COSMOLOGIE
Vers le big bang
Extrapolation dans le passé
Dans l'Univers en expansion, la distance entre deux points quelconques augmente avec le temps. Donc, elle diminue lorsqu'on remonte (par la pensée) dans le passé, jusqu'à se réduire à zéro. Les modèles cosmologiques compatibles avec les observations situent cet instant où les distances s'annulent dans un passé fini et sont dits à singularité initiale : on convient d'adopter cette singularité (l'instant où les distances s'annulent) comme origine des temps, définissant l'âge de l'Univers, tU, de l'ordre du temps de Hubble, H0—1.
L'évolution de l'Univers peut être calculée dans le cadre strict et bien spécifié de la théorie de la relativité générale. Mais, à mesure que l'on remonte dans le passé, les conditions physiques deviennent de plus en plus extrêmes en densité et en température. Si bien qu'il doit exister un instant, appelé temps de Planck, au-delà duquel nos connaissances physiques ne permettent pas de remonter. Notre théorie de la gravitation, la relativité générale, ne peut être appliquée aux premières fractions de seconde de l'histoire de l'Univers : il nous faudrait pour cela disposer d'une théorie quantique de la gravitation. En particulier, il n'est pas certain que l'Univers était déjà en expansion au cours de cette ère de gravitation quantique (il est même possible que les notions habituelles d'espace et de temps, donc d'expansion, n'y aient pas de sens).
Densité, pression
La matière présente dans l'Univers a subi les conséquences de l'expansion : les distances augmentant, les volumes aussi, une quantité déterminée de matière se retrouve (en moyenne) répartie dans un volume de taille croissant comme R3(t) avec le temps. Par conséquent, sa densité décroît comme R—3. Plus on remonte dans le passé, plus l'Univers était dense. Mais la matière dense est plus chaude : l'Univers était donc plus chaud dans le passé.
Dans l'Univers très jeune, la matière très dense et très chaude émettait du rayonnement tout comme un corps incandescent émet de la lumière visible. Mais la matière universelle, de beaucoup plus chaude que n'importe quel corps incandescent, émettait un rayonnement bien plus énergétique que la lumière visible. À vrai dire, il est plus exact de dire que la matière était en équilibre avec le rayonnement : il y avait constamment absorption et émission de photons par le gaz de matière, qui baignait donc dans un rayonnement à la même température que lui (la température d'un rayonnement caractérise ses propriétés énergétiques, son domaine spectral : ainsi, un corps incandescent émet du rouge puis du blanc lorsqu'il est chauffé ; un peu moins chaud, il émet de l'infrarouge ; plus chaud, au contraire, il émet de l'ultraviolet, des rayons X, des rayons gamma). Cela n'est pas sans implications, car le rayonnement représente de l'énergie et, comme nous l'enseigne la relativité générale, l'énergie est source de gravitation. L'Univers « primordial » était donc dominé dynamiquement par le rayonnement, ce qui, comme nous l'avons vu, modifiait son évolution. Cette « ère du rayonnement » a duré environ un million d'années, jusqu'à l'époque d'« équivalence matière-rayonnement », suivie par l'ère de la matière.
Le rayonnement
L'omniprésence du rayonnement est riche en conséquences. En effet, les photons du rayonnement interagissent avec les particules de matière. La matière ordinaire est essentiellement formée de protons et de neutrons d'une part (qui composent par exemple les noyaux des atomes) et d'électrons d'autre part. Dans les conditions ordinaires, les électrons sont liés aux noyaux pour former des atomes électriquement[...]
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Écrit par
- Marc LACHIÈZE-REY : ancien élève de l'École nationale supérieure de la rue d'Ulm, docteur en physique, directeur de recherche émérite au CNRS
Classification
Médias
Structure de l'Univers
Encyclopædia Universalis France
Edwin Powell Hubble
The Observatories of the Carnegie Institution of Washington
Évolution de l'Univers pour les trois courbures de l'espace-temps possibles
Encyclopædia Universalis France
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