesures plus récentes ont légèrement ramené ce chiffre à 2,7255 K) puis en 1992, d'autres mesures COBE ont découvert de minuscules fluctuations (anisotropies) de la température du CMB dans le ciel, à un niveau d'environ une partie sur 10 5 . [74] John C. Mather et George Smoot ont reçu le prix Nobel de physique 2006 pour leur leadership dans ces résultats.

Au cours de la décennie suivante, les anisotropies du CMB ont été étudiées plus avant par un grand nombre d'expériences au sol et en ballon. En 2000-2001, plusieurs expériences, notamment BOOMERanG, ont trouvé que la forme de l'univers était spatialement presque plate en mesurant la taille angulaire typique (la taille sur le ciel) des anisotropies. [91] [92] [93]

Au début de 2003, les premiers résultats de la sonde d'anisotropie micro-onde Wilkinson ont été publiés, donnant les valeurs les plus précises à l'époque pour certains des paramètres cosmologiques. Les résultats ont réfuté plusieurs modèles d'inflation cosmique spécifiques, mais sont cohérents avec la théorie de l'inflation en général. [75] Le Planck La sonde spatiale a été lancée en mai 2009. D'autres expériences de fond diffus cosmologique au sol et en ballon sont en cours.

Abondance d'éléments primordiaux

En utilisant le modèle du Big Bang, il est possible de calculer la concentration d'hélium-4, d'hélium-3, de deutérium et de lithium-7 dans l'univers en tant que rapport à la quantité d'hydrogène ordinaire. [35] Les abondances relatives dépendent d'un seul paramètre, le rapport photons/baryons. Cette valeur peut être calculée indépendamment de la structure détaillée des fluctuations du CMB. Les ratios prédits (en masse, pas en nombre) sont d'environ 0,25 pour He 4 / H >> , d'environ 10 −3 pour H 2 / H >> , environ 10 −4 pour He 3 / H >> et environ 10 −9 pour Li 7 / H >> . [35]

Les abondances mesurées concordent toutes au moins grossièrement avec celles prédites à partir d'une seule valeur du rapport baryon/photon. L'accord est excellent pour le deutérium, proche mais formellement discordant pour He 4 >> , et d'un facteur deux pour Li 7 >> ( cette anomalie est connue sous le nom de problème cosmologique du lithium) dans les deux derniers cas, il existe des incertitudes systématiques importantes. Néanmoins, la cohérence générale avec les abondances prédites par BBN est une preuve solide du Big Bang, car la théorie est la seule explication connue des abondances relatives des éléments légers, et il est pratiquement impossible de "régler" le Big Bang pour produire beaucoup plus ou moins de 20 à 30 % d'hélium. [94] En effet, il n'y a aucune raison évidente en dehors du Big Bang que, par exemple, le jeune univers (c'est-à-dire avant la formation des étoiles, tel que déterminé par l'étude de la matière supposée exempte de produits de nucléosynthèse stellaire) devrait avoir plus d'hélium que de deutérium ou plus deutérium que He 3 >> , et aussi dans des proportions constantes. [95] : 182-185

Évolution et distribution galactiques

Les observations détaillées de la morphologie et de la distribution des galaxies et des quasars sont en accord avec l'état actuel de la théorie du Big Bang. Une combinaison d'observations et de théories suggère que les premiers quasars et galaxies se sont formés environ un milliard d'années après le Big Bang, et depuis lors, des structures plus grandes se sont formées, telles que des amas et des superamas de galaxies. [96]

Les populations d'étoiles vieillissent et évoluent, de sorte que les galaxies lointaines (qui sont observées telles qu'elles étaient dans l'univers primitif) apparaissent très différentes des galaxies proches (observées dans un état plus récent). De plus, les galaxies qui se sont formées relativement récemment semblent nettement différentes des galaxies formées à des distances similaires mais peu de temps après le Big Bang. Ces observations sont des arguments solides contre le modèle à l'état stationnaire. Les observations de la formation des étoiles, des distributions des galaxies et des quasars et des structures plus grandes concordent bien avec les simulations du Big Bang de la formation de la structure dans l'univers et aident à compléter les détails de la théorie. [96] [97]

Nuages ​​de gaz primordiaux

En 2011, les astronomes ont découvert ce qu'ils croient être des nuages ​​primitifs de gaz primordial en analysant les raies d'absorption dans les spectres de quasars distants. Avant cette découverte, il a été observé que tous les autres objets astronomiques contenaient des éléments lourds formés dans les étoiles. Ces deux nuages ​​de gaz ne contiennent pas d'éléments plus lourds que l'hydrogène et le deutérium. [102] [103] Étant donné que les nuages ​​de gaz n'ont pas d'éléments lourds, ils se sont probablement formés dans les premières minutes après le Big Bang, pendant le BBN.

D'autres éléments de preuve

L'âge de l'univers tel qu'estimé à partir de l'expansion de Hubble et du CMB est maintenant en bon accord avec d'autres estimations utilisant les âges des étoiles les plus anciennes, à la fois mesurés en appliquant la théorie de l'évolution stellaire aux amas globulaires et par la datation radiométrique de la population individuelle II étoiles. [104] Il est également en bon accord avec les estimations d'âge basées sur des mesures de l'expansion utilisant des supernovae de type Ia et des mesures de fluctuations de température dans le fond diffus cosmologique. [23] L'accord des mesures indépendantes de cet âge soutient le modèle Lambda-CDM (ΛCDM), puisque le modèle est utilisé pour relier certaines des mesures à une estimation d'âge, et toutes les estimations s'avèrent concordantes. Pourtant, certaines observations d'objets de l'univers relativement ancien (en particulier le quasar APM 08279+5255) soulèvent des inquiétudes quant à savoir si ces objets ont eu suffisamment de temps pour se former si tôt dans le modèle ΛCDM. [105] [106]

La prédiction selon laquelle la température du CMB était plus élevée dans le passé a été confirmée expérimentalement par des observations de raies d'absorption à très basse température dans les nuages ​​de gaz à décalage vers le rouge élevé. [107] Cette prédiction implique également que l'amplitude de l'effet Sunyaev-Zel'dovich dans les amas de galaxies ne dépend pas directement du redshift. Les observations ont montré que cela était à peu près vrai, mais cet effet dépend des propriétés de l'amas qui changent avec le temps cosmique, ce qui rend les mesures précises difficiles. [108] [109]

Observations futures

Les futurs observatoires d'ondes gravitationnelles pourraient être capables de détecter les ondes gravitationnelles primordiales, reliques de l'univers primitif, jusqu'à moins d'une seconde après le Big Bang. [110] [111]

Comme pour toute théorie, un certain nombre de mystères et de problèmes ont surgi à la suite du développement de la théorie du Big Bang. Certains de ces mystères et problèmes ont été résolus tandis que d'autres sont toujours en suspens. Les solutions proposées à certains des problèmes du modèle Big Bang ont révélé de nouveaux mystères. Par exemple, le problème de l'horizon, le problème du monopole magnétique et le problème de la planéité sont le plus souvent résolus avec la théorie de l'inflation, mais les détails de l'univers de l'inflation ne sont toujours pas résolus et beaucoup, y compris certains fondateurs de la théorie, disent qu'elle a été réfutée. . [112] [113] [114] [115] Ce qui suit est une liste des aspects mystérieux de la théorie du Big Bang qui font encore l'objet d'intenses recherches par les cosmologistes et les astrophysiciens.

Asymétrie baryonique

On ne comprend pas encore pourquoi l'univers a plus de matière que d'antimatière. [32] On suppose généralement que lorsque l'univers était jeune et très chaud, il était en équilibre statistique et contenait un nombre égal de baryons et d'antibaryons. Cependant, les observations suggèrent que l'univers, y compris ses parties les plus éloignées, est presque entièrement constitué de matière. Un processus appelé baryogenèse a été émis l'hypothèse pour expliquer l'asymétrie. Pour que la baryogénèse se produise, les conditions de Sakharov doivent être satisfaites. Celles-ci nécessitent que le nombre de baryons ne soit pas conservé, que la symétrie C et la symétrie CP soient violées et que l'univers s'écarte de l'équilibre thermodynamique. [116] Toutes ces conditions se produisent dans le modèle standard, mais les effets ne sont pas assez forts pour expliquer l'asymétrie baryonique actuelle.

Énergie noire

Les mesures de la relation décalage vers le rouge-magnitude pour les supernovae de type Ia indiquent que l'expansion de l'univers s'est accélérée depuis que l'univers avait environ la moitié de son âge actuel. Pour expliquer cette accélération, la relativité générale nécessite qu'une grande partie de l'énergie dans l'univers soit constituée d'un composant avec une forte pression négative, surnommée « énergie noire ». [7]

L'énergie noire, bien que spéculative, résout de nombreux problèmes. Les mesures du fond diffus cosmologique indiquent que l'univers est très presque plat dans l'espace, et donc selon la relativité générale, l'univers doit avoir presque exactement la densité critique de masse/énergie. Mais la densité de masse de l'univers peut être mesurée à partir de son regroupement gravitationnel et s'avère n'avoir qu'environ 30 % de la densité critique. [7] Puisque la théorie suggère que l'énergie noire ne se regroupe pas de la manière habituelle, c'est la meilleure explication de la densité d'énergie "manquante". L'énergie noire aide également à expliquer deux mesures géométriques de la courbure globale de l'univers, l'une utilisant la fréquence des lentilles gravitationnelles [117] et l'autre utilisant le modèle caractéristique de la structure à grande échelle comme règle cosmique.

On pense que la pression négative est une propriété de l'énergie du vide, mais la nature exacte et l'existence de l'énergie noire restent l'un des grands mystères du Big Bang. Les résultats de l'équipe WMAP en 2008 sont conformes à un univers composé de 73 % d'énergie noire, 23 % de matière noire, 4,6 % de matière régulière et moins de 1 % de neutrinos. [39] Selon la théorie, la densité d'énergie dans la matière diminue avec l'expansion de l'univers, mais la densité d'énergie noire reste constante (ou presque) à mesure que l'univers s'étend. Par conséquent, la matière représentait une fraction plus importante de l'énergie totale de l'univers dans le passé qu'elle ne le fait aujourd'hui, mais sa contribution fractionnelle diminuera dans un avenir lointain à mesure que l'énergie noire deviendra encore plus dominante.

La composante d'énergie noire de l'univers a été expliquée par des théoriciens utilisant une variété de théories concurrentes, y compris la constante cosmologique d'Einstein, mais s'étendant également à des formes plus exotiques de quintessence ou à d'autres schémas de gravité modifiés. [118] Un problème constant cosmologique, parfois appelé le "problème le plus embarrassant de la physique", résulte de l'apparente divergence entre la densité d'énergie mesurée de l'énergie noire et celle naïvement prédite à partir des unités de Planck. [119]

Matière noire

Au cours des années 1970 et 1980, diverses observations ont montré qu'il n'y a pas suffisamment de matière visible dans l'univers pour expliquer la force apparente des forces gravitationnelles à l'intérieur et entre les galaxies. Cela a conduit à l'idée que jusqu'à 90 % de la matière dans l'univers est de la matière noire qui n'émet pas de lumière et n'interagit pas avec la matière baryonique normale. De plus, l'hypothèse selon laquelle l'univers est principalement de la matière normale a conduit à des prédictions fortement incohérentes avec les observations. En particulier, l'univers d'aujourd'hui est beaucoup plus grumeleux et contient beaucoup moins de deutérium que ce qui peut être expliqué sans matière noire. Bien que la matière noire ait toujours été controversée, elle est déduite de diverses observations : les anisotropies dans le CMB, les dispersions de vitesse des amas de galaxies, les distributions de structures à grande échelle, les études de lentilles gravitationnelles et les mesures aux rayons X des amas de galaxies. [120]

La preuve indirecte de la matière noire provient de son influence gravitationnelle sur d'autres matières, car aucune particule de matière noire n'a été observée dans les laboratoires. De nombreux candidats en physique des particules pour la matière noire ont été proposés, et plusieurs projets pour les détecter directement sont en cours. [121]

De plus, il existe des problèmes en suspens associés au modèle de matière noire froide actuellement préféré, notamment le problème de la galaxie naine [83] et le problème du halo cuspy.[82] Des théories alternatives ont été proposées qui ne nécessitent pas une grande quantité de matière non détectée, mais modifient plutôt les lois de la gravité établies par Newton et Einstein, mais aucune théorie alternative n'a été aussi efficace que la proposition de matière noire froide pour expliquer toutes les observations existantes. . [122]

Problème d'horizon

Le problème de l'horizon résulte de la prémisse que l'information ne peut pas voyager plus vite que la lumière. Dans un univers d'âge fini, cela fixe une limite - l'horizon des particules - à la séparation de deux régions quelconques de l'espace qui sont en contact causal. [123] L'isotropie observée du CMB est problématique à cet égard : si l'univers avait été dominé par le rayonnement ou la matière à tout moment jusqu'à l'époque de la dernière diffusion, l'horizon des particules à ce moment-là correspondrait à environ 2 degrés sur le ciel. Il n'y aurait alors aucun mécanisme pour amener des régions plus larges à avoir la même température. [95] : 191–202

Une résolution à cette apparente incohérence est offerte par la théorie inflationniste dans laquelle un champ d'énergie scalaire homogène et isotrope domine l'univers à une période très précoce (avant la baryogenèse). Pendant l'inflation, l'univers subit une expansion exponentielle et l'horizon des particules s'étend beaucoup plus rapidement qu'on ne le supposait auparavant, de sorte que les régions actuellement situées des côtés opposés de l'univers observable sont bien à l'intérieur de l'horizon des particules les unes des autres. L'isotropie observée du CMB découle alors du fait que cette plus grande région était en contact causal avant le début de l'inflation. [28] : 180-186

Le principe d'incertitude de Heisenberg prédit que pendant la phase d'inflation, il y aurait des fluctuations thermiques quantiques, qui seraient amplifiées à une échelle cosmique. Ces fluctuations ont servi de germe à toutes les structures actuelles de l'univers. [95] : 207 L'inflation prédit que les fluctuations primordiales sont presque invariantes d'échelle et gaussiennes, ce qui a été confirmé avec précision par les mesures du CMB. [75] : sec 6

Si l'inflation se produisait, l'expansion exponentielle pousserait de vastes régions de l'espace bien au-delà de notre horizon observable. [28] : 180-186

Un problème lié au problème classique de l'horizon se pose parce que dans la plupart des modèles d'inflation cosmologiques standard, l'inflation cesse bien avant la rupture de la symétrie électrofaible, donc l'inflation ne devrait pas être en mesure d'empêcher les discontinuités à grande échelle dans le vide électrofaible puisque des parties éloignées de l'univers observable étaient séparer causalement lorsque l'époque électrofaible a pris fin. [124]

Monopôles magnétiques

L'objection du monopole magnétique a été soulevée à la fin des années 1970. Les théories Grand Unified (GUT) ont prédit des défauts topologiques dans l'espace qui se manifesteraient sous la forme de monopôles magnétiques. Ces objets seraient produits efficacement dans l'univers primitif chaud, résultant en une densité beaucoup plus élevée que ce qui est cohérent avec les observations, étant donné qu'aucun monopôle n'a été trouvé. Ce problème est résolu par l'inflation cosmique, qui supprime tous les défauts ponctuels de l'univers observable, de la même manière qu'elle conduit la géométrie à la planéité. [123]

Problème de planéité

Le problème de planéité (également connu sous le nom de problème d'ancienneté) est un problème d'observation associé à un FLRW. [123] L'univers peut avoir une courbure spatiale positive, négative ou nulle en fonction de sa densité d'énergie totale. La courbure est négative si sa densité est inférieure à la densité critique positive si supérieure et nulle à la densité critique, auquel cas l'espace est dit plat. Les observations indiquent que l'univers est cohérent avec le fait d'être plat. [125] [126]

Le problème est que tout petit écart par rapport à la densité critique augmente avec le temps, et pourtant l'univers reste aujourd'hui très plat. [notes 4] Étant donné qu'une échelle de temps naturelle pour le départ de la planéité pourrait être le temps de Planck, 10 -43 secondes, [4] le fait que l'univers n'a atteint ni une mort thermique ni un Big Crunch après des milliards d'années nécessite une explication. Par exemple, même à l'âge relativement tardif de quelques minutes (le temps de la nucléosynthèse), la densité de l'univers devait être à moins d'une partie sur 10 14 de sa valeur critique, sinon elle n'existerait pas comme aujourd'hui. [127]

Avant les observations de l'énergie noire, les cosmologistes ont envisagé deux scénarios pour l'avenir de l'univers. Si la densité de masse de l'univers était supérieure à la densité critique, alors l'univers atteindrait une taille maximale puis commencerait à s'effondrer. Il redeviendrait plus dense et plus chaud, se terminant par un état similaire à celui dans lequel il avait commencé : un Big Crunch. [18]

Alternativement, si la densité dans l'univers était égale ou inférieure à la densité critique, l'expansion ralentirait mais ne s'arrêterait jamais. La formation d'étoiles cesserait avec la consommation de gaz interstellaire dans chaque galaxie, les étoiles s'éteindraient, laissant des naines blanches, des étoiles à neutrons et des trous noirs. Les collisions entre ceux-ci entraîneraient une accumulation de masse dans des trous noirs de plus en plus grands. La température moyenne de l'univers s'approcherait très progressivement asymptotiquement du zéro absolu, un Big Freeze. [128] De plus, si les protons sont instables, alors la matière baryonique disparaîtrait, ne laissant que le rayonnement et les trous noirs. Finalement, les trous noirs s'évaporeraient en émettant un rayonnement de Hawking. 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 thermique. [129]

Les observations modernes de l'accélération de l'expansion impliquent que de plus en plus de l'univers actuellement visible passera au-delà de notre horizon des événements et hors de contact avec nous. Le résultat final n'est pas connu. Le modèle ΛCDM de l'univers contient de l'énergie noire sous la forme d'une constante cosmologique. Cette théorie suggère que seuls les systèmes liés par la gravitation, tels que les galaxies, resteront ensemble, et qu'eux aussi seront sujets à la mort thermique à mesure que l'univers se dilate et se refroidit. 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 elle-même seront déchirés par l'expansion toujours croissante d'un soi-disant Big Rip. [130]

L'une des idées fausses courantes sur le modèle du Big Bang est qu'il explique pleinement l'origine de l'univers. Cependant, le modèle du Big Bang ne décrit pas comment l'énergie, le temps et l'espace ont été causés, mais il décrit plutôt l'émergence de l'univers actuel à partir d'un état initial ultra-dense et à haute température. [131] Il est trompeur de visualiser le Big Bang en comparant sa taille aux objets du quotidien. Lorsque la taille de l'univers au Big Bang est décrite, elle fait référence à la taille de l'univers observable, et non à l'univers entier. [17]

La loi de Hubble prédit que les galaxies situées au-delà de la distance de Hubble reculent plus vite que la vitesse de la lumière. Cependant, la relativité restreinte ne s'applique pas au-delà du mouvement dans l'espace. La loi de Hubble décrit la vitesse résultant de l'expansion de l'espace, plutôt que à travers espace. [17]

Les astronomes se réfèrent souvent au décalage vers le rouge cosmologique comme un décalage Doppler qui peut conduire à une idée fausse. [17] Bien que similaire, le redshift cosmologique n'est pas identique au redshift classiquement dérivé Doppler parce que la plupart des dérivations élémentaires du redshift Doppler ne tiennent pas compte de l'expansion de l'espace. La dérivation précise du décalage vers le rouge cosmologique nécessite l'utilisation de la relativité générale, et bien qu'un traitement utilisant des arguments d'effet Doppler plus simples donne des résultats presque identiques pour les galaxies proches, interpréter le décalage vers le rouge des galaxies plus éloignées comme étant dû aux traitements Doppler les plus simples peut prêter à confusion. [17]

Le Big Bang explique l'évolution de l'univers à partir d'une densité et d'une température de départ bien au-delà de la capacité de l'humanité à se répliquer, de sorte que les extrapolations aux conditions les plus extrêmes et aux temps les plus reculés sont nécessairement plus spéculatives. Lemaître a appelé cet état initial le "atome primitif" tandis que Gamow a appelé le matériel "ylem". L'origine de l'état initial de l'univers reste une question ouverte, mais le modèle du Big Bang limite certaines de ses caractéristiques. Par exemple, des lois spécifiques de la nature sont très probablement apparues de manière aléatoire, mais comme le montrent les modèles d'inflation , certaines combinaisons de celles-ci sont beaucoup plus probables. [132] Un univers topologiquement plat implique un équilibre entre l'énergie potentielle gravitationnelle et d'autres formes d'énergie, ne nécessitant aucune énergie supplémentaire à créer. [125] [126]

La théorie du Big Bang, construite sur les équations de la relativité générale classique, indique une singularité à l'origine du temps cosmique, et une telle densité d'énergie infinie peut être une impossibilité physique. Cependant, les théories physiques de la relativité générale et de la mécanique quantique telles qu'elles sont actuellement réalisées ne sont pas applicables avant l'époque de Planck, et les corriger nécessitera le développement d'un traitement correct de la gravité quantique. [20] Certains traitements de gravité quantique, tels que l'équation de Wheeler-DeWitt, impliquent que le temps lui-même pourrait être une propriété émergente. [133] En tant que telle, la physique peut conclure que le temps n'existait pas avant le Big Bang. [134] [135]

Bien qu'on ne sache pas ce qui a pu précéder l'état dense et chaud de l'univers primitif ou comment et pourquoi il est né, ou même si de telles questions sont sensées, les spéculations abondent sur le sujet de la « cosmogonie ».

Certaines propositions spéculatives à cet égard, dont chacune implique des hypothèses non vérifiées, sont :

  • Les modèles les plus simples, dans lesquels le Big Bang a été causé par des fluctuations quantiques. Ce scénario avait très peu de chances de se produire, mais, selon le principe totalitaire, même l'événement le plus improbable finira par se produire. Cela a eu lieu instantanément, dans notre perspective, en raison de l'absence de temps perçu avant le Big Bang. [136][137][138][139]
  • Des modèles incluant la condition sans frontière de Hartle-Hawking, dans laquelle l'ensemble de l'espace-temps est fini, le Big Bang représente la limite du temps mais sans aucune singularité. [140] Dans un tel cas, l'univers se suffit à lui-même. [141], dans lesquels l'inflation est due au mouvement des branes en théorie des cordes le modèle pré-Big Bang le modèle ekpyrotique, dans lequel le Big Bang est le résultat d'une collision entre les branes et le modèle cyclique, une variante du modèle modèle ekpyrotique dans lequel des collisions se produisent périodiquement. Dans ce dernier modèle, le Big Bang a été précédé d'un Big Crunch et l'univers passe d'un processus à l'autre. [142][143][144][145] , dans laquelle le gonflage universel se termine localement ici et là de façon aléatoire, chaque extrémité conduisant à un univers bulle, se développant à partir de son propre big bang. [146][147]

Les propositions des deux dernières catégories voient le Big Bang comme un événement dans un univers beaucoup plus vaste et plus ancien ou dans un multivers.

En tant que description de l'origine de l'univers, le Big Bang a une incidence significative sur la religion et la philosophie. [148] [149] En conséquence, il est devenu l'un des domaines les plus vivants dans le discours entre la science et la religion. [150] Certains croient que le Big Bang implique un créateur, [151] [152] tandis que d'autres soutiennent que la cosmologie du Big Bang rend la notion de créateur superflue. [149] [153]


Comment un Big Bang explosif pourrait-il être la naissance de notre univers ?

Imaginez que vous êtes une pièce d'échecs parfaitement plate dans une partie d'échecs sur un échiquier parfaitement plat et gigantesque. Un jour, vous regardez autour de vous et vous demandez : Comment suis-je arrivé ici ? Comment l'échiquier est-il arrivé ici ? Comment tout cela a-t-il commencé? Vous sortez votre télescope et commencez à explorer votre univers, l'échiquier….

Que trouvez-vous? Votre univers, l'échiquier, s'agrandit. Et au fil du temps, encore plus grand ! Le tableau s'agrandit dans toutes les directions que vous pouvez voir. Pour autant que vous puissiez en juger, rien ne semble être à l'origine de cette expansion - cela semble simplement être la nature de l'échiquier.

Mais attendez une minute. S'il grossit et s'agrandit de plus en plus, cela signifie que dans le passé, il devait être de plus en plus petit et de plus en plus petit. A une certaine époque, il y a très, très longtemps, au tout début, il devait être si petit qu'il était infiniment petit.

Partons de ce qui s'est passé alors. Au début de votre univers, l'échiquier était infiniment petit puis s'est agrandi, devenant de plus en plus gros jusqu'au jour où vous avez décidé de faire quelques observations sur la nature de votre univers d'échecs. Toutes les choses dans l'univers – les petites particules qui vous composent et tout le reste – ont commencé très près les unes des autres, puis se sont éloignées les unes des autres au fil du temps.

Notre univers fonctionne exactement de la même manière. Lorsque des astronomes comme moi font des observations de galaxies lointaines, nous voyons qu'elles s'éloignent toutes. Il semble que notre univers a commencé très petit et n'a cessé de s'étendre depuis. En fait, les scientifiques savent maintenant que non seulement l'univers s'étend, mais que la vitesse à laquelle il s'étend augmente. Cet effet mystérieux est causé par ce que les physiciens appellent l'énergie noire, bien que nous en sachions très peu d'autre à ce sujet.

Les astronomes observent également ce qu'on appelle le rayonnement de fond cosmique à micro-ondes. C’est un très faible niveau d’énergie qui existe dans tout l’espace. Grâce à ces mesures, nous savons que notre univers a 13,8 milliards d'années – bien plus vieux que les humains et environ trois fois plus vieux que la Terre.

Si les astronomes regardent en arrière jusqu'à l'événement qui a commencé notre univers, nous appelons cela le Big Bang.

Beaucoup de gens entendent le nom « Big Bang » et pensent à une explosion géante de trucs, comme une bombe qui explose. Mais le Big Bang n'était pas une explosion qui a détruit des choses. C'était le début de notre univers, le début à la fois de l'espace et du temps. Plutôt qu'une explosion, c'était une expansion très rapide, l'événement qui a commencé à faire grandir l'univers de plus en plus.

Cette expansion est différente d'une explosion, qui peut être causée par des réactions chimiques ou des impacts importants. Les explosions entraînent le transfert d'énergie d'un endroit à un autre, et généralement en grande quantité. Au lieu de cela, pendant le Big Bang, l'énergie s'est déplacée avec l'espace au fur et à mesure qu'elle s'étendait, se déplaçant sauvagement mais devenant plus étalée dans le temps puisque l'espace grandissait avec le temps.

De retour dans l'univers de l'échiquier, le « Big Bang » serait comme le début de tout. C'est le début du tableau qui s'agrandit.

Il est important de réaliser qu'« avant » le Big Bang, il n'y avait pas d'espace et il n'y avait pas de temps. Pour en revenir à l'analogie de l'échiquier, vous pouvez compter le temps sur l'horloge de jeu après le début, mais il n'y a pas de temps de jeu avant le début - l'horloge ne fonctionnait pas. Et, avant que le jeu ne commence, l'univers de l'échiquier n'existait pas et il n'y avait pas non plus d'espace sur l'échiquier. Il faut faire attention quand on dit "avant" dans ce contexte car le temps n'existait même pas jusqu'au Big Bang.

Vous devez également comprendre l'idée que l'univers ne s'étend "dans" rien, car pour autant que nous sachions, le Big Bang a été le début de l'espace et du temps. Déroutant, je sais !

Les astronomes ne savent pas ce qui a causé le Big Bang. Nous regardons simplement les observations et voyons que c'est ainsi que l'univers a commencé. Nous savons qu'il était extrêmement petit et qu'il est devenu plus grand, et nous savons que cela a commencé il y a 13,8 milliards d'années.

Qu'est-ce qui a commencé notre propre jeu d'échecs ? C'est l'une des questions les plus profondes que l'on puisse se poser.

Bonjour, les enfants curieux ! Vous avez une question à laquelle vous voudriez qu'un expert réponde ? Demandez à un adulte d'envoyer votre question à [email protected] Veuillez nous indiquer votre nom, votre âge et la ville où vous habitez.

Et puisque la curiosité n'a pas de limite d'âge – adultes, dites-nous aussi ce que vous vous demandez. Nous ne pourrons pas répondre à toutes les questions, mais nous ferons de notre mieux.

Cet article est republié à partir de The Conversation, un site d'actualités à but non lucratif dédié au partage d'idées d'experts universitaires.

Michael Lam ne travaille pas, ne consulte pas, ne détient pas d'actions ou ne reçoit de financement d'aucune entreprise ou organisation qui bénéficierait de cet article, et n'a divulgué aucune affiliation pertinente au-delà de son poste universitaire.


Les connus connus

Commençons par le cadre général. Il y a 13,77 milliards d'années, notre univers était incroyablement chaud (une température de plus d'un quadrillion de degrés) et incroyablement petit (environ la taille d'une pêche). Les astronomes soupçonnent que, lorsque notre cosmos avait moins d'une seconde, il a traversé une période d'expansion incroyablement rapide, connue sous le nom de inflation.

Cet événement d'inflation a peut-être été l'époque la plus transformatrice de l'histoire de notre univers. En moins d'un clin d'œil, notre univers est devenu incroyablement plus grand (en s'agrandissant d'un facteur d'au moins 10^52). Lorsque cette phase d'expansion rapide s'est terminée, tout ce qui a causé l'inflation en premier lieu (nous ne savons pas quoi) s'est désintégré, inondant l'univers de matière et de rayonnement (nous ne savons pas comment).

Quelques minutes plus tard (littéralement), les premiers éléments ont émergé. Avant cette époque, l'univers était trop chaud et trop dense pour que quoi que ce soit de stable se forme et c'était juste un mélange géant de quarks (les éléments constitutifs fondamentaux des noyaux atomiques) et de gluons (les porteurs de la force nucléaire forte). Mais une fois que l'univers a atteint l'âge d'une bonne dizaine de minutes, il s'est suffisamment dilaté et refroidi pour que les quarks puissent se lier ensemble, formant les premiers protons et neutrons. Ces protons et neutrons ont fait les premiers hydrogène et hélium (et un peu de lithium), qui ont continué des centaines de millions d'années plus tard pour construire les premières étoiles et galaxies.

Depuis la formation des premiers éléments, l'univers s'est simplement dilaté et refroidi, devenant finalement un plasma, puis un gaz neutre.

Bien que nous sachions que cette histoire à grands traits est correcte, nous savons également qu'il nous manque beaucoup de détails, en particulier avant la formation des premiers éléments. Une physique géniale a peut-être fonctionné lorsque l'univers n'avait que quelques secondes, et cela dépasse actuellement notre compréhension théorique, mais cela ne nous empêche pas d'essayer.


Découverte du rayonnement de fond cosmique

Si le modèle de l'univers décrit dans la section précédente est correct, alors, alors que nous regardons loin dans l'univers et donc loin dans le temps, la première "rémanence" de l'univers chaud et primitif devrait toujours être détectable. Les observations seraient une preuve très forte que nos calculs théoriques sur la façon dont l'univers a évolué sont corrects. Comme nous le verrons, nous avons bien détecté le rayonnement émis à cette temps de découplage des photons, lorsque le rayonnement a commencé à circuler librement à travers l'univers sans interagir avec la matière (Figure 1).

Figure 1. Comparaison du fond et des nuages ​​des micro-ondes cosmiques : (a) Au début de l'univers, les photons (énergie électromagnétique) se dispersaient des particules chargées, chaudes et chargées et ne pouvaient pas aller très loin sans entrer en collision avec une autre particule. Mais une fois que les électrons et les photons se sont installés dans des atomes neutres, la diffusion était beaucoup moins importante et les photons pouvaient voyager sur de grandes distances. L'univers est devenu transparent. Lorsque nous regardons dans l'espace et dans le temps, nous ne pouvons pas voir au-delà de ce temps. (b) Ceci est similaire à ce qui se passe lorsque nous voyons des nuages ​​dans l'atmosphère terrestre. Les gouttelettes d'eau dans un nuage diffusent la lumière très efficacement, mais l'air clair permet à la lumière de voyager sur de longues distances. Ainsi, lorsque nous regardons dans l'atmosphère, notre vision est bloquée par les couches nuageuses et nous ne pouvons pas voir au-delà. (crédit : modification du travail par la NASA)

La détection de cette rémanence était initialement un accident. À la fin des années 40, Ralph Alpher et Robert Herman, en collaboration avec Georges Gamow, s'est rendu compte que juste avant que l'univers ne devienne transparent, il devait rayonner comme un corps noir à une température d'environ 3000 K, la température à laquelle les atomes d'hydrogène pourraient commencer à se former. Si nous avions pu voir ce rayonnement juste après la formation des atomes neutres, il aurait ressemblé au rayonnement d'une étoile rougeâtre. C'était comme si une boule de feu géante remplissait tout l'univers.

Mais c'était il y a près de 14 milliards d'années, et, entre-temps, l'échelle de l'univers a été multipliée par mille. Cette expansion a multiplié par 1000 la longueur d'onde du rayonnement (voir la section Un modèle de l'Univers). Selon la loi de Wien, qui relie la longueur d'onde et la température, l'expansion a abaissé la température d'un facteur 1000 (voir le chapitre sur le rayonnement et les spectres).

Alpher et Herman ont prédit que la lueur de la boule de feu devrait maintenant être à des longueurs d'onde radio et devrait ressembler au rayonnement d'un corps noir à une température de quelques degrés seulement au-dessus du zéro absolu. Puisque la boule de feu était partout dans l'univers, le rayonnement qui en reste devrait également être partout. Si nos yeux étaient sensibles aux longueurs d'onde radio, le ciel entier semblerait briller très faiblement. Cependant, nos yeux ne peuvent pas voir à ces longueurs d'onde, et au moment où Alpher et Herman ont fait leur prédiction, il n'y avait aucun instrument capable de détecter la lueur. Au fil des ans, leur prédiction a été oubliée.

Au milieu des années 1960, à Holmdel, New Jersey, Arno Penzias et Robert Wilson des laboratoires Bell d'AT&T avaient construit une antenne micro-ondes délicate (figure 2) pour mesurer les sources astronomiques, y compris les restes de supernova comme Cassiopée A (voir le chapitre sur la mort de Étoiles). Ils étaient en proie à un bruit de fond inattendu, tout comme de faibles parasites sur une radio, dont ils ne pouvaient pas se débarrasser. La chose déroutante à propos de ce rayonnement était qu'il semblait venir de toutes les directions à la fois. C'est très inhabituel en astronomie : après tout, la plupart des rayonnements ont une direction spécifique là où ils sont les plus forts – la direction du Soleil, ou un reste de supernova, ou le disque de la Voie lactée, par exemple.

Figure 2. Robert Wilson (à gauche) et Arno Penzias (à droite) : Ces deux scientifiques se tiennent devant l'antenne en forme de cornet avec laquelle ils ont découvert le rayonnement de fond cosmique. La photo a été prise en 1978, juste après qu'ils aient reçu le prix Nobel de physique.

Penzias et Wilson ont d'abord pensé que tout rayonnement semblant provenir de toutes les directions devait provenir de l'intérieur de leur télescope, ils ont donc tout démonté pour rechercher la source du bruit. Ils ont même découvert que certains pigeons s'étaient perchés à l'intérieur de la grande antenne en forme de corne et avaient laissé (comme Penzias l'a dit délicatement) une couche de substance diélectrique blanche et collante recouvrant l'intérieur de l'antenne. les scientifiques ont pu réduire le rayonnement de fond à zéro, et ils ont accepté à contrecœur qu'il doit être réel et qu'il doit provenir de l'espace.

Penzias et Wilson ont trouvé que la distribution de l'intensité à différentes longueurs d'onde radio correspond à une température de 3,5 K. C'est très froid - plus proche du zéro absolu que la plupart des autres mesures astronomiques - et témoigne de l'espace (et des ondes qu'il contient) s'est étiré. Leurs mesures ont été répétées avec de meilleurs instruments, ce qui nous donne une lecture de 2,73 K. Donc Penzias et Wilson se sont approchés de très près. En arrondissant cette valeur, les scientifiques se réfèrent souvent au "fond de micro-ondes à 3 degrés".

De nombreuses autres expériences sur Terre et dans l'espace confirmèrent bientôt la découverte de Penzias et Wilson : le rayonnement provenait en effet de toutes les directions (il était isotrope) et correspondait aux prédictions de la théorie du Big Bang avec une précision remarquable. Penzias et Wilson avaient observé par inadvertance la lueur de la boule de feu primitive. Ils ont reçu le prix Nobel pour leurs travaux en 1978. Et juste avant sa mort en 1966, Lemaître a appris que son « éclat disparu » avait été découvert et confirmé.


Avons-nous simplement trouvé la plus grande «chose» rotative de l'univers?

Des filaments, longs de centaines de millions d'années-lumière, viennent d'être surpris en train de tourner.

Dans notre propre arrière-cour cosmique, tout ce que nous voyons tourne, tourne et tourne d'une manière ou d'une autre. Notre planète (et tout ce qu'elle contient) tourne autour de son axe, comme toutes les planètes et lunes du système solaire. Les lunes (y compris la nôtre) tournent autour de leur planète mère, tandis que les systèmes planète-lune tournent tous autour du Soleil. Le Soleil, à son tour, comme toutes les centaines de milliards d'étoiles de la galaxie, orbite autour du centre galactique, tandis que la galaxie entière elle-même tourne autour du renflement central.

Sur la plus grande des échelles cosmiques, cependant, il n'y a pas de rotation globale observée. L'Univers, pour une raison quelconque, ne semble pas avoir de rotation ou de rotation globale et ne semble pas tourner autour de quoi que ce soit d'autre. De même, les plus grandes structures cosmiques observées ne semblent pas tourner, tourner ou tourner autour d'autres structures. Mais récemment, une nouvelle étude semble contester cela, affirmant que d'énormes filaments cosmiques - les brins de la toile cosmique - semblent tourner autour de l'axe filamentaire lui-même. C'est bizarre, c'est sûr, mais peut-on l'expliquer ? Découvrons-le.

46 milliards d'années-lumière de rayon aujourd'hui. (NASA / CXC / M.WEISS)

Afin de faire une prédiction, nous devons d'abord mettre en place le scénario que nous attendons, puis mettre en place les lois de la physique, et faire évoluer le système dans le temps pour voir ce que nous anticipons. Nous pouvons remonter, théoriquement, jusqu'aux premiers stades de l'Univers. Au début du Big Bang chaud, immédiatement après la fin de l'inflation cosmique, l'Univers est :

  • rempli de matière, d'antimatière, de matière noire et de rayonnement,
  • uniforme et le même dans toutes les directions,
  • à l'exception de légères imperfections de densité à l'échelle de 1 partie sur 30 000,
  • et avec de minuscules imperfections supplémentaires dans la directionnalité de ces fluctuations, les mouvements linéaires et de rotation de ces régions surdenses et sous-denses, et des imperfections similaires dans le fond des ondes gravitationnelles avec lesquelles l'Univers est né.

Au fur et à mesure que l'Univers s'étend, se refroidit et gravite, un certain nombre d'étapes importantes se produisent, en particulier aux grandes échelles cosmiques.

En particulier, certaines choses grandissent avec le temps, d'autres se dégradent avec le temps et d'autres encore restent les mêmes avec le temps.

Les imperfections de densité, par exemple, croissent d'une façon particulière : proportionnelle au rapport de la densité de matière sur la densité de rayonnement. Au fur et à mesure que l'Univers se dilate et se refroidit, la matière et le rayonnement - constitués de quanta individuels - deviennent moins denses, le nombre de particules reste le même tandis que le volume augmente, ce qui fait chuter la densité des deux. Ils ne baissent pas de manière égale, cependant la quantité de masse dans chaque particule de matière reste la même, mais la quantité d'énergie dans chaque quantum de rayonnement diminue. Au fur et à mesure que l'Univers s'étend, la longueur d'onde de la lumière voyageant dans l'espace s'étire, l'amenant à des énergies de plus en plus basses.

Au fur et à mesure que le rayonnement devient moins énergétique, la densité de matière augmente par rapport à la densité de rayonnement, provoquant la croissance de ces imperfections de densité. Au fil du temps, les régions initialement surdenses attirent préférentiellement la matière environnante, l'attirant, tandis que les régions initialement sous-denses cèdent préférentiellement leur matière aux régions plus denses voisines. Sur des échelles de temps suffisamment longues, cela conduit à la formation de nuages ​​de gaz moléculaires, d'étoiles, de galaxies et même de l'ensemble de la toile cosmique.

De même, vous pouvez suivre l'évolution de tous les modes de rotation initiaux dans un Univers initialement isotrope et homogène. Contrairement aux imperfections de densité, qui se développent, toute rotation ou rotation initiale se dégradera au fur et à mesure que l'Univers s'étend. Concrètement, il décroît à mesure que l'échelle de l'Univers grandit : plus l'Univers s'étend, moins le moment angulaire devient important. Il devrait donc être logique d'anticiper qu'il n'y aura pas de moment angulaire - et donc de rotation ou de rotation - sur les plus grandes échelles cosmiques.

Du moins, c'est vrai, mais seulement jusqu'à un certain point. Tant que votre univers et les structures qu'il contient continueront de s'étendre, ces modes de rotation ou de rotation se désintégreront. Mais il existe une règle encore plus fondamentale : la loi de conservation du moment cinétique. Tout comme un patineur artistique en rotation peut augmenter son taux de rotation en ramenant ses bras et ses jambes vers l'intérieur (ou peut le diminuer en déplaçant ses bras et ses jambes vers l'extérieur), la rotation des structures à grande échelle diminuera tant que les structures s'étendront, mais une fois qu'ils sont attirés par leur propre gravité, cette rotation s'accélère à nouveau.

Le moment angulaire, voyez-vous, est une combinaison de deux facteurs différents multipliés ensemble.

  1. Moment d'inertie, que vous pouvez considérer comme la façon dont votre masse est distribuée : près de l'axe de rotation est un petit moment d'inertie loin de l'axe de rotation est un grand moment d'inertie.
  2. Vitesse angulaire, que vous pouvez considérer comme la vitesse à laquelle vous effectuez une révolution complète, quelque chose comme les révolutions par minute est une mesure de la vitesse angulaire.

Même dans un Univers où vos imperfections de densité ne naissent qu'avec une très faible quantité de moment angulaire, la croissance gravitationnelle ne pourra pas s'en débarrasser, tandis que l'effondrement gravitationnel, qui fait que votre distribution de masse se concentre vers le centre, assure que votre moment d'inertie finira par diminuer considérablement. Si votre moment angulaire reste le même alors que votre moment d'inertie diminue, votre vitesse angulaire doit augmenter en réponse. En conséquence, plus la quantité d'effondrement gravitationnel qu'une structure a subie est importante, plus nous nous attendons à ce qu'elle tourne, tourne ou manifeste son moment angulaire.

Mais même cela n'est que la moitié de l'histoire. Bien sûr, nous nous attendons à ce que l'Univers naisse avec un certain moment angulaire, et lorsque ces imperfections de densité grandissent, attirent la matière et finalement s'effondrent sous leur propre gravité, nous nous attendons à les voir tourner - peut-être même assez sensiblement - à la fin. Cependant, même si l'Univers est né sans aucun moment angulaire, il est inévitable que les structures qui se forment à toutes les échelles cosmiques (sauf, peut-être, les plus grandes de toutes) se mettent à tourner, tourner et même tourner autour un autre.

La raison en est un phénomène physique que nous connaissons tous, mais dans un contexte différent : les marées. La raison pour laquelle la planète Terre subit des marées est que les objets à proximité, comme le Soleil et la Lune, attirent gravitationnellement la Terre. Plus précisément, cependant, ils attirent chaque point de la Terre, et ils le font de manière inégale. Les points de la Terre les plus proches de la Lune, par exemple, sont un peu plus attirés que les points les plus éloignés. De même, les points qui sont « au nord » ou « au sud » de la ligne imaginaire qui relie le centre de la Terre au centre de la Lune seront attirés « vers le bas » ou « vers le haut » en conséquence.

Bien que cela soit facile à visualiser pour un corps rond comme la Terre, le même processus a lieu entre deux masses de l'Univers qui occupent un volume plus important qu'un seul point. Ces forces de marée, lorsque les objets se déplacent dans l'espace les uns par rapport aux autres, exercent ce qu'on appelle un couple : une force qui fait que les objets subissent une plus grande accélération sur une partie de celui-ci que sur d'autres parties. Dans tous les cas sauf les plus parfaitement alignés - où tous les couples s'annulent, une rareté énorme et fortuite - ces couples de marée provoqueront une accélération angulaire, entraînant une augmentation du moment angulaire.

"Attendez", je peux vous entendre objecter. « Je pensais que vous aviez dit que le moment angulaire était toujours conservé ? Alors, comment pouvez-vous créer une accélération angulaire, qui augmente votre moment angulaire, si le moment angulaire est quelque chose qui ne peut jamais être créé ou détruit ?

C'est une bonne objection. Ce qu'il faut cependant retenir, c'est que les couples sont comme des forces dans le sens où ils obéissent à leurs propres versions des lois de Newton. En particulier, tout comme les forces ont des directions, les couples aussi : ils peuvent faire tourner quelque chose dans le sens horaire ou antihoraire autour de chacun des axes tridimensionnels qui existent dans notre Univers. Et tout comme chaque action a une réaction opposée égale, chaque fois qu'un objet tire sur un autre pour créer un couple, cette force égale et opposée créera également un couple sur ce premier objet.

Ce n'est pas quelque chose auquel vous pensez très souvent, mais cela se joue tout le temps dans notre réalité. Lorsque vous accélérez votre automobile à partir d'un arrêt dès que le feu passe au vert, vos pneus commencent à patiner et à pousser contre la route. La route exerce donc une force sur le bas de vos pneus, ce qui fait que vos pneus qui patinent adhèrent à la route, accélèrent et poussent la voiture vers l'avant. Parce que la force n'est pas directement au centre des roues - là où se trouvent les essieux - mais plutôt décentrée, vos pneus patinent, adhèrent à la route et créent un couple.

Mais il y a aussi une réaction égale et opposée ici. La route et les pneus doivent pousser l'un sur l'autre avec des forces égales et opposées. Si la force de la route sur les pneus fait accélérer votre automobile puis se déplacer, disons, dans le sens des aiguilles d'une montre par rapport au centre de la planète Terre, alors la force des pneus sur la route fera accélérer et tourner la planète Terre, peu importe. légèrement, un peu plus dans le sens inverse des aiguilles d'une montre par rapport à la façon dont il se déplaçait auparavant. Bien que:

  • la voiture a maintenant plus de moment angulaire qu'avant,
  • et la Terre a maintenant plus de moment angulaire qu'avant,

la somme du système voiture+Terre a le même moment cinétique qu'au départ. Le moment angulaire, comme la force, est un vecteur : avec une amplitude et une direction.

Alors, que se passe-t-il lorsque la structure à grande échelle de l'Univers se forme ?

Tant que vous n'êtes pas trop grand pour que l'effondrement gravitationnel se produise - où la matière dans l'Univers peut se contracter complètement dans une ou plusieurs dimensions à une échelle où les choses vont "s'écraser" en raison des collisions - ces couples de marée provoquer des amas de matière se tirent les uns sur les autres, induisant une rotation. Cela signifie que les planètes, les étoiles, les systèmes solaires, les galaxies et même, en théorie, des filaments cosmiques entiers de la toile cosmique devraient, au moins parfois, subir des mouvements de rotation. À plus grande échelle, cependant, il ne devrait pas y avoir de rotation globale, car il n'y a pas de plus grandes structures liées dans l'Univers.

C'est précisément ce que la dernière étude a cherché à mesurer, et précisément ce qu'ils ont trouvé. Pour les filaments individuels, ils ne pouvaient rien voir, mais lorsqu'ils ont rassemblé des milliers de filaments, les effets de rotation sont clairement apparus.

"En empilant des milliers de filaments ensemble et en examinant la vitesse des galaxies perpendiculairement à l'axe du filament (via leur décalage vers le rouge et vers le bleu), nous constatons que ces objets présentent également un mouvement tourbillonnaire cohérent avec la rotation, ce qui en fait les plus gros objets connus pour avoir un moment angulaire. La force du signal de rotation dépend directement de l'angle de vue et de l'état dynamique du filament. La rotation du filament est plus clairement détectée lorsqu'elle est vue par la tranche.

Nous avons déjà vu la « rotation des filaments » : dans les filaments qui sont créés dans les régions de formation d'étoiles au sein de galaxies individuelles. Mais à la surprise de certains, même les filaments à plus grande échelle de l'Univers, ceux qui tracent la toile cosmique, semblent également tourner, du moins en moyenne. Leurs vitesses sont comparables aux vitesses auxquelles les galaxies se déplacent et les étoiles orbitent dans la Voie lactée : jusqu'à

centaines de kilomètres par seconde. Même s'il nous reste encore beaucoup à découvrir sur ce phénomène, ces filaments cosmiques à grande échelle, qui s'étendent généralement sur des centaines de millions d'années-lumière, sont maintenant les plus grandes structures tournantes connues de l'Univers.

Pourquoi tournent-ils, cependant? Est-ce quelque chose qui peut vraiment s'expliquer par les couples de marée et rien d'autre ? Les premières preuves indiquent « oui », car la présence de grandes masses près des filaments – ce que les cosmologues identifient comme des « auréoles » – semble intensifier la rotation. Comme le notent les auteurs, « plus les halos qui se trouvent à chaque extrémité des filaments sont massifs, plus la rotation est détectée », ce qui correspond aux couples gravitationnels induisant ces mouvements. Néanmoins, des études supplémentaires sont nécessaires, car la température et d'autres facteurs physiques peuvent également jouer un rôle.

La grande avancée est que nous avons enfin détecté une rotation à ces échelles sans précédent. Si tout se passe bien, non seulement nous comprendrons pourquoi, mais nous pourrons prédire à quelle vitesse chaque filament que nous voyons devrait tourner et pour quelle raison. Tant que nous ne pourrons pas prédire comment chaque structure de l'Univers se forme, se comporte et évolue, les astrophysiciens théoriciens ne seront jamais à court de travail.


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