Univers, origine de l' - astronomie.

Univers, origine de l' - astronomie. 1 PRÉSENTATION Univers, origine de l', sujet d'étude central de la cosmologie, soumis à controverses. Parmi les nombreuses théories scientifiques qui tentent d'expliquer l'origine de l'Univers, la théorie du big bang est considérée comme la théorie officielle par la majorité des scientifiques. 2 THÉORIE DU BIG BANG Actuellement, c'est principalement d'après la théorie du big bang que l'on spécifie les éléments constitutifs de l'Univers, ainsi que leurs transformations à partir de l'explosion initiale. Lorsque Edwin Hubble s'aperçoit, dans les années vingt, que les galaxies qui nous entourent s'éloignent de la nôtre, et ce d'autant plus vite qu'elles sont lointaines, l'hypothèse que toute la matière (ou toute l'énergie) qui les constitue s'est trouvée, à un moment donné, rassemblée, commence à faire son chemin dans les esprits. L'expression big bang est prononcée pour la première fois en 1951 pendant une émission de radio par un astrophysicien opposé à cette hypothèse, Fred Hoyle, pour indiquer l'événement à la suite duquel aurait débuté l'expansion de l'Univers. Le modèle standard constitue aujourd'hui le point d'union de la cosmologie avec la physique des particules élémentaires. L'effort principal des physiciens se concentre sur la définition d'un modèle de lois physiques dans lequel on puisse considérer un seul type de forces et un seul type de particules, une condition qui, dans le modèle standard, devait être valable au moment de la grande explosion. D'après ce modèle, l'histoire de notre Univers commence il y a quelques milliards d'années (entre 8 et 25 milliards d'années selon les différentes estimations, mais on considère généralement que l'âge des étoiles les plus anciennes est d'environ 15 milliards d'années, ce qui exclut des âges inférieurs). 3 ÉCHELLE DE PLANCK Au tout début -- c'est-à-dire avant l'explosion initiale précédant l'expansion de l'Univers -- l'Univers se trouve dans un « temps « et un « espace « aux dimensions inférieures à celles de l'échelle de Planck, donc dans des conditions que la physique actuelle n'est pas encore en mesure de décrire. La longueur de Planck est de l'ordre de 10-33 cm; le temps de Planck est de l'ordre de 10-43 s. La question qui se pose est de savoir si des phénomènes peuvent se produire en un temps plus court que celui de Planck ou dans des dimensions inférieures à la longueur de Planck (voir quantique, théorie). Selon le principe de la relativité générale d'Einstein, c'est l'énergie qui détermine la géométrie de l'espace-temps. À l'échelle de Planck, la courbure du temps pourrait se réaliser, et perdre par conséquent la linéarité que nous connaissons, en effaçant du même coup le principe de causalité. Le passé et le futur deviendraient alors des notions vides de sens : pour que l'Univers naisse, il faut qu'il atteigne des dimensions supérieures à celles de l'échelle de Planck. 4 PHASE INITIALE Au moment où le temps commence, on suppose que la température de l'Univers (considéré en équilibre thermodynamique -- bien que Sakharov ait émis l'hypothèse contraire --, voir ci-après) est voisine de 1027 K, et que la matière est constituée d'un mélange de quarks, antiquarks et leptons (électrons, positrons, neutrinos). À t = 106 s, l'Univers se dilate et la température baisse suffisamment (1013 K) pour permettre aux quarks de se regrouper en triplets, produisant ainsi des baryons (dont les protons et les neutrons), et pour provoquer l'association quark-antiquark constituant les mésons (muons, kaons et pions). En outre, des radiations gamma sont émises lors des processus d'annihilation entre particules et antiparticules (voir antimatière). 5 DE LA PREMIÈRE SECONDE À LA FIN DE L'ÈRE PHOTONIQUE À t = 1 s (et à une température supposée de 1010 K), les neutrinos cessent d'interagir avec le reste de la matière, et la production de rayonnement photonique due aux annihilations électron-positron se poursuit. Pendant les trois premières minutes, la température continue de baisser, et peuvent ainsi se produire certaines réactions nucléaires préliminaires : des protons et des neutrons libres se combinent pour former des noyaux de deutérium ; le couplage des noyaux de deutérium provoque la formation de noyaux d'hélium, et se constitue également une faible quantité de lithium, donnant lieu à un plasma dense de noyaux et d'électrons. L'Univers effectue une telle expansion que les réactions nucléaires se raréfient, et les teneurs de ces éléments se stabilisent (voir inflation (cosmologie)). Les températures atteignent alors des valeurs de l'ordre de 104 K ; les électrons s'associent aux noyaux, produisant ainsi des atomes neutres. Les photons -- 1010 fois plus nombreux que les baryons ayant survécu à la destruction avec l'antimatière -- se joignent au rayonnement électromagnétique créé, qui, de nos jours, constitue le fond diffus cosmologique, ou rayonnement de fond du ciel, refroidi à 2,7 K en raison de l'expansion. L'Univers est alors beaucoup plus dense que celui que nous connaissons actuellement. 6 ÈRE BARYONIQUE À la fin de l'ère photonique, l'Univers est « dominé par la matière «. L'ère baryonique, dans laquelle on se trouve encore aujourd'hui, commence alors avec un Univers refroidi et moins dense, qui devient neutre et permet la condensation du fluide cosmique en structures organisées : les galaxies et les étoiles. Les étoiles correspondent à la quasi-totalité de la masse visible de l'Univers. C'est en leur sein que sont apparus tous les éléments chimiques, mis à part quelques corps simples très légers. 7 ÂGE DE L'UNIVERS Les estimations de l'âge de l'Univers sont encore aujourd'hui très contradictoires, même avec les précieuses informations livrées par le télescope spatial Hubble, lequel mesure notamment la distance qui nous sépare des galaxies observables les plus éloignées. Il est nécessaire de connaître les variations de la vitesse d'expansion de l'Univers au cours du temps pour déterminer l'âge de l'Univers. L'observation se heurte au fond diffus cosmologique. Néanmoins, on peut utiliser les modèles géométriques qui décrivent l'expansion de l'Univers actuelle et sa vitesse : d'après ce décompte en arrière et selon ces modèles, nous obtenons un instant où le rayon de l'Univers devient nul. C'est à partir de cet instant, de ce jour, que, par convention, on définit l'âge de l'Univers. La vitesse moyenne d'expansion ne peut être calculée qu'à partir de la vitesse de fuite d'un certain nombre de galaxies par rapport à leur distance, et cela se mesure par le décalage vers le rouge de la lumière des galaxies. Ainsi, les estimations de la vitesse d'expansion varient du simple au double. En général, on considère que l'Univers a entre 10 et 20 milliards d'années ; certains évaluent son âge à 8 ou 9 milliards d'années seulement. Néanmoins, les étoiles les plus anciennes qu'il a été possible d'observer auraient entre 14 et 16 milliards d'années. Elles se trouvent à la périphérie de la Voie lactée, dans les amas globulaires. 8 ASPECT DE L'UNIVERS Les astrophysiciens ont découvert des zones dans l'Univers qui semblent être dépourvues de galaxies. Par exemple, le Trou du Bouvier, repéré dans la constellation du Bouvier, a un diamètre de l'ordre de 300 millions d'années-lumière. Les scientifiques utilisent, afin de se représenter la structure supposée de l'Univers, des noms comme mousse ou éponge, et supposent que leurs observations peuvent être reconduites à une plus grande échelle, pour enfin pouvoir prendre en considération une certaine homogénéité de l'Univers. Dans notre environnement proche (jusqu'à quelques dizaines de millions d'années-lumière), ce qui est observable, même si chaque événement nous parvient en différé, est relativement représentatif de l'état actuel de l'Univers. Plus on s'éloigne, plus l'Univers « rajeunit «, et des événements violents s'y déroulent (collisions de galaxies, naissances massives d'étoiles, de quasars). Peut-être un jour sera-t-il possible d'assister à la naissance d'une galaxie ? Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.