D'un évènement unique, et jusqu'ici insondable, est né l'Univers. En une fraction de seconde, toute l'énergie contenue dans ce point singulier a été libérée à travers l'espace qui se créait en même temps que la matière. Des forces, qu'on appelle intéractions, sont apparues pour organiser méthodiquement la matière. Au bout d'une seconde, l'Univers brûlant commence déjà son travail de complexification et d'organisation de sa matière ...
Nous l’avons vu lors de la première seconde suivant le big bang, c’est la causalité qui régit les évènements conduisant à l’apparition de la matière.
La physique est basée sur cette notion de causalité. De plus, la relativité nous enseigne que l’information ne peut pas se déplacer plus vite que la lumière, on ne peut donc pas percevoir un effet avant un temps au mieux égal à celui que la lumière met pour voyager depuis l’origine de la cause.
La dilatation de l’espace engendre une baisse de la température, qui elle-même enclenche les processus physiques de formation des premiers noyaux et l’assemblage des briques élémentaires de la matière.Chaque effet est précédé par sa cause.
C’est ainsi qu’une seconde après le big bang, l’espace est rempli de particules diverses comme les électrons, les neutrinos, les protons, les neutrons et beaucoup d’autres … Les protons et les neutrons dominent la matière, et grâce au refroidissement de l’espace (malgré leur énergie, les photons ne peuvent pas maintenir la température face à l’expansion) ils vont pouvoir s’organiser en structures plus complexes.
Au bout de 12 secondes, la température baisse à 3 milliards de kelvins.
100 secondes après l’instant zéro, elle descend à 1 milliard de kelvins. L’énergie de l’univers passe sous la barre des 0.1MeV. Jusqu’à présent, les photons brisaient les unions protons-neutrons, désormais ils n’ont plus assez d’énergie pour le faire. Néanmoins ils ont une température 35% plus élevée que les neutrinos, grâce à l’énergie engendrée par l’annihilation des électrons. A 900 millions de kelvins, nous entrons dans une période de nucléosynthèse dite primordiale, dans laquelle les premiers noyaux atomiques se forment. La chute de température permet à la matière de s’organiser suivant l’idée avancée par Gamow et formalisée par Fowler, Hoyle et Wagoner.
Cimentés par la force nucléaire forte, les protons et neutrons forment des noyaux de deutérium (noyau lourd d’hydrogène ayant un proton et un neutron) qui libèrent des photons gamma. Chaque noyau de deutérium attire un proton et un neutron pour former un noyau d’hélium. Les protons restants seuls formeront des atomes d’hydrogène. Plus le temps passe et plus le rapport entre neutron et proton s’agrandit, à la centième seconde ce rapport est de 1 pour 7. Ce qui explique la supériorité actuelle de l’hydrogène dans l’univers par rapport à l’hélium. Pour quatorze protons, deux neutrons vont s’agglutiner sur deux protons pour former un noyau d’hélium, les douze autres protons formant des noyaux d’hydrogène. L’hélium étant quatre fois plus lourd que l’hydrogène, on peut en déduire que le quart de la masse de l’univers est fait d’hélium est les trois quarts d’hydrogène (nous parlons ici de la matière visible, en faisant abstraction de la matière sombre) … Rapport que l’on retrouve au sein des galaxies. La nucléosynthèse ne s’arrête pas là et les noyaux de deutérium se combinent à d’autres nucléons pour former des noyaux d’hélium-3, d’hélium-4, de lithium-7 ou de béryllium-7.
Ce phénomène de nucléosynthèse primordiale est une des preuves de l’existence du big bang, aucune autre théorie n’est en mesure d’expliquer la formation de ces éléments légers. 99% de la matière actuelle de l’univers se forme à cet instant. Le pourcent restant, sera constitué de tous les atomes ayant plus de 2 protons dans leur noyau (comme le carbone, l’azote, et l’oxygène dont nous sommes nous même constitués), résultat des réactions thermonucléaires qui auront lieu au cœur des futures étoiles des galaxies à venir.
Dans cette ère des premiers nucléons, la densité du rayonnement est 5 fois plus faible que celle de la matière, néanmoins la température des deux continue d’évoluer en parallèle.
Après la création des noyaux cités ci-dessus, les réactions ralentissent car aucune nouvelle molécule stable ne peut être élaborée.
Les réactions thermonucléaires qui ont en ce moment lieu au cœur des étoiles (comme notre Soleil) telles que la transformation de l’hélium-4 en carbone12 ne peuvent plus avoir lieu à cet instant. En effet, en l’espace de ces trois minutes, l’univers s’est énormément dilué et la probabilité que les noyaux se combinent est devenue très mince. Il faudra attendre l’accrétion des nuages de gaz au sein des galaxies pour que les protoétoiles enclenchent une nouvelle fois cette réaction.
15 minutes après le big bang, les neutrons qui restent dégénèrent et se désintègrent en protons, électrons et antineutrinos.
30 minutes suivant l’instant zéro, la température a encore baissé, atteignant 300 millions de kelvins. La durée caractéristique d’expansion de l’univers est passée à 75 minutes. La densité totale d’énergie de l’univers est maintenant 10 fois inférieure à celle de l’eau, donc quasi nulle. L’énergie de l’univers est représentée à 69% par les photons et 31% par les antineutrinos. Les électrons survivants à leur extermination, sont eux toujours libres car encore très énergétiques, ils ne peuvent donc pas encore se lier aux noyaux pour former des atomes. C’est désormais la fin de la nucléosynthèse.
Plus rien ne va se passer avant 300 000 ans, seul l‘univers toujours très rayonnant continue de s’étendre, sa température chutant encore et toujours. Le rayonnement de l’univers empêche toujours les éléments plus lourds de se former, car ils restent assez instables. La gravitation a du mal à vaincre la pression du rayonnement, il faudra atteindre une quantité suffisante de matière pour que le champ gravitationnel puisse s’opposer à la pression de ce rayonnement, ce qui permettra la création des 92 éléments stables qui composent aujourd’hui notre univers.
La température continue sa chute, elle est alors de l’ordre de 10 000K. Combinée à la baisse de la densité de l’univers, cette température va engendrer un évènement capital, qui émerveille encore les physiciens. Les photons cessent d’interagir avec la matière et peuvent désormais traverser l’univers sans obstacle, c’est-à-dire qu’il y a découplage entre les photons et la matière : l’univers devient transparent !
L’univers a alors 0.1% de sa taille actuelle. La proportion pour 1 proton est d’1 milliard de photons. L’énergie de repos des photons se dégrade suffisamment pour que la matière remporte son bras de fer avec le rayonnement. Dès cet instant où les photons gamma ne peuvent plus détruire la barrière baryonique, le plasma ionisé devient un gaz neutre et les fusions atomiques peuvent commencer, ce sont les premières réactions chimiques élémentaires. Les noyaux se mettent à capturer les électrons libres qui n’ont alors plus assez d’énergie pour résister à la force de gravitation. On entre alors dans une période de recombinaison : les premiers atomes apparaissent (hydrogène et hélium).
Les électrons n’étant plus libres, le rayonnement n’interagit plus avec la matière. La quantité de photons absorbés et émis par les atomes se déséquilibre. La température chute encore à 6000 K puis à 3000 K. L’équilibre matière / rayonnement est définitivement rompu, c’est donc le découplage électromagnétique qui rend l’univers transparent. La lumière se propage donc dans l’espace sans être absorbée, en émettant un rayonnement électromagnétique d’une énergie d’environ 1eV. La gravitation devient la seule force dominante à grande échelle, alors qu’elle est paradoxalement la plus faible des quatre forces.
L’expansion et la baisse de température aidant, la matière s’étend au rythme de l’univers, les fluctuations ayant cessé. L’énergie n’est désormais plus capable de briser la liaison atomique de l’atome d’hydrogène (13.6 eV). Le degré d’organisation et de complexification de la matière ira donc dès cet instant en augmentant.
Le rayonnement électromagnétique dont nous avons parlé a été déduit par la théorie du big bang (Gamow l’estime à 6°k), mais il a été également été détecté en 1965 par Arno Penzias et Robert Wilson et capté par COBE (COsmic Background Explorer) en 1992 et surtout WMAP en 2003 (offrant une image d’une résolution inégalée), ce qui valide une nouvelle fois la théorie. Nous captons une émission résiduelle, venant de toutes les directions dans l’univers, sous la forme d’un rayonnement cosmique refroidi à 2.736 K, on peut dire que c’est la température actuelle de l’univers. Ces fluctuations minimes de températures du fond diffus sont associées à des fluctuations de densité de l’univers, ces hétérogénéités étant très faibles (10-5). Ce sont ces fluctuations qui sont très probablement à l’origine de la formation des structures cosmiques actuelles.
Depuis l’époque du découplage électromagnétique rendant l’univers transparent, entre 1 et 3 milliards d’années s’écoulent. La température est plus basse que jamais : 100°k. Dès lors la matière s’organise et, malgré les distances toujours plus grandes de l’univers, la force de gravitation est suffisante pour rapprocher les grains de matières entre eux et former des grumeaux de matière au milieu du « vide », des nuages de gaz (d’hydrogène et d’hélium) massifs comme des centaines de milliards de soleils … Ces nuages de gaz sont destinés à devenir des galaxies. Dans ces régions de l’espace légèrement plus denses, l’expansion ralentit, freinée par l’attraction gravitationnelle de la matière devenue plus forte. Stoppant localement l’expansion, la présence de ces hétérogénéités locales crée des instabilités gravitationnelles. Les embryons de galaxies s’effondrent sous l’effet de la gravité et se fractionnent en des centaines de milliards de petits nuages gazeux dont la masse varie entre 1/10ème et plusieurs centaines de masses solaires.
Eux même poussés par la gravité, les petits nuages prennent une forme sphérique et s’effondrent sur eux même à leur tour. L’effondrement gravitationnel de ces nuages de gaz entraîne l’augmentation de la densité et de la température. La température dépasse les dizaines de millions de degrés, les atomes d’hydrogène et d’hélium s’entrechoquent au cœur de la protoétoile, libérant électrons, noyaux d’hydrogène et d’hélium. On se croirait revenu à la troisième minute de l’univers, à ceci près qu’il n’y a pas de proton libre. Le processus nucléaire s’enclenche, les protons et neutrons se combinent 4 par 4 pour former des noyaux d’hélium-4, libérant une grande énergie qui se manifeste sous la forme d’un fort rayonnement. Les premières étoiles sont nées.
Cliquez pour voir une simulation de l'organisation de la matière à très grande échelle (6Mo).
Un problème théorique se pose quant à la formation des galaxies … On sait que la densité d’une région augmente d’un facteur 10 lorsque la température est divisée par 10. Comment alors les galaxies ont-elles pu atteindre la surdensité actuelle par rapport au milieu environnant, puisque la température n’a chuté que d’un facteur 1000 depuis le début de leur formation, et que les surdensités initiales ne dépassaient pas 1/100 000ème ? Il a été observé que la rotation des galaxies indiquait la présence de masses très importantes et non détectées dans leur halo. Ces masses seraient constituées de la célèbre « matière sombre », matière interagissant très peu avec la lumière, ce qui expliquerait pourquoi on ne la détecte pas. On pense que cette matière sombre s’est peut être concentrée avant le palier des 3000 K, température de découplage électromagnétique à laquelle les atomes peuvent commencer à se former. Les théories de supersymétrie (venant en complément du modèle standard) prévoient une variante de cette matière sombre : les WIMP’s (Weakly Interactive Massive Particle), il reste à découvrir ces particules en laboratoire. Force est de constater que la théorie du big bang ne fournit pas toutes les explications nécessaires à l’élucidation du problème de la formation des galaxies.
Il faut attendre environ 5 milliards d’années pour qu’explosent les premières supernovae, enrichissant les gaz interstellaires.
A une époque située entre 8 et 10 milliards d’années depuis la naissance de l’univers, les premières molécules complexes présageant la vie apparaissent. La température est alors presque aussi basse qu’aujourd’hui : 3 K. Le milieu interstellaire s’est enrichit grâce à l’ensemencement des étoiles de première génération, des atomes lourds font leur apparition et le milieu s’opacifie. Les atomes étant plus massifs, la condensation de ceux-ci est facilitée grâce à l’attraction par rapport aux premières étoiles. La contraction s’accélère et les galaxies de deuxième génération se forment, comme par exemple la Voie Lactée.
Enfin, il y a cinq milliards d’années, c’est notre étoile, le Soleil, qui s’est formée à partir d’une nébuleuse faite de gaz et poussières possiblement analogue à M45 (l'amas des Pléiades), résidus d’une étoile morte de première génération. Les réactions de fusion thermonucléaire au sein des étoiles permettent la synthèse des éléments chimiques jusqu’au fer : c’est la nucléosynthèse stellaire. A la mort de l’étoile, la matière interstellaire peut capter des neutrons issus de l’explosion finale, et former ainsi tous les éléments de masse supérieur au fer par radioactivité bêta : c’est la nucléosynthèse interstellaire.
Nous avons vu que la matière s’est toujours débrouillée pour se frayer un chemin tout au long de l’histoire de l’univers, afin de tendre encore et toujours vers la complexité … Mais dans quel but ?
Aujourd’hui, on peut dire que l’aboutissement de l’organisation de la matière est représenté par l’apparition de la vie, et la structure la plus universellement complexe est sans doute (est-il trop présomptueux de le dire), le cerveau humain, tout du moins jusqu’à preuve du contraire.
Il est admis que l’univers n’est pas figé dans le temps et l’espace comme on pouvait le croire par le passé, il a eu un commencement, un point de départ. Comme dans chaque action, tout début a une fin … et il en va assurément de même pour notre univers. Nous nous sentons bien impuissants face à cette réalité et bien incapables, à partir de ce constat, de comprendre alors le but de toute cette mise en scène. Toutefois, si nous n’avons aucune idée des « pensées de Dieu » (dont parlait Einstein), nous pouvons d’ores et déjà établir des schémas théoriques des fins possibles de l’univers. C’est ce que nous développerons dans le prochain chapitre ...
