Comment notre univers est-il né? Comment s'est-il transformé en un espace apparemment sans fin? Et que deviendra-t-il après plusieurs millions et milliards d'années? Ces questions tourmentaient (et continuent de tourmenter) les esprits des philosophes et des scientifiques, semble-t-il, depuis la nuit des temps, tout en donnant lieu à de nombreuses théories intéressantes et parfois même folles. Aujourd'hui, la plupart des astronomes et cosmologistes sont parvenus à un accord général sur le fait que l'Univers tel que nous le connaissons est apparu à la suite d'une explosion géante qui a généré non seulement la majeure partie de la matière, mais était la source des lois physiques de base selon lesquelles le cosmos qui nous entoure existe. Tout cela s'appelle la théorie du Big Bang.
Les bases de la théorie du Big Bang sont relativement simples. En bref, selon elle, toute la matière qui existait et existe maintenant dans l'Univers est apparue au même moment - il y a environ 13,8 milliards d'années. À ce moment-là, toute matière existait sous la forme d'une boule (ou pointe) abstraite très compacte avec une densité et une température infinies. Cet état s'appelait la singularité. Soudainement, la singularité a commencé à s'étendre et a engendré l'univers tel que nous le connaissons.
Il est à noter que la théorie du Big Bang n'est que l'une des nombreuses hypothèses proposées sur l'origine de l'Univers (par exemple, il y a aussi la théorie d'un Univers stationnaire), mais elle a reçu la plus large reconnaissance et popularité. Il explique non seulement la source de toute matière connue, les lois de la physique et la grande structure de l'univers, mais il décrit également les raisons de l'expansion de l'univers et de nombreux autres aspects et phénomènes.
Chronologie des événements dans la théorie du Big Bang
Sur la base de la connaissance de l'état actuel de l'Univers, les scientifiques suggèrent que tout aurait dû commencer à partir d'un seul point avec une densité infinie et un temps fini, qui a commencé à s'étendre. Après l'expansion initiale, dit la théorie, l'univers est passé par une phase de refroidissement qui a permis à des particules subatomiques et plus tard à des atomes simples d'apparaître. Plus tard, grâce à la gravité, des nuages géants de ces éléments anciens ont commencé à former des étoiles et des galaxies.
Tout cela, selon les scientifiques, a commencé il y a environ 13,8 milliards d'années, et par conséquent, ce point de départ est considéré comme l'âge de l'univers. Par l'étude de divers principes théoriques, des expériences impliquant des accélérateurs de particules et des états de haute énergie, ainsi que par des études astronomiques des coins éloignés de l'Univers, les scientifiques ont dérivé et proposé une chronologie des événements qui ont commencé avec le Big Bang et ont finalement conduit l'Univers à l'état d'évolution cosmique, qui a lieu maintenant.
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Les scientifiques pensent que les premières périodes de la naissance de l'univers - qui durent de 10-43 à 10-11 secondes après le Big Bang - font toujours l'objet de controverses et de discussions. Considérant que les lois de la physique que nous connaissons maintenant ne pourraient pas exister à ce moment, il est très difficile de comprendre comment les processus de cet univers primitif ont été régulés. De plus, des expériences utilisant ces types d'énergies possibles qui pourraient être présentes à ce moment-là n'ont pas encore été réalisées. Quoi qu'il en soit, de nombreuses théories sur l'origine de l'univers conviennent finalement qu'à un moment donné, il y avait un point de départ à partir duquel tout a commencé.
L'ère de la singularité
Aussi connue sous le nom d'ère Planck (ou ère Planck), elle est considérée comme la plus ancienne période connue de l'évolution de l'univers. À cette époque, toute la matière était contenue dans un seul point de densité et de température infinies. Pendant cette période, les scientifiques pensent que les effets quantiques de l'interaction gravitationnelle dominaient le physique et qu'aucune des forces physiques n'était égale en force à la gravité.
L'ère Planck aurait duré de 0 à 10-43 secondes et est nommée ainsi parce que sa durée ne peut être mesurée que par le temps de Planck. En raison des températures extrêmes et de la densité infinie de matière, l'état de l'univers au cours de cette période était extrêmement instable. Cela a été suivi de périodes d'expansion et de refroidissement qui ont conduit à l'émergence de forces fondamentales de la physique.
Environ dans la période de 10-43 à 10-36 secondes, le processus de collision des états de températures de transition a eu lieu dans l'Univers. On pense que c'est à ce moment que les forces fondamentales qui gouvernent l'univers actuel ont commencé à se séparer les unes des autres. La première étape dans ce département a été l'émergence des forces gravitationnelles, des interactions nucléaires fortes et faibles et de l'électromagnétisme.
Dans la période d'environ 10-36 à 10-32 secondes après le Big Bang, la température de l'Univers est devenue suffisamment basse (1028 K), ce qui a conduit à la séparation des forces électromagnétiques (interaction forte) et de l'interaction nucléaire faible (interaction faible).
L'ère de l'inflation
Avec l'apparition des premières forces fondamentales de l'Univers, l'ère de l'inflation a commencé, qui a duré de 10 à 32 secondes selon le temps de Planck jusqu'à un moment inconnu. La plupart des modèles cosmologiques supposent que l'univers était uniformément rempli d'énergie à haute densité pendant cette période, et une température et une pression incroyablement élevées ont conduit à son expansion et à son refroidissement rapides.
Il a commencé à 10-37 secondes, lorsque la phase de transition, qui a provoqué la séparation des forces, a été suivie d'une expansion exponentielle de l'Univers. Dans le même laps de temps, l'Univers était dans un état de baryogenèse, lorsque la température était si élevée que le mouvement désordonné des particules dans l'espace se produisait à une vitesse proche de la lumière.
À ce moment, des paires de particules-antiparticules se forment et entrent immédiatement en collision, ce qui aurait conduit à la domination de la matière sur l'antimatière dans l'Univers moderne. Après la fin de l'inflation, l'Univers se composait de plasma quark-gluon et d'autres particules élémentaires. À partir de ce moment, l'Univers a commencé à se refroidir, la matière a commencé à se former et à se combiner.
L'ère du refroidissement
Avec une diminution de la densité et de la température à l'intérieur de l'Univers, une diminution d'énergie a commencé à se produire dans chaque particule. Cet état de transition a duré jusqu'à ce que les forces fondamentales et les particules élémentaires prennent leur forme actuelle. L'énergie des particules ayant chuté à des valeurs qui peuvent être atteintes aujourd'hui dans le cadre d'expériences, la présence réelle possible de cette période de temps suscite beaucoup moins de controverses parmi les scientifiques.
Par exemple, les scientifiques pensent que 10 à 11 secondes après le Big Bang, l'énergie des particules a considérablement diminué. À environ 10 à 6 secondes, les quarks et les gluons ont commencé à former des baryons - protons et neutrons. Les quarks ont commencé à prédominer sur les antiquarks, ce qui a conduit à la prédominance des baryons sur les antibaryons.
La température n'étant plus suffisamment élevée pour créer de nouvelles paires proton-antiproton (ou paires neutron-antineutron), une destruction massive de ces particules a suivi, ce qui a conduit au reste de seulement 1/1010 du nombre de protons et neutrons d'origine et à la disparition complète de leurs antiparticules. Un processus similaire a eu lieu environ 1 seconde après le Big Bang. Seules les «victimes» cette fois étaient des électrons et des positrons. Après la destruction massive, les protons, neutrons et électrons restants ont arrêté leur mouvement aléatoire et la densité d'énergie de l'univers s'est remplie de photons et, dans une moindre mesure, de neutrinos.
Durant les premières minutes de l'expansion de l'Univers, la période de nucléosynthèse (synthèse d'éléments chimiques) a commencé. En raison de la chute de température à 1 milliard de kelvin et de la diminution de la densité d'énergie à environ des valeurs équivalentes à la densité de l'air, les neutrons et les protons ont commencé à se mélanger et à former le premier isotope stable de l'hydrogène (deutérium), ainsi que des atomes d'hélium. Néanmoins, la plupart des protons de l'univers sont restés sous forme de noyaux incohérents d'atomes d'hydrogène.
Environ 379 000 ans plus tard, les électrons se sont combinés avec ces noyaux d'hydrogène pour former des atomes (encore une fois, principalement de l'hydrogène), tandis que le rayonnement se séparait de la matière et continuait de s'étendre presque sans entrave dans l'espace. Ce rayonnement est généralement appelé rayonnement relique, et c'est la plus ancienne source de lumière de l'Univers.
Avec l'expansion, le CMB a progressivement perdu sa densité et son énergie, et pour le moment sa température est de 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C), et sa densité d'énergie est de 0,25 eV (ou 4,005 × 10-14 J / m³; 400–500 photons / cm³). Le rayonnement relique s'étend dans toutes les directions et sur une distance d'environ 13,8 milliards d'années-lumière, mais les estimations de sa propagation réelle indiquent à environ 46 milliards d'années-lumière du centre de l'univers.
Âge de la structure (âge hiérarchique)
Au cours des quelques milliards d'années qui ont suivi, des régions de matière plus denses, réparties presque uniformément dans l'Univers, ont commencé à s'attirer les unes les autres. En conséquence, ils sont devenus encore plus denses, ont commencé à former des nuages de gaz, des étoiles, des galaxies et d'autres structures astronomiques que nous pouvons observer à l'heure actuelle. Cette période est appelée l'ère hiérarchique. A cette époque, l'Univers que nous voyons maintenant a commencé à prendre sa forme. La matière a commencé à se combiner en structures de différentes tailles - étoiles, planètes, galaxies, amas galactiques, ainsi que superamas galactiques, séparés par des barrières intergalactiques contenant seulement quelques galaxies.
Les détails de ce processus peuvent être décrits en fonction de l'idée de la quantité et du type de matière distribuée dans l'Univers, qui est représentée sous forme de matière noire froide, chaude et chaude et de matière baryonique. Cependant, le modèle cosmologique standard actuel du Big Bang est le modèle Lambda-CDM, selon lequel les particules de matière noire se déplacent plus lentement que la vitesse de la lumière. Il a été choisi parce qu'il résout toutes les contradictions apparues dans d'autres modèles cosmologiques.
Selon ce modèle, la matière noire froide représente environ 23% de toute la matière / énergie de l'univers. La proportion de matière baryonique est d'environ 4,6%. Lambda CDM fait référence à la soi-disant constante cosmologique: une théorie proposée par Albert Einstein qui caractérise les propriétés d'un vide et montre l'équilibre entre la masse et l'énergie comme une quantité statique constante. Dans ce cas, il est associé à l'énergie sombre, qui sert d'accélérateur à l'expansion de l'univers et maintient les structures cosmologiques géantes largement homogènes.
Prédictions à long terme sur l'avenir de l'univers
Les hypothèses selon lesquelles l'évolution de l'univers a un point de départ amènent naturellement les scientifiques à s'interroger sur le point final possible de ce processus. Si l'Univers a commencé son histoire à partir d'un petit point de densité infinie, qui a soudainement commencé à s'étendre, cela signifie-t-il qu'il s'étendra également à l'infini? Ou, un jour, il manquera de force expansive et un processus de compression inverse commencera, dont le résultat final sera le même point infiniment dense?
Les réponses à ces questions ont été l'objectif principal des cosmologistes depuis le tout début du débat sur le modèle cosmologique de l'Univers qui est correct. Avec l'adoption de la théorie du Big Bang, mais en grande partie grâce à l'observation de l'énergie noire dans les années 1990, les scientifiques sont parvenus à un accord sur deux scénarios les plus probables pour l'évolution de l'univers.
Selon la première, appelée la «grande compression», l'Univers atteindra sa taille maximale et commencera à s'effondrer. Ce scénario sera possible si seule la densité de masse de l'Univers devient supérieure à la densité critique elle-même. En d'autres termes, si la densité de matière atteint une certaine valeur ou devient supérieure à cette valeur (1-3 × 10-26 kg de matière par m³), l'Univers commencera à se contracter.
Une alternative est un autre scénario, qui dit que si la densité dans l'Univers est égale ou inférieure à la densité critique, alors son expansion ralentira, mais ne s'arrêtera jamais complètement. Cette hypothèse, surnommée la «mort thermique de l'univers», continuerait à se développer jusqu'à ce que la formation d'étoiles cesse de consommer du gaz interstellaire dans chacune des galaxies environnantes. Autrement dit, le transfert d'énergie et de matière d'un objet à un autre s'arrêtera complètement. Toutes les étoiles existantes dans ce cas vont brûler et se transformer en naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs.
Peu à peu, les trous noirs entreront en collision avec d'autres trous noirs, ce qui conduira à la formation de trous de plus en plus grands. La température moyenne de l'Univers se rapprochera du zéro absolu. Les trous noirs finiront par «s'évaporer», libérant leur dernier rayonnement Hawking. Finalement, l'entropie thermodynamique dans l'Univers deviendra maximale. La mort de chaleur viendra.
Les observations modernes qui prennent en compte la présence d'énergie noire et son effet sur l'expansion de l'espace ont incité les scientifiques à conclure qu'avec le temps, de plus en plus d'espace dans l'univers passera au-delà de notre horizon d'événements et deviendra invisible pour nous. Le résultat final et logique de ceci n'est pas encore connu des scientifiques, mais la "mort par la chaleur" pourrait bien être le point final de tels événements.
Il existe d'autres hypothèses concernant la distribution de l'énergie noire, ou plutôt ses types possibles (par exemple, l'énergie fantôme). Selon eux, les amas galactiques, les étoiles, les planètes, les atomes, les noyaux d'atomes et la matière elle-même seront déchirés en raison de son expansion sans fin. Ce scénario évolutif est appelé le «grand écart». Selon ce scénario, l'expansion elle-même est la cause de la mort de l'Univers.
Histoire de la théorie du Big Bang
La première mention du Big Bang remonte au début du XXe siècle et est associée à des observations de l'espace. En 1912, l'astronome américain Vesto Slipher a mené une série d'observations de galaxies spirales (qui semblaient à l'origine être des nébuleuses) et mesuré leur décalage Doppler vers le rouge. Dans presque tous les cas, les observations ont montré que les galaxies spirales s'éloignent de notre Voie lactée.
En 1922, le remarquable mathématicien et cosmologiste russe Alexander Fridman a dérivé les équations de Friedman à partir des équations d'Einstein pour la théorie générale de la relativité. Malgré l'avancée d'Einstein de la théorie en faveur d'une constante cosmologique, les travaux de Friedmann ont montré que l'univers était plutôt en expansion.
En 1924, les mesures d'Edwin Hubble de la distance à la nébuleuse spirale la plus proche ont montré que ces systèmes sont en fait d'autres galaxies. Au même moment, Hubble a commencé à développer une série de mesures de soustraction de distance à l'aide du télescope Hooker de 2,5 mètres de l'observatoire du mont Wilson. En 1929, Hubble avait découvert une relation entre la distance et le taux de recul des galaxies, qui devint plus tard la loi de Hubble.
En 1927, le mathématicien, physicien et prêtre catholique belge Georges Lemaitre arriva indépendamment aux mêmes résultats que le montrent les équations de Friedmann, et fut le premier à formuler la relation entre la distance et la vitesse des galaxies, offrant la première estimation du coefficient de cette relation. Lemaitre croyait qu'à un moment donné dans le passé, la masse entière de l'univers était concentrée en un seul point (atome).
Ces découvertes et hypothèses ont suscité de nombreuses controverses entre les physiciens des années 20 et 30, dont la plupart pensaient que l'univers était dans un état stationnaire. Selon le modèle établi à cette époque, une nouvelle matière est créée avec l'expansion infinie de l'Univers, étant uniformément et également répartie en densité sur toute sa longueur. Parmi les savants qui le soutiennent, l'idée du Big Bang semble plus théologique que scientifique. Lemaitre a été critiqué pour ses préjugés basés sur des préjugés religieux.
Il convient de noter que d'autres théories existaient en même temps. Par exemple, le modèle de Milne de l'Univers et le modèle cyclique. Les deux étaient basés sur les postulats de la théorie générale de la relativité d'Einstein et ont ensuite reçu le soutien du scientifique lui-même. Selon ces modèles, l'univers existe dans un flux sans fin de cycles répétés d'expansion et d'effondrement.
Après la Seconde Guerre mondiale, un débat houleux a éclaté entre les partisans d'un modèle stationnaire de l'univers (qui a en fait été décrit par l'astronome et physicien Fred Hoyle) et les partisans de la théorie du Big Bang, qui gagnait rapidement en popularité parmi la communauté scientifique. Ironiquement, c'est Hoyle qui a inventé l'expression «big bang», qui est devenue plus tard le nom de la nouvelle théorie. Cela s'est passé en mars 1949 à la radio britannique BBC.
Finalement, de nouvelles recherches et observations scientifiques ont plaidé de plus en plus en faveur de la théorie du Big Bang et ont de plus en plus remis en question le modèle d'un univers stationnaire. La découverte et la confirmation du CMB en 1965 ont finalement solidifié le Big Bang comme la meilleure théorie de l'origine et de l'évolution de l'univers. De la fin des années 1960 aux années 1990, les astronomes et les cosmologistes ont mené encore plus de recherches sur le Big Bang et ont trouvé des solutions à de nombreux problèmes théoriques qui font obstacle à cette théorie.
Ces solutions incluent, par exemple, les travaux de Stephen Hawking et d'autres physiciens, qui ont prouvé que la singularité était l'état initial indéniable de la relativité générale et le modèle cosmologique du Big Bang. En 1981, le physicien Alan Guth a développé une théorie décrivant la période d'expansion cosmique rapide (l'ère de l'inflation), qui a résolu de nombreuses questions et problèmes théoriques jusque-là non résolus.
Dans les années 1990, il y a eu un intérêt accru pour l'énergie noire, considérée comme la clé pour résoudre de nombreux problèmes non résolus en cosmologie. Outre le désir de trouver une réponse à la question de savoir pourquoi l'univers perd de sa masse avec la mère noire (l'hypothèse a été proposée en 1932 par Jan Oort), il était également nécessaire de trouver une explication pour expliquer pourquoi l'univers continue d'accélérer.
Les progrès de la recherche sont dus à la création de télescopes, de satellites et de modèles informatiques plus avancés qui ont permis aux astronomes et aux cosmologistes de regarder plus loin dans l'univers et de mieux comprendre son âge véritable. Le développement de télescopes spatiaux et l'émergence de tels que, par exemple, le Cosmic Background Explorer (ou COBE), le télescope spatial Hubble, la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) et le Planck Space Observatory, ont également apporté une contribution inestimable à l'étude de la question.
Aujourd'hui, les cosmologistes peuvent mesurer divers paramètres et caractéristiques du modèle de la théorie du Big Bang avec une précision assez élevée, sans parler de calculs plus précis de l'âge de l'espace qui nous entoure. Mais tout a commencé par l'observation habituelle d'objets spatiaux massifs situés à plusieurs années-lumière de nous et continuant lentement à s'éloigner de nous. Et même si nous n'avons aucune idée de la façon dont tout cela se terminera, il ne faudra pas trop de temps selon les normes cosmologiques pour le comprendre.