Du Big Bang  à 250 Ma plus tard

Avant le commencement : Vide quantique fluctuant pouvant donner naissance à plusieurs univers ?^[1]

Au tout début, l’univers est incommensurablement dense et chaud. C’est un point infime où règne une température 100 000 supérieure à celle du soleil. La matière est composée de particules élémentaires qui n’ont aucun lien entre elles.

13,82 milliards d'années (temps 0). Inflation. 

Théorie du Big Bang. A partir d'un "atome primitif"^[2], de quelque chose extrêmement petit (par rapport à la taille de l'univers actuel), 10-33 centimètre, subite dilatation dans une déflagration d'une brièveté et d'une puissance inouïes. Elle envoie dans toutes les directions une matière qui, sous l'effet de la chaleur plus brûlante que mille milliards de soleils, se transforme en un instant en un magma gazeux et incandescent^[3].

La température devait être infinie (2000 milliards de degrés, 1032 degrés Kelvin) ainsi que la densité de la matière (six fois supérieures à celle du noyau atomique soit 1096 grammes par centimètre cube). Naissance d'un univers homogène, du temps et de l'espace.

L'horloge de l'univers se met en marche (début du temps). Dense et chaud, il ne cesse de se dilater, de se refroidir et de passer à un état structuré et complexe jusqu'à aujourd'hui.

L'univers est dans le temps de Planck.

Bing Bang + 10-43 secondes (temps de Planck).

L’univers entre dans l'ère de la grande unification. La superforce se scinde en deux : la force de gravité et la force électronucléaire.

Apparition de la gravité puis de l'électromagnétisme et des forces nucléaires faibles et fortes.

Bing Bang + 10-38 secondes. Époque de la grande unification. 

Toutes les interactions fondamentales, excepté la gravitation, sont encore unifiées.

La force électrofaible est unie avec la force nucléaire forte en une seule force appelée force électronucléaire.

Bing Bang + 10-34 secondes.  Période d'inflation. 

Folle période d'inflation exponentielle dans un univers déjà créé où le temps et l'espace sont déjà présents.

Au début de cette phase, l'univers à il n' rayon de dix puissance moins 29 cm.

Quelques milliardième de milliardième de milliardième de seconde après le Big Bang, l'univers passe d'un tête d'épingle (10-24 centimètre) à sa taille presque actuelle (1026 cm).

Hypothèse de l'inflation (à tester) : l'Univers connaît une phase d'expansion extrême en une fraction de seconde. Les distances dans le cosmos sont multipliées par environ 10**30  en une fraction de seconde. L'inflation s'arrête à cause du refroidissement dû à l'augmentation de volume de l'Univers.

Apparition de la lumière primordiale.

Bing Bang + 10-32 secondes. Fin de la phase inflationniste.

L'univers a grandi d'un facteur 10 puissance 30. Il a maintenant une taille d'environ 10 cm.

L’univers s'est tellement dilaté que ses diverses parties ne sont plus mutuellement en contact.

Bing Bang + 10-10 secondes. Transition électrofaible. 

L’univers, à cause de son expansion, s'est refroidi à la température d'un million de milliards de degrés (1015). Cristallisation du champ de Higgs.

Les particules élémentaires prennent une masse.

Transition électrofaible. La force électrofaible unifiait l’interaction électromagnétique et l’interaction faible au sein des atomes et des noyaux atomiques. Elle se se scinde en deux interactions : la faible et l'électromagnétique. Cette transition pourrait provoquer une asymétrie forte entre neutrinos et antineutrinos, partenaires neutres des électrons et des positons.

Bing Bang + 10-6 secondes 

Apparition des quarks. Un quark est une particule élémentaire chargée, sensible à l’interaction forte.

Bing Bang + 3*10-5 secondes. Formation des protons et des neutrons.

L’Univers est une soupe de quarks et gluons. Un gluon est une particule de masse nulle, qui est le vecteur d’interaction forte. Dans cette soupe, quarks et antiquarks existent encore en quantité pratiquement égales.

Les protons et les neutrons se forment. Ce sont les quarks qui composent les protons et les neutrons.

Annihilation massive : une très forte asymétrie apparaît, seul un milliardième de la matière subsiste. Pourquoi ?

Les quarks se combinent trois par trois avec les gluons pour donner des hadrons (protons ou neutrons). C'est le premier chapitre de l'organisation de la matière. A partir de cette synthèse des quarks, les nucléons sont des systèmes organisés^[4].

Bing Bang + 1 seconde 

L'essentiel de l'univers est une soupe de particules élémentaires : photons, électrons, protons, neutrinos, etc. Les particules élémentaires ne sont pas liées entre elles mais assez proches les unes des autres.

Jonction des nucléons en noyaux atomiques. Formation deutérium (un proton et un neutron). Les différents types d'hydrogène s'entrechoquent et s'assemblent pour former de nouveaux éléments chimiques.

Température de 10 000 millions de degrés. Hydrogène avec un proton (90%) et Hélium (10%) avec quatre nucléons. Aucun des noyaux lourds (carbone, azote, oxygène) n'est encore formé.

Bing Bang + 100 secondes

La température de l'univers est assez basse (un milliard de degrés) pour que se forment les premiers noeud d'atomes, veux de l'hydrogène (composé d'un proton) et de l’hélium (composé de deux protons et deux neutrons).

Bing Bang + 3 minutes 

Température : 1 million de degrés.

Nucléosynthèse primordiale.

98 % de la matière a été créée.

Excès de protons par rapport aux neutrons.

Création des éléments légers comme l’hélium et le deutérium. Cet avant a lieu bien avant l’instant où les photons deviennent observables.

Les électrons et les positons se désintègrent en grains de lumière, les photons.

Bing Bang + 2.500 années

Pendant les 2.500 premières années de l'Univers, la lumière domine. C’est elle qui dicte le rythme de l'expansion universelle.

Le densité d'énergie de la lumière devient inférieure à celle de la matière. C'est désormais la matière qui dicte le rythme de l'expansion universelle.

Jusqu'à ce moment, l'univers était opaque.

Les électrons étaient libres et entravaient la circulation de la lumière.

Les éléments qui constituaient la matière étaient si denses qu'ils absorbaient les photons dès que ceux-ci étaient créés.

Maintenant l'univers cesse d'être opaque.

Bing Bang + 380.000 ans 

L’univers s’est suffisamment refroidi (3 000 degrés Kelvin)
La matière n'est faite que de particules microscopiques, des électrons et des protons qui ne se sont pas encore assemblés en atomes lourds et molécules.

Les électrons peuvent se lier aux protons pour donner les premiers atomes. Protons et électrons forment des atomes d'hydrogène et d'hélium. Gaz d’atomes neutres. Contrairement aux particules chargées, les nouveaux atomes neutres laissent librement voyager les photons.

Les photons ne possèdent plus assez d'énergie pour casser les atomes.

La lumière se découple de la matière et peut voyager librement. Les photons s'évadent car ils ne sont plus entravés par les électrons qui sont confinés par des atomes prisons.

Les photons remplissent l’Univers d’un rayonnement électromagnétique se propageant dans toutes les directions.

Émission d'un fond diffus cosmologique, première lumière de l'Univers. L’univers cesse d’être opaque et libère des photons.

Premier rayonnement de l'Univers.  La lumière jaillit. Les photons qui nous parviennent constituent le rayonnement fossile. Il est uniforme, très homogène, à 2,7 K, et baigne l’Univers tout entier alors que les étoiles et les galaxies n'occupent qu'une toute petite partie de l'espace.

La longueur d’onde correspondant au maximum d’intensité du rayonnement fossile est celle du rayonnement thermique pour une température T = 2,7 K. D’où (Loi de Wien)  入max = 2,9 10-3 / T = 1,1 10-3 m

Après ce flash, le cosmos rempli de gaz neutre et dépourvu de source lumineuse rentre dans l'ère sombre (les premières étoiles ne sont pas encore allumées) car aucune galaxies ni étoiles ne se sont encore formées. Il y a juste des nuages d'hydrogène et un peu d'hélium.

L’Univers à grande échelle est homogène et isotrope (il apparaît similaire quelle que soit le direction dans laquelle on l'observe).

Bing Bang + 400.000 ans. Âges sombres de l'Univers primordial

aucun corps ne produit de lumière.

Bing Bang + 180 millions d'années.

Premières étoiles nées de l'accumulation d'hydrogène par effondrement gravitationnel.

Bing Bang + 1 Ma 

La force de gravité entre en oeuvre. La purée universelle se scinde et se fragmente. Ici et là, des espèces de grumeaux se forment, ce sont les galaxies^[5]. L'univers passablement refroidi ne fabrique plus de nouvelles particules et la matière, après avoir éliminé sa rivale, l'antimatière, s'est structurée en atomes légers. L'univers est constitué essentiellement d'hydrogène et d'hélium.

Big bang + 200 Ma 

Le gaz primordial (hydrogène et hélium) emplit l'univers. Ce gaz s'effondre sous sa propre masse, au départ en une seule pièce, puis celle-ci se fragmente, chaque petit morceau donnant naissance à une étoile.

Il se forme plusieurs étoiles de taille modeste, comme notre Soleil, pour chaque région gazeuse^[6].

Apparition des plus vieilles étoiles de première génération.

Big bang +  250 Ma

Début du processus de formation stellaire.

Big bang +  300 Ma 

Dans les grumeaux, d'immenses masses de matière se rassemblent, se condensent et donnent naissance aux étoiles.

Formation des premières étoiles, bientôt regroupées dans des galaxies archaïques.

Aire de ré-ionisation (- Big Bang + 1 milliard d'années) : Les rayonnements naissants commencent à dissiper l'épais voile qui obstrue l'Univers. Ils cassent les atomes d'hydrogène qui constituent le brouillard de l'âge sombre et rendent progressivement l'Univers transparent.

Il y a 13 milliards d’années

Les premières étoiles géantes explosent et disparaissent. A leur mort, les étoiles libèrent dans l'espace une panoplie de noyaux lourds engendrés dans leurs cœurs torrides. De ces noyaux naîtront les premiers atomes lourds et, par leurs combinaisons, les premières molécules complexes^[7].