Frise chronologique du Big Bang
Cette chronologie du Big Bang montre les différentes phases de l'évolution de l'univers telles que prévues par la théorie du Big Bang, depuis l'ère de Planck jusqu'à la fin de l'époque de la nucléosynthèse (et du commencement de l'époque des galaxies).
L'échelle utilisée est une échelle logarithmique (donc exprimée en puissances de 10). Par exemple, l'époque hadronique s'étend de 10-6 à 1 (ou à 100) secondes et sur l'échelle de la frise de -6 à 0.
Chronologie de l'Univers primitif
[modifier | modifier le code]La chronologie de l'Univers décrit l'histoire et l'avenir de l'Univers selon la cosmologie du Big Bang.
L’étude de recherche de la collaboration Planck publiée en 2020 estime que les premiers stades de l'existence de l'univers se sont produits il y a 13,787 milliards d'années, avec une incertitude de ± 20 millions d'années au niveau de confiance de 68% [1].
L'instant zéro
[modifier | modifier le code]Dans la vision purement relativiste, lorsque l’on se rapproche du temps zéro, l’Univers voit sa température et sa densité moyenne augmenter jusqu’à finalement aboutir à un état de singularité où elles atteignent une valeur infinie.
Mais les deux théories principales qui essayent d’unifier relativité générale et mécanique quantique, la théorie des supercordes et la gravitation quantique à boucles, s’accordent sur le fait que la température et la densité de l’Univers, ainsi que la courbure de l'espace-temps, ne peuvent pas dépasser un certain seuil. La vision d’un temps zéro avec une température et une densité infinies est donc exclue[2].
Les physiciens Stephen Hawking et James Hartle ont, quant à eux, développé un modèle cosmologique qui applique la mécanique quantique au Big Bang. D’après le modèle de Hartle-Hawking, lorsque l’on remonte vers l’époque initiale, le temps perd peu à peu le caractère que nous lui connaissons et se transforme en une dimension d’espace. Ainsi, lorsque nous nous rapprochons du temps zéro, la notion de temps elle-même disparaît. Ainsi, l'Univers tel que proposé par le modèle de Hartle-Hawking n'a pas de commencement[2].
Chronologie depuis l'ère de Planck jusqu'au début de l'époque de la nucléosynthèse primordiale
[modifier | modifier le code]1. Big Bang et Ère de Planck - Jusqu’à 10−43 seconde après le Big Bang
L’époque de Planck désigne la période de l'histoire de l’Univers au cours de laquelle les quatre interactions fondamentales (électromagnétisme, interaction faible, interaction forte et gravitation) étaient unifiées.
2. Ère de la Grande Unification - Entre 10−43 et 10−36 seconde après le Big Bang
Lors de l’expansion et le refroidissement de l’Univers qui succèdent à l’ère de Planck, la gravitation commence à se séparer des interactions de jauge fondamentales : l’électromagnétisme et les forces nucléaires fortes et faibles. L’unification de l’interaction forte et de la force électrofaible conduit à ce que la seule particule à laquelle on puisse s’attendre à cette période soit le boson de Higgs.
3. Ère électrofaible : Inflation cosmique et fluctuations quantiques - Entre 10−36 et 10−12 seconde après le Big Bang
C'est l'époque qui a vu se dérouler l'inflation cosmique. L'inflation cosmique est un modèle cosmologique s'insérant dans le paradigme du Big Bang lors duquel l’Univers a connu une phase d'expansion très rapide qui lui aurait permis de grossir d'un facteur considérable : au moins 1026 en un temps extrêmement bref, compris entre 10-36 et 10-33 secondes après le Big Bang. Ce modèle cosmologique offre une solution à la fois au problème de l’horizon et au problème de la platitude [3]. Ainsi, cette période initiale d'inflation expliquerait pourquoi l'espace semble très plat.
4. Ère des quarks, ères hadronique et leptonique - Entre 10−12 seconde et ∼ 10 secondes
Pendant l'ère des quarks la matière ordinaire est un plasma dense et chaud, constitué, selon le modèle standard de la physique des particules, de quarks, de gluons et de leptons, tous libres (c'est-à-dire non liés). La fin de l'ère des quarks se caractérise par la combinaison des quarks et des gluons pour former des hadrons (baryons et mésons) durant l’ère hadronique, période située entre 10–6 et 1 seconde après le Big Bang. Dorénavant, l'Univers ne comportera plus de quarks ni de gluons libres. La majorité des hadrons et des anti-hadrons s’annihilent mutuellement à la fin de l’ère des hadrons, laissant les leptons et les anti-leptons dominer la masse de l’Univers durant l’ère leptonique.
5. Synthèse du Deutéron
Environ ∼ 1 s après le Big Bang, les seules particules du Modèle standard restantes étaient les neutrinos, les antineutrinos, les électrons, les positons, les protons, les neutrons et les photons. Toutes ces particules étaient en équilibre thermique, ce qui signifie que les taux d'interaction entre les espèces de particules étaient plus rapides que le taux d'expansion de l'Univers. Afin de maintenir l'équilibre thermique, les particules doivent être « couplées », ce qui signifie qu'elles interagissent constamment.
Au fur et à mesure que l'Univers poursuivait son expansion, les interactions sont devenues moins fréquentes et les neutrinos (et antineutrinos) ont commencé à se découpler des autres particules. Les électrons et les positrons ont commencé à s'annihiler. Cela s'est produit lorsque la température (T) de l'Univers était d'environ kB T ≃ 1 MeV (où kB est la constante de Boltzmann), soit environ 1 s après le Big Bang.
Le taux d'interaction tombe à T4 à mesure que l'Univers se dilate. Ainsi, les taux d'interaction faibles (∝ T4) tombent soudainement en dessous du taux d'expansion de l'Univers (∝ T2) lorsque l'Univers se refroidit ; les taux d'interaction faibles cessent d'être importants autour de kB T ≃ 0,8 MeV.
À ce stade, l'Univers n'est principalement constitué que de protons et de neutrons enfermés dans un rapport de 5 : 1. En raison de la barrière de coulomb des protons, les réactions nucléaires p + p ne sont pas favorables. De plus, les réactions n + n ne sont pas non plus favorables, car les spins des neutrons doivent être opposés les uns aux autres (en raison du principe d'exclusion de Pauli) et la liaison nucléaire est beaucoup plus faible lorsque les spins des neutrons sont différents.
Au lieu de cela, la première réaction nucléaire implique la synthèse du deutéron (hydron du deutérium), qui est l'état lié d'un proton et d'un neutron. Le deutéron est le noyau d'un atome de deutérium, qui est un isotope de l'atome d'hydrogène.
La réaction pour produire (et détruire) les deutérons est : n + p←→d + γ
où d représente le deutéron et γ est un photon. Notez que cette réaction se déroule dans les deux sens ; Les deutérons sont créés par ce processus, mais peuvent également être détruits par les photons et produire ainsi un neutron et un proton.
Maintenant que l'Univers est devenu plus complexe (c'est-à-dire que la nucléosynthèse du Big Bang peut maintenant procéder avec des neutrons, des protons et des deutérons !), plusieurs autres réactions nucléaires deviennent importantes[4].
Chronologie depuis la nucléosynthèse primordiale
[modifier | modifier le code]Notes et références
[modifier | modifier le code]- ↑ (en) Planck Collaboration: N. Aghanim et al., « Planck 2018 results I. Overview and the cosmological legacy of Planck », Astronomy & Astrophysics, (lire en ligne
)
- Dr Olivier Esslinger, « L’ère de Planck » , sur astronomes.com, (consulté le )
- ↑ (en) Alan H. Guth, « Infiationary universe: A possible solution to the horizon and fiatness problems », PHYSICAL REVIEW D, vol. 23, no 2, (lire en ligne )
- ↑ (en) Ryan Cooke, « Big Bang Nucleosynthesis », ArXiv, (lire en ligne )
