Big bang

Les scientifiques tentent de déchiffrer le bulletin de naissance de l'Univers depuis le début du XXème siècle. Mais cela fait moins de 40 ans qu'ils sont en mesure de répondre à quelques questions essentielles. Quand ? Il y a 14 milliards d'années. Dans quelles circonstances ? À la suite d'une incommensurable "explosion" : le Big Bang. Au début, il n'y avait ni espace, ni temps. Et encore moins de matière. Vint alors le Big Bang, un indescriptible fracas qui donna naissance à l'Univers. Quatorze milliards d'années plus tard, les scientifiques peuvent enfin nous conter cette naissance... et la manière dont ils ont percé le mystère!

Des origines à nos jours

L'Univers, sous sa forme la plus primaire et la plus inhospitalière, a atteint sa taille adulte en moins d'une minuscule fraction d'un ridicule milliardième de seconde. Mais il a fallu attendre beaucoup plus de temps pour que toutes les pièces du grand échiquier se mettent en place : quelques minutes pour qu'apparaissent les atomes, 300.000 ans pour que la lumière se libère de la matière et plusieurs centaines de millions d'années pour assister à la naissance de nos bonnes vieilles galaxies...

Avant le big bang

Quatorze milliards d'années nous séparent du milliardième de seconde qui a vu se créer les prémices de notre univers. Grâce à différentes théories vérifiées par des travaux en laboratoire, astrophysiciens et cosmologistes savent donc décrire aujourd'hui les principaux évènements survenus depuis le Big Bang. Immanquablement, une grande question s'impose : qu'y avait-il avant ? Avant l'apparition du temps, de l'espace et de la matière ?

Théories alternatives

La théorie du Big Bang a la peau dure. Elle a éliminé de nombreuses rivales au cours du XXème siècle. Parmi les principales alternatives, la théorie de " l'univers stationnaire ", défendue par le Britannique Fred Hoyle dans les années 1950, fut longtemps considérée comme la plus plausible. Avant d'être démentie par différentes observations...

L'univers en expansion

Les équations de la relativité générale conduisent à des univers non statiques (en expansion). Pour des raisons assez philosophiques, Einstein considère que cela n'est pas acceptable, et introduit une variable supplémentaire ad hoc, la constante cosmologique , qui vient contrebalancer l'effet du contenu matériel de l'univers. En effet, comme dans l'espace de Newton, ce dernier aurait comme effet de faire s'écrouler sur lui-même l'univers dans son ensemble. Ce paramètre supplémentaire permet d'obtenir un univers statique. Malheureusement pour Einstein, quelques années plus tard, Hubble et Humason démontrent expérimentalement que l'univers EST en expansion. Einstein dira plus tard que l'introduction de la constante cosmologique est la plus grande erreur de sa vie. Et pourtant, des observations très récentes remettent singulièrement sur le devant de la scène ce paramètre longtemps négligé, comme nous le verrons plus tard.

En attendant, Hubble et Humason observent des galaxies, et plus précisément des étoiles céphéides dans ces galaxies. Les céphéides sont intéressantes car ce sont des étoiles supergéantes, visibles de très loin, à l'éclat absolu constant et connu (enfin, à peu près connu...) dès que l'on connait la période de leur variabilité.

Ils obtiennent ainsi la distance d'un certain nombre de galaxies, dont ils mesurent par ailleurs les vitesses par effet Doppler-Fizeau. Hubble et Humason ont porté sur un graphique la vitesse en fonction de la distance, et obtenu une fonction linéaire.

La vitesse est toujours positive (sauf pour des objets très proches, dont les vitesses d'agitation particulières peuvent alors dominer), c'est une vitesse de récession, et elle est d'autant plus grande que la galaxie est plus lointaine : V0 = H0.d0 . H a depuis été baptisée constante de Hubble, et la première valeur trouvée était d'environ 500 km s-1. Notons que cette formule est valable à un instant donné, c'est pourquoi on ajoute des indices "0" signifiant "aujourd'hui pour nous autres terriens".

Ce genre de relation linéaire décrit un univers en expansion uniforme généralisée. Il convient de bien comprendre de quoi l'on parle : l'expansion est une expansion de l'espace lui-même. Les galaxies ne bougent pas réellement; elles sont immobiles dans un espace en train de s'étirer. Ceci n'a rien de commun avec l'explosion d'un objet dans un espace statique. On ne peut pas observer le Big Bang comme on observerait l'explosion d'une mine; dans le premier cas, le Big Bang crée l'espace et le temps, vouloir l'observer "de l'extérieur" n'a aucun sens.

Pour la même raison, l'expansion n'a pas de centre, ou bien son centre est partout. Tout observateur, sur n'importe quelle galaxie, verra toutes les autres galaxies s'éloigner de lui à des vitesses proportionnelles à leurs distances.

On a coutume d'utiliser pour faire sentir l'expansion de l'univers l'image d'un gâteau aux raisons secs qui lève et cuit dans un four. La pâte du gâteau (supposée ici transparente) c'est l'espace tridimensionnel que nous observons. Les raisins secs, les galaxies. Nous sommes sur l'un d'eux...

Le gâteau est de très grandes dimensions, les bords hors de portée des observateurs. Tout raisin constate que la pâte se gonfle de telle façon que tous les autres raisins semblent le fuir, et il n'y a pas de raisin "central". Le gonflement, en tout point du gâteau, se fait à la même cadence; mais l'effet de cumul fait que les raisins les plus éloignés d'un observateur quelconque s'écartent plus vite que ceux qui sont proches : c'est la loi de Hubble. Les raisins ne changent pas de taille, eux. De même, les galaxies et leur contenu ne subissent pas l'expansion : leur gravité propre "gèle" la structure de l'espace dans leur voisinage. C'est heureux, car sinon nos étalons de longueur grandiraient au même rythme que l'espace, et nous n'aurions jamais découvert l'expansion... Les raisins ne bougent pas vraiment : chacun est au repos par rapport à la pâte qui le touche.

La valeur de H0 est encore mal connue, quelque part au voisinage de 60 ou 75 kilomètres par seconde par mégaparsec. Un mégaparsec (Mpc) vaut 106 parsecs, soit 3.26 10⁶ années-lumière, soit 3,08 10¹⁹ km... Ceci nous montre que 60 km.s^-1 Mpc^-1 équivalent à 1,94.10^-18 s^-1, ou 6,14. 10^-11 an^-1. Ce qui signifie que chaque kilomètre de l'espace, loin de toute galaxie, s'étire chaque année de 6,14.10^-11 km, soit 61,3 nanomètres ! C'est infiniment dérisoire, mais sur les distances cosmiques, au cours des durées cosmiques, cela donne des vitesses qui peuvent être très importantes.

La relation V0 = H0.d0 est souvent utilisée pour trouver la valeur de la distance d'une galaxie lointaine. Mais attention : c'est V0 et H0 qui interviennent, c'est à dire qu'il faut utiliser la valeur de la vitesse de la galaxie lointaine au moment de l'observation. Or la lumière qui nous parvient de cette galaxie lointaine en est partie longtemps avant notre époque, et le V que nous mesurons n'est pas V0 ! Pour des galaxies pas trop lointaines, jusqu'à ~500 Mpc, l'erreur n'est pas trop importante.

Le facteur d'échelle et le décalage cosmologique vers le rouge

Les cosmologistes ont coutume de traiter les variations d'échelle dues à l'expansion au moyen du facteur d'échelle R = R(t). Dire que R = 0,25 c'est dire que l'on traite d'une époque ou l'univers était quatre fois moins étendu qu'aujourd'hui; R = 2 se réfère à une époque future où les dimensions de l'univers seront deux fois plus grandes.

Lorsqu'une galaxie lointaine nous envoie de la lumière, celle-ci se dirige vers nous à la vitesse c par rapport à l'espace, mais cet espace est en expansion, et la lumière doit donc "lutter" contre l'expansion pour nous parvenir. Prenons une image plus parlante : Pierre et Paule sont séparés de 10 km, et Pierre se dirige vers Paule à 5 km/h. Il la rejoindra au bout de deux heures. Si cette fois ils sont installés sur un ruban de caoutchouc qui s'étire de , disons, 20% par heure pendant que Pierre marche dessus à 5 km/h, il est clair qu'il mettra plus de deux heures pour rejoindra sa compagne. C'est ce qui se passe pour le photon et toutes les ondes électromagnétiques, leur longueur d'onde apparente est étirée d'un facteur 1+z (z est ce que les anglo-saxons appellent le redshift, vocable universellement adopté par les astronomes aujourd'hui) qui est donné par :  Comme l'étude de R(t) est à la base des modèles cosmologiques, on comprend pourquoi les astronomes attachent tant d'importance aux mesures de redshifts. Aujourd'hui, le "record" se situe dans les z ~ 5,5 (1999).

Le Big bang: le début de l'expansion

Le fait que l'univers soit en expansion amène tout naturellement à la conclusion que dans le passé, il a du se trouver dans un état de condensation plus importante. En remontant même le plus loin possible, on est amené à envisager une époque où les galaxies étaient si serrées qu'elles se touchaient, et même, au-delà, une phase où toute la matière et l'énergie de l'univers était dans un état de condensation extrême, interdisant l'existence de structure complexes comme les étoiles ou même les atomes eux-mêmes...Cette idée a été émise tout d'abord par Lemaître, puis théorisée par Gamow.

Le film des débuts

Voici ce que l'on pense actuellement être le début de notre univers. On va voir que toute son histoire est dirigée vers une complexité de plus en plus grande; cela commencera par la subdivision de la "force universelle" encore inconnue en quatre forces distinctes :

• Gravitation
• Interaction nucléaire forte, responsable de la cohésion des noyaux nucléaires.
• Interaction faible, à l'oeuvre dans certains processus de désintégration atomique.
• Interaction électromagnétique.

et se poursuivra par la création des noyaux atomiques, des molécules, des étoiles, des galaxies, de la Vie...

t = 0 ??

Y a-t-il eu un instant zéro? Le temps a-t-il réellement eu un commencement? Personne ne le sait. Les équations des théories dont nous disposons actuellement cessent tout simplement d'être valides quand on s'approche de cet instant, qui nous est tout aussi inaccessible que s'il était un infini... S'il y a eu un instant zéro, peut- être ne l'est-il que pour notre bulle d'univers, mais pas pour l'Univers dans son ensemble; les théories les plus modernes de l'inflation chaotique prévoient en effet que cet événement extrêmement violent qu'on appelle le Big-Bang n'a pas été universel, mais qu'il y a sans cesse, dans une sorte de mousse d'espace-temps, des myriades de big-bangs créant ainsi autant de bulles-univers dont les éventuels habitants sont à tout jamais prisonniers... En tous cas, jusqu'à la prochaine date, on ne peut rien dire : la Physique dont nous disposons est incapable de décrire ce qui s'est passé avant cet instant lointain qu'on appelle le temps de Planck : 10^-43 seconde, un dix-millionième de milliardième de milliardième de milliardième de milliardième de seconde. C'est là le domaine de cette force universelle, décrite par une théorie de tout qui reste à écrire. C'est là aussi que devrait se situer la séparation de gravitation d'avec les trois autres forces.

t=10^-43s

Naissance de l'espace-temps; le rayon de l'univers observable est minuscule : 10 micromètres, la température est de 1032 K, la densité est 1096, ce qui signifie qu'un simple litre d'univers aurait l'incroyable masse de 1000...ici, 96 zéro....000 kilogrammes!

t = 10^-35 s

L'univers subit un "changement de phase", analogue à la cristallisation d'un liquide qui se solidifie en perdant son caractère inorganisé et en dégageant de l'énergie; c'est le moment où l'Interaction nucléaire forte, qui est responsable de la cohésion des noyaux nucléaires, se différencie de l'interaction électrofaible. Mais ce changement de phase est retardé : l'univers reste un certain temps en "surfusion", comme de l'eau que l'on peut conserver liquide jusqu'à -10C, mais qui se prend instantanément en glace si l'on ébranle le flacon. Dans cette phase de surfusion, l'univers tend vers un état appelé "faux vide" qui crée, jusqu'à l'instant t = 10-32 s, un dégagement d'énergie produisant une expansion d'une inimaginable brutalité : pendant cette période incroyablement courte, les dimensions de l'univers sont multipliées par 1050 (100 000 milliards de milliards de milliards de milliards de milliards...) et son volume par 10150, au moins! Dans le même moment est créée une formidable quantité de particules (tout le contenu matériel de l'univers en fait), création compensée par l'énergie gravitationnelle négative créée en même temps. La température de l'univers, qui avait baissé avec l'expansion, remonte jusqu'à 1027 K. C'est ce que l'on appelle la période inflationnaire. Elle est très courte, mais fixe néanmoins dans cette fraction de seconde toutes les caractéristiques de l'univers que nous observons aujourd'hui : nombre de dimensions, lois de la physique. Toutes les dimensions ne subissent pas l'inflation et l'expansion, comme nous l'avons déjà signalé : seules trois dimensions d'espace sont concernées, les autres restant enroulées très serré, avec la courbure qu'elles avaient au temps de Planck...

On se retrouve ensuite dans les conditions du Big-Bang classique, mais avec un diamètre de la bulle-univers infiniment supérieur, cette bulle n'étant elle même qu'une infime partie de l'Univers dans son ensemble.

t = 10^-12 s

L'univers, âgé d'un millionième de millionième de seconde, subit une nouvelle -et dernière- "cristallisation" quand force faible et électromagnétisme de séparent. Il sera dorénavant régi par les lois de la physique telles que nous les connaissons aujourd'hui. Son diamètre est à peu près celui de l'orbite terrestre, sa température de 1015 K (un million de milliards de degrés), sa densité de 1033.

t = 10^-6 s

L'univers est âgé d'un millionième de seconde, son diamètre est d'environ une année-lumière, sa température de 1013 K (10000 milliards de degrés). On entre dans ce que l'on appelle l'ère hadronique, où se fixent les populations de protons et neutrons. Jusqu'ici, les paires protons et anti-protons, neutrons et anti-neutrons, étaient sans cesse créées à partir de l'intense rayonnement qui remplit l'univers, pour se désintégrer mutuellement aussitôt; ce n'est plus possible, l'énergie n'est plus assez élevée, et presque tous les protons et neutrons disparaissent, sauf le petit supplément -un milliardième- de particules normales en excédent (il se trouve que la nature a une légère dissymétrie en faveur de la matière "normale"). Ainsi est expliquée l'absence d'antimatière dans l'univers, de nos jours.

t = 10^-4 s

L'univers, âgé d'un dix-millième de seconde, rentre dans l'ère leptonique. Ces noms bizarres, aux racines grecques, rappellent simplement quel type de particules domine à ce moment-là. Il est rempli d'une soupe de photons ("grains de lumière", si l'on veut), d'électrons et de neutrinos, plus quelques protons et neutrons, les rescapés dont nous avons déjà parlé. L'univers est totalement opaque au rayonnement : il est encore beaucoup trop dense.

t = 1s

La température de l'univers, qui fête sa première seconde, est tombée à 10 milliards de degrés, une misère, et sa densité à 100000. Se produit alors le second grand nettoyage : anti-électrons et électrons s'annihilent dans une grande apothéose de lumière; ne subsiste que le petit milliardième excédentaire d'électrons "normaux", ceux que nous voyons aujourd'hui. Les neutrons, instables quand ils sont isolés, se désintègrent et se raréfient. Il n'y a presque plus que de la lumière dans l'univers...

t = 100s

Après plus d'une minute, voici que commence la formation des noyaux atomiques, étape cruciale s'il en est. Pour l'hydrogène, il n'y a rien à faire, puisque son noyau est constitué d'un simple proton. Vont se former les noyaux de deutérium (p+n), de tritium (p+2n), instable, et qui se décompose rapidement, d'hélium (2p+2n), de lithium (3p+2n), et quelques traces des éléments suivants. C'est ce que l'on appelle la nucléosynthèse primordiale.

t = 180s

L'univers est âgé de trois minutes, et il est déjà trop vieux, trop dilué, pour que les réaction nucléaires se poursuivent efficacement! La nucléosynthèse s'arrête donc, l'univers est alors constitué de 3/4 d'hydrogène et de 1/4 d'hélium, proportions qu'il a encore de nos jours, en gros. Il faudra attendre la naissance des étoiles pour voir repartir le processus, avec, cette fois, la possibilité de fabriquer aussi des noyaux lourds.

t = 300000 ans à un million d'années

La température est suffisamment basse pour que les noyaux et les électrons libres s'associent pour former les atomes; la fixation des électrons laisse le chemin libre pour les photons, pour la lumière : l'univers devient brutalement transparent! Les cosmologistes appellent assez improprement cet instant époque de la recombinaison, alors qu'il s'agit en fait de la toute première combinaison des ions et des électrons. Le rayonnement électromagnétique qui emplissait l'univers, ainsi libéré des interactions avec la matière, va poursuivre librement son évolution qui se résume à une dilution progressive due à l'expansion universelle.

Un second fait important se produit vers la même époque (un peu avant sans doute) : jusqu'ici, c'était la densité d'énergie de la lumière qui l'emportait; maintenant, du fait de lois de dilution avec l'expansion différentes, l'univers est dominé par la matière. Le rayonnement ne représente plus, de nos jours, qu'un millième de la densité générale.

t = 1 à 5 milliards d'années

La libération de la lumière libère aussi la matière, qui peut commencer à évoluer sous la seule emprise de la gravitation. Les premières condensations se mettent à grossir, et les premières étoiles naissent, avant les galaxies, semble-t-il; elles sont très massives, ont une vie brève, et produisent une énorme quantité d'éléments lourds quand elles explosent en supernovæ. Leurs restes, étoiles à neutrons ou trous noirs, s'agglomèrent au centre des galaxies pour former des trous noirs galactiques; parfois s'y déclenche le phénomène quasar.

t = 5 à 10 milliards d'années

Les étoiles de seconde, troisième,... génération se sont formées dans ce milieu enrichi en éléments lourds; carbone, fer, oxygène, azote, etc... sont maintenant présents en quantité, et des planètes peuvent se former en abondance autour des étoiles naissantes. Sur ces planètes, la Vie trouvera les éléments nécessaires à son apparition !

Une théorie solidement ancrée sur l'observation

Nous citerons maintenant trois "succès" du Big Bang, mais il y en a d'autres, comme la prédiction de l'existence de trois et seulement trois espèces de neutrinos et la relativement bonne cohérence de l'âge de l'univers avec celui des plus vieilles étoiles.

Le rayonnement de fond diffus cosmologique

Le Big Bang n'a pas été accepté immédiatement, entre autres parce que, poussé aux limites, il semble prévoir au début une singularité, où les dimensions s'annulent et où la densité devient infinie. Le nom de Big Bang lui a d'ailleurs été donné un peu en dérision par les tenants d'autres scénarios. Il est donc important de voir quels sont les faits indiscutables qui font qu'aujourd'hui plus personne ne conteste que l'univers ait connu une phase initiale à très haute température et très grande densité.

Une des prédictions de ce modèle est lié au découplage matière-rayonnement qui s'y produit entre t = 300000 ans et t = 1 million d'années. De sa température de 4000K environ au moment du découplage, le rayonnement universel est ainsi tombé, selon la théorie du Big Bang, à quelques K à notre époque; ce n'est plus qu'un rayonnement fossile....

Dans les années 60, deux radio-astronomes, Arno Penzias et Robert Wilson, essayaient de reconvertir en radio-télescope une antenne d'observation désaffectée du satellite Echo. Un "bruit" radioélectrique, isotrope, uniforme, sans variation diurne ou saisonnière leur rendait la vie impossible en se superposant obstinément à toutes leurs observations. Au hasard d'un voyage, l'un d'eux faisait part de leurs difficultés à un astronome qui connaissait des cosmologistes lancés à la recherche du rayonnement fossile du Big Bang. Et en Juillet 1965 deux articles de l'Astrophysical Journal pouvaient ainsi annoncer la découverte de cette trace indiscutable du Big Bang, le fond diffus cosmologique. Cela vaudra le prix Nobel de physique 1978 à Penzias et Wilson...

On a pu depuis vérifier que le FDC ainsi détecté avait exactement (à 1/10000e près) la forme spectrale prévue par la théorie : c'est un rayonnement de corps noir à 2,73K. Aucune théorie cosmogonique autre que le Big Bang ne prévoit un tel phénomène. Notons que le FDC, bien avant de se découpler de la matière, avait été créé par divers processus physiques lorsque l'univers était beaucoup plus jeune (~ 1 an). Sa température, identique alors à celle de la matière, était supérieure à 107 K.

L'abondance relative des éléments

Entre une et trois minutes, l'univers primordial est suffisamment refroidi pour que s'assemblent protons et neutrons, les briques constitutives des noyaux atomiques. Mais la décroissance continue de la température arrête très vite le processus : âgé de trois minutes, l'univers est déjà trop vieux, trop froid, pour créer de nouveaux noyaux... Les théories du Big Bang standard prédisent avec beaucoup de succès les quantités respectives de d'hydrogène, de deutérium, d'hélium et de lithium produites dans ces deux minutes cruciales. Par exemple, elle donnent une proportion (massique) de 3/4 H pour 1/4 He : c'est bien ce qui est observé, compte tenu du fait que le fonctionnement des étoiles influe sur ce rapport; cela correspond à 94% d'atomes d'hydrogène pour 5,9% d'atomes d'hélium. On étudie sutout le rapport D/H, dans les nuages de gaz interstellaires (D/H ~2 10-5), critère plus efficace pour tester les théories de Big Bang.

La formation des étoiles, des galaxie et des grande structure

La théorie du Big Bang fournit un cadre dans lequel on peut expliquer la formation des objets matériels de l'univers, et ce n'est pas là son moindre succès. Nous avons vu que les fluctuations de densité s'amplifient tout naturellement au moment de la recombinaison, et même un peu plus tôt dans l'histoire de l'univers, lorsque la densité de matière l'emporte définitivement sur celle de la lumière. Il faut noter que, par contre, elle ne nous dit pas pourquoi il y avait déjà des fluctuations initiales à amplifier ! Et c'est là un problème qui reste insoluble dans le cadre du Big Bang classique, et auquel l'inflation apporte une réponse. On ne sait pas non plus si ce sont les structures de la taille des amas de galaxies ou les structures de la taille des amas stellaires qui se forment en premier; mais un certain nombre de pistes amènent actuellement à préférer les scénarios "du bas vers le haut", où l'on commence par voir se former d'abord des amas stellaires. Les observations du Hubble Deep Field, par exemple, semblent nous montrer, à très grande distance, une foule de galaxies en formation par la condensation d'amas stellaires bleus (c'est à dire jeunes) déjà bien caractérisés.

Le Big bang n'est pas la théorie du tout

Le Big Bang n'explique pas tout, bien entendu. Par exemple, il n'explique pas la raison de la dissymétrie matière / antimatière dans l'univers. Il n'explique pas non plus quel est le processus qui a fixé les valeurs des paramètres fondamentaux comme  ou . Ceci nécessite une physique nouvelle; pour l'instant, la constante cosmologique , comme la constante G de la gravitation, est un paramètre de la relativité générale, rien de plus : on ne voit pas de raison physique à sa valeur actuelle. Qu'on ne connaît d'ailleurs pas.