Chronologie de l'univers - Chronology of the universe

La chronologie de l'univers décrit l'histoire et l' avenir de l'univers selon la cosmologie du Big Bang .

On estime que les premières étapes de l'existence de l'univers se sont déroulées il y a 13,8 milliards d'années , avec une incertitude d'environ 21 millions d'années au niveau de confiance de 68 %.

Contour

Chronologie en cinq étapes

Diagramme de l'évolution de la (partie observable) de l'univers depuis le Big Bang (à gauche), la rémanence de référence du CMB , jusqu'à nos jours.

Aux fins de ce résumé, il convient de diviser la chronologie de l'univers depuis son origine , en cinq parties. Il est généralement considéré comme dénué de sens ou peu clair si le temps existait avant cette chronologie :

Le tout premier univers

La première picoseconde  (10 −12 ) du temps cosmique . Il comprend l' époque de Planck , au cours de laquelle les lois de la physique actuellement établies peuvent ne pas s'appliquer ; l'émergence par étapes des quatre interactions ou forces fondamentales connues — d'abord la gravitation , et plus tard les interactions électromagnétiques , faibles et fortes ; et l' expansion de l'espace lui - même et la surfusion de l'univers encore immensément chaud en raison de l'inflation cosmique .

On pense que de minuscules ondulations dans l'univers à ce stade sont à la base de structures à grande échelle qui se sont formées beaucoup plus tard. Les différentes étapes du tout premier univers sont comprises à des degrés divers. Les premières parties dépassent la portée des expériences pratiques en physique des particules, mais peuvent être explorées par d'autres moyens.

L'univers primitif

D'une durée d'environ 370 000 ans. Initialement, divers types de particules subatomiques se forment par étapes. Ces particules contiennent des quantités presque égales de matière et d' antimatière , de sorte que la plupart s'annihile rapidement, laissant un petit excès de matière dans l'univers.

Au bout d'une seconde environ, les neutrinos se découplent ; ces neutrinos forment le fond de neutrinos cosmiques (CνB). Si des trous noirs primordiaux existent, ils se forment également à environ une seconde du temps cosmique. Des particules subatomiques composites émergent - dont des protons et des neutrons - et à partir de 2 minutes environ, les conditions sont propices à la nucléosynthèse : environ 25 % des protons et tous les neutrons fusionnent en éléments plus lourds , initialement le deutérium qui lui-même fusionne rapidement en principalement de l' hélium-4 .

En 20 minutes, l'univers n'est plus assez chaud pour la fusion nucléaire , mais bien trop chaud pour que des atomes neutres existent ou des photons pour voyager loin. Il s'agit donc d'un plasma opaque .

L' époque de la recombinaison commence vers 18 000 ans, alors que les électrons se combinent avec les noyaux d' hélium pour former He+
. Vers 47 000 ans, alors que l'univers se refroidit, son comportement commence à être dominé par la matière plutôt que par le rayonnement. Vers 100 000 ans, après la formation des atomes neutres d'hélium, l'hydrure d'hélium est la première molécule . (Beaucoup plus tard, l' hydrogène et l'hydrure d'hélium réagissent pour former de l'hydrogène moléculaire (H2), le carburant nécessaire aux premières étoiles .) À environ 370 000 ans, les atomes d'hydrogène neutres finissent de se former (« recombinaison »), et en conséquence l'univers est également devenu transparent pour la première fois. Les atomes nouvellement formés—principalement de l'hydrogène et de l'hélium avec des traces de lithium —atteignent rapidement leur état énergétique le plus bas (état fondamental ) en libérant des photons (" découplage de photons "), et ces photons peuvent encore être détectés aujourd'hui comme le fond diffus cosmologique (CMB) . C'est la plus ancienne observation que nous ayons actuellement de l'univers.

L'âge des ténèbres et l'émergence de structures à grande échelle

De 370 000 ans jusqu'à environ 1 milliard d'années. Après recombinaison et découplage , l'univers était transparent mais les nuages ​​d'hydrogène ne se sont effondrés que très lentement pour former des étoiles et des galaxies , il n'y a donc pas eu de nouvelles sources de lumière. Les seuls photons (rayonnement électromagnétique, ou "lumière") dans l'univers étaient ceux libérés lors du découplage (visible aujourd'hui comme le fond diffus cosmologique) et les émissions radio de 21 cm parfois émises par les atomes d'hydrogène. Les photons découplés auraient d'abord rempli l'univers d'une lueur orange pâle brillante, se déplaçant progressivement vers des longueurs d'onde non visibles après environ 3 millions d'années, le laissant sans lumière visible. Cette période est connue comme l' âge des ténèbres cosmique .

Entre environ 10 et 17 millions d'années, la température moyenne de l'univers convenait à l'eau liquide de 273 à 373 K (0 à 100 °C) et il y a eu des spéculations sur le fait que des planètes rocheuses ou même la vie auraient pu survenir brièvement, puisque statistiquement une infime partie de la l'univers aurait pu avoir des conditions différentes du reste à la suite d'une fluctuation statistique très improbable, et a gagné de la chaleur de l'univers dans son ensemble.

Vers 200 à 500 millions d'années, les premières générations d'étoiles et de galaxies se forment (les temps exacts sont encore à l'étude), et les premières grandes structures émergent progressivement, attirées par les filaments de matière noire ressemblant à de la mousse qui ont déjà commencé à se rassembler. dans tout l'univers. Les premières générations d'étoiles n'ont pas encore été observées astronomiquement. Ils peuvent avoir été énormes (100-300 masses solaires ) et non métalliques , avec des durées de vie très courtes par rapport à la plupart des étoiles que nous voyons aujourd'hui , donc ils finissent généralement de brûler leur carburant à base d'hydrogène et explosent en supernovae hautement énergétiques à instabilité de paire après seulement des millions de années. D'autres théories suggèrent qu'elles pourraient avoir inclus de petites étoiles, dont certaines brûlent peut-être encore aujourd'hui. Dans les deux cas, ces premières générations de supernovae ont créé la plupart des éléments quotidiens que nous voyons autour de nous aujourd'hui et ont semé l'univers avec eux.

Les amas et superamas de galaxies émergent au fil du temps. À un moment donné, les photons de haute énergie des premières étoiles, des galaxies naines et peut-être des quasars conduisent à une période de réionisation qui commence progressivement entre 250 et 500 millions d'années, se termine vers 700 et 900 millions d'années et diminue d'environ 1 milliard. ans (les horaires exacts sont encore à l'étude). L'univers s'est progressivement transformé en l'univers que nous voyons autour de nous aujourd'hui, et l'âge des ténèbres n'a pris fin qu'à environ 1 milliard d'années.

L'univers tel qu'il apparaît aujourd'hui

À partir d'un milliard d'années et pendant environ 12,8 milliards d'années, l'univers a ressemblé à ce qu'il est aujourd'hui et il continuera à sembler très similaire pendant plusieurs milliards d'années dans le futur. Le disque mince de notre galaxie a commencé à se former vers 5 milliards d'années (8,8 Gya ), et le système solaire s'est formé vers 9,2 milliards d'années (4,6 Gya), avec les premières traces de vie sur Terre émergeant vers 10,3 milliards d'années (3,5 Gya).

L'amincissement de la matière au fil du temps réduit la capacité de la gravité à ralentir l'expansion de l'univers ; en revanche, l'énergie noire (considérée comme un champ scalaire constant dans tout notre univers) est un facteur constant tendant à accélérer l'expansion de l'univers. L'expansion de l'univers a franchi un point d'inflexion il y a environ cinq ou six milliards d'années, lorsque l'univers est entré dans « l'ère moderne dominée par l'énergie noire » où l'expansion de l'univers s'accélère maintenant plutôt que de ralentir. L'univers actuel est assez bien compris, mais au-delà d'environ 100 milliards d'années de temps cosmique (environ 86 milliards d'années dans le futur), les incertitudes des connaissances actuelles font que nous sommes moins sûrs du chemin que prendra notre univers.

Le futur lointain et le destin ultime

À un moment donné, l' ère stellifère se terminera alors que les étoiles ne naissent plus, et l'expansion de l'univers signifiera que l' univers observable se limitera aux galaxies locales. Il existe divers scénarios pour le futur lointain et le destin ultime de l'univers . Une connaissance plus précise de notre univers actuel permettra de mieux les comprendre.

Télescope spatial Hubble - Des galaxies à champ ultra-profond vers le champ Legacy zoom arrière (vidéo 00:50; 2 mai 2019)

Résumé tabulaire

Remarque : La température de rayonnement dans le tableau ci-dessous fait référence au rayonnement de fond cosmique et est donnée par 2,725  K ·(1 +  z ), où z est le décalage vers le rouge .
Époque Temps Redshift
Température de rayonnement
(Énergie)
La description
Planck
époque
< 10 −43 s > 10 32 K
( > 10 19 GeV)
L' échelle de Planck est l'échelle physique au-delà de laquelle les théories physiques actuelles peuvent ne pas s'appliquer et ne peut pas être utilisée pour calculer ce qui s'est passé. A l'époque de Planck, la cosmologie et la physique sont supposées avoir été dominées par les effets quantiques de la gravité .
L' époque de la grande
unification
< 10 −36 s > 10 29 K
( > 10 16 GeV)
Les trois forces du modèle standard sont toujours unifiées (en supposant que la nature soit décrite par une théorie de la grande unification , gravité non incluse).
Inflationary
époque


électrofaible
époque
< 10 −32 s 10 28 K ~ 10 22 K
(10 15 ~ 10 9 GeV)
L'inflation cosmique agrandit l'espace d'un facteur de l'ordre de 10 26 sur un temps de l'ordre de 10 -36 à 10 -32 secondes. L'univers est surfondu d'environ 10 27 à 10 22  Kelvins . L' interaction forte se distingue de l' interaction électrofaible .
L'
époque électrofaible
se termine
10 -12  s 10 15  K
(150 GeV)
Avant que la température ne descende en dessous de 150 GeV, l'énergie moyenne des interactions de particules est suffisamment élevée pour qu'il soit plus succinct de les décrire comme un échange de bosons vecteurs W 1 W 2 , W 3 et B (interactions électrofaibles) et H + , H , H 0 , bosons scalaires H 0⁎ (interaction de Higgs). Dans cette image, la valeur attendue du vide du champ de Higgs est de zéro (par conséquent, tous les fermions sont sans masse), tous les bosons électrofaibles sont sans masse (ils n'avaient pas encore "mangé" une composante du champ de Higgs pour devenir massif), et les photons ( γ ) ne le font pas. encore exist (ils existent après la transition de phase en tant que combinaison linéaire de B et W 3  bosons, γ = B cos θ W + W 3 sin θ W ,θ W est l' angle Weinberg ). Ce sont les énergies les plus élevées directement observables dans le Grand collisionneur de hadrons . La sphère de l'espace qui deviendra l' univers observable a actuellement un rayon d' environ 300 secondes-lumière .
L'époque des quarks 10 -12 s ~ 10 -5 s 10 15 K ~ 10 12 K
(150 GeV ~ 150 MeV)
Les forces du modèle standard se sont réorganisées sous la forme « à basse température » : interactions de Higgs et électrofaibles réorganisées en boson de Higgs massif H 0 , force faible portée par les bosons massifs W + , W - et Z 0 , et électromagnétisme porté par les bosons sans masse photons. Le champ de Higgs a une valeur d'espérance de vide non nulle, ce qui rend les fermions massifs. Les énergies sont trop élevées pour que les quarks fusionnent en hadrons , formant à la place un plasma quark-gluon .
Epoque Hadron 10 -5 s ~ 1 s 10 12 K ~ 10 10 K
(150 MeV ~ 1 MeV)
Les quarks sont liés aux hadrons. Une légère asymétrie matière-antimatière des phases antérieures ( asymétrie baryonique ) entraîne une élimination des anti-baryons. Jusqu'à 0,1 s, les muons et les pions sont en équilibre thermique et dépassent en nombre les baryons d'environ 10:1. Vers la fin de cette époque, il ne reste que des baryons stables à la lumière (protons et neutrons). En raison d'une densité suffisamment élevée de leptons, les protons et les neutrons se transforment rapidement sous l'action d'une force faible. En raison de la masse plus élevée de neutrons, le rapport neutron:proton, qui est initialement de 1:1, commence à diminuer.
neutrino
découplage
1 seconde 10 10 K
(1 MeV)
Les neutrinos cessent d'interagir avec la matière baryonique et forment un fond de neutrinos cosmiques . Le rapport neutron:proton se fige à environ 1:6. La sphère de l'espace qui deviendra l' univers observable a actuellement un rayon d' environ 10 années-lumière .
L'époque de Lepton 1 s ~ 10 s 10 10 K ~ 10 9 K
(1 MeV ~ 100 keV)
Leptons et antileptons restent en équilibre thermique – l'énergie des photons est encore suffisamment élevée pour produire des paires électron-positon.
La
nucléosynthèse du Big Bang
10 s ~ 10 3 s 10 9 K ~ 10 7 K
(100 keV ~ 1 keV)
Les protons et les neutrons sont liés aux noyaux atomiques primordiaux : l' hydrogène et l' hélium-4 . Des traces de deutérium , d' hélium-3 et de lithium-7 se forment également. A la fin de cette époque, le volume sphérique de l'espace qui deviendra l'univers observable est d'environ 300 années-lumière de rayon, la densité de matière baryonique est de l'ordre de 4 grammes par m 3 (environ 0,3% de la densité de l'air au niveau de la mer) – cependant, la plupart de l'énergie à ce moment est dans le rayonnement électromagnétique.
Époque du photon 10 s ~ 370 ka 10 9 K ~ 4000 K
(100 keV ~ 0,4 eV)
L'univers est constitué d'un plasma de noyaux, d' électrons et de photons ; les températures restent trop élevées pour la liaison des électrons aux noyaux.
Recombinaison 18 ka ~ 370 ka 6000 ~ 1100 4000 K
(0,4 eV)
Les électrons et les noyaux atomiques se lient d'abord pour former des atomes neutres . Les photons ne sont plus en équilibre thermique avec la matière et l'univers devient d'abord transparent. La recombinaison dure environ 100 ka, période pendant laquelle l'univers devient de plus en plus transparent aux photons. Les photons du rayonnement de fond de micro-ondes cosmique naissent à ce moment-là. Le volume sphérique de l'espace qui deviendra l'univers observable a actuellement un rayon de 42 millions d'années-lumière. La densité de matière baryonique à cette époque est d'environ 500 millions d' atomes d' hydrogène et d' hélium par m 3 , soit environ un milliard de fois plus qu'aujourd'hui. Cette densité correspond à une pression de l'ordre de 10 -17  atm.
Temps sombres 370 ka ~ ¿150 Ma ?
(Se termine complètement par environ 1 Ga)
1100 ~ 20 4000K ~ 60K Le temps entre la recombinaison et la formation des premières étoiles . Pendant ce temps, la seule source de photons était l'hydrogène émettant des ondes radio sur la ligne d'hydrogène . Les photons CMB se propageant librement rapidement (en environ 3 millions d'années) se sont déplacés vers le rouge vers l' infrarouge et l'univers était dépourvu de lumière visible.
Formation
et évolution des étoiles et des galaxies
Galaxies les plus anciennes : d'environ ¿300 à 400 Ma ?
(premières étoiles : similaires ou antérieures)

Galaxies modernes : 1 Ga ~ 10 Ga

(Temps exacts en cours de recherche)
A partir d'environ 20 A partir d'environ 60 K Les premières galaxies connues existaient vers 380 Ma. Les galaxies fusionnent en "proto-amas" à partir d'environ 1 Ga (décalage vers le rouge z = 6 ) et en amas de galaxies commençant à 3 Ga ( z = 2,1 ), et en superamas à partir d'environ 5 Ga ( z = 1,2 ). Voir : liste des groupes et amas de galaxies , liste des superamas .
Réionisation Début 250 Ma ~ 500 Ma

Complète : 700 Ma ~ 900 Ma

Fins : 1 Ga

(Tous les horaires sont approximatifs)
20 ~ 6 60K ~ 19K Les objets astronomiques les plus lointains observables avec des télescopes datent de cette période ; en 2016, la galaxie la plus éloignée observée est GN-z11 , avec un décalage vers le rouge de 11,09 . Les premières étoiles "modernes" de la population III se sont formées à cette période.
Temps présent 13,8 Ga 0 2,7 K Les photons les plus éloignés observables à ce moment sont les photons CMB. Ils arrivent d'une sphère d'un rayon de 46 milliards d'années-lumière. Le volume sphérique à l'intérieur est communément appelé l'univers observable.
Subdivisions alternatives de la chronologie (chevauchant plusieurs des périodes ci-dessus)

Ère dominée par les radiations
Du gonflage (~ 10 −32 sec) ≈ 47 ka > 3600 > 10 4  K Pendant ce temps, la densité d'énergie des composants relativistes sans masse et presque sans masse tels que les photons et les neutrinos, qui se déplacent à ou près de la vitesse de la lumière , domine à la fois la densité de matière et l'énergie noire .

Ère dominée par la matière
47 ka ~ 9,8 Ga 3600 ~ 0,4 10 4 K ~ 4 K Pendant ce temps, la densité énergétique de la matière domine à la fois la densité de rayonnement et l'énergie noire, ce qui entraîne une expansion métrique ralentie de l'espace .

Ère dominée par l' énergie noire
> 9,8 Ga < 0,4 < 4K La densité de matière tombe en dessous de la densité d'énergie noire ( énergie du vide ) et l'expansion de l'espace commence à s'accélérer . Cette époque correspond à peu près à l'époque de la formation du système solaire et de l' histoire évolutive de la vie .
Ère stellifère 150 Ma ~ 100 Ga 20 ~ -0,99 60K ~ 0,03K Le temps entre la première formation d'étoiles de la Population III jusqu'à la cessation de la formation d'étoiles , laissant toutes les étoiles sous la forme de restes dégénérés .
Avenir lointain > 100 Ga < -0,99 < 0,1 K L' ère stellifère se terminera lorsque les étoiles finiront par mourir et que moins seront nées pour les remplacer, conduisant à un univers qui s'assombrit. Diverses théories suggèrent un certain nombre de possibilités ultérieures. En supposant la désintégration du proton , la matière peut éventuellement s'évaporer dans une ère sombre ( mort par la chaleur ). Alternativement, l'univers peut s'effondrer dans un Big Crunch . D'autres fins suggérées incluent une fausse catastrophe du vide ou une grande déchirure comme fins possibles de l'univers.

Le Big Bang

Le modèle standard de cosmologie est basé sur un modèle d' espace - temps appelé métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) . Une métrique fournit une mesure de la distance entre les objets, et la métrique FLRW est la solution exacte des équations de champ d'Einstein (EFE) si certaines propriétés clés de l'espace telles que l' homogénéité et l' isotropie sont supposées vraies. La métrique FLRW correspond de très près à d'autres preuves accablantes, montrant que l'univers s'est étendu depuis le Big Bang.

Si les équations métriques FLRW sont supposées être valides depuis le début de l'univers, elles peuvent être suivies dans le temps, jusqu'à un point où les équations suggèrent que toutes les distances entre les objets dans l'univers étaient nulles ou infiniment petites. (Cela ne signifie pas nécessairement que l'univers était physiquement petit au Big Bang, bien que ce soit l'une des possibilités.) Cela fournit un modèle de l'univers qui correspond de très près à toutes les observations physiques actuelles. Cette période initiale de la chronologie de l'univers est appelée le « Big Bang ». Le modèle standard de la cosmologie tente d'expliquer comment l'univers s'est physiquement développé une fois que ce moment s'est produit.

La singularité de la métrique FLRW est interprétée comme signifiant que les théories actuelles sont inadéquates pour décrire ce qui s'est réellement passé au début du Big Bang lui-même. Il est largement admis qu'une théorie correcte de la gravité quantique peut permettre une description plus correcte de cet événement, mais aucune théorie de ce type n'a encore été développée. Après ce moment, toutes les distances à travers l'univers ont commencé à augmenter à partir de (peut-être) zéro parce que la métrique FLRW elle-même a changé au fil du temps, affectant les distances entre tous les objets non liés partout. Pour cette raison, on dit que le Big Bang « s'est produit partout ».

Le tout premier univers

Pendant les premiers instants du temps cosmique, les énergies et les conditions étaient si extrêmes que les connaissances actuelles ne peuvent que suggérer des possibilités, qui peuvent s'avérer incorrectes. Pour donner un exemple, les théories de l' inflation éternelle proposent que l'inflation dure éternellement dans la majeure partie de l'univers, rendant la notion de « N secondes depuis le Big Bang » mal définie. Par conséquent, les premières étapes sont un domaine de recherche actif et basé sur des idées qui sont encore spéculatives et sujettes à modification à mesure que les connaissances scientifiques s'améliorent.

Bien qu'une "époque inflationniste" spécifique soit mise en évidence à environ 10 -32 secondes, les observations et les théories suggèrent toutes deux que les distances entre les objets dans l'espace ont augmenté à tout moment depuis le moment du Big Bang, et continuent d'augmenter (à l'exception de les objets liés gravitationnellement tels que les galaxies et la plupart des amas , une fois que le taux d'expansion s'était considérablement ralenti). La période d'inflation marque une période spécifique où un changement d'échelle très rapide s'est produit, mais ne signifie pas qu'il est resté le même à d'autres moments. Plus précisément, pendant l'inflation, l'expansion s'est accélérée. Après l'inflation, et pendant environ 9,8 milliards d'années, l'expansion a été beaucoup plus lente et est devenue encore plus lente au fil du temps (bien qu'elle ne s'est jamais inversée). Il y a environ 4 milliards d'années, il a recommencé à accélérer légèrement.

Epoque Planck

Temps inférieurs à 10 −43 secondes ( temps de Planck )

L' époque de Planck est une ère dans la cosmologie traditionnelle (non inflationniste) du Big Bang immédiatement après l'événement qui a commencé l'univers connu. À cette époque, la température et les énergies moyennes dans l'univers étaient si élevées que les particules subatomiques quotidiennes ne pouvaient pas se former, et même les quatre forces fondamentales qui façonnent l'univers - la gravitation, l' électromagnétisme , la force nucléaire faible et la force nucléaire forte - étaient combiné et formé une force fondamentale. On comprend peu de choses sur la physique à cette température ; différentes hypothèses proposent différents scénarios. La cosmologie traditionnelle du big bang prédit une singularité gravitationnelle avant cette époque, mais cette théorie s'appuie sur la théorie de la relativité générale , dont on pense qu'elle s'effondre pour cette époque en raison d' effets quantiques .

Dans les modèles inflationnistes de la cosmologie, les temps avant la fin de l'inflation (environ 10 à 32 secondes après le Big Bang) ne suivent pas la même chronologie que dans la cosmologie traditionnelle du Big Bang. Les modèles qui visent à décrire l'univers et la physique à l'époque de Planck sont généralement spéculatifs et relèvent de la « Nouvelle Physique ». Les exemples incluent l' état initial de Hartle-Hawking , le paysage de la théorie des cordes , la cosmologie des gaz des cordes et l' univers ekpyrotique .

L'époque de la grande unification

Entre 10 −43 secondes et 10 −36 secondes après le Big Bang

Au fur et à mesure que l'univers s'étendait et se refroidissait, il traversait des températures de transition auxquelles les forces se séparaient les unes des autres. Ces transitions de phase peuvent être visualisées comme similaires aux transitions de phase de condensation et de congélation de la matière ordinaire. À certaines températures/énergies, les molécules d'eau changent de comportement et de structure, et elles se comporteront complètement différemment. Comme la vapeur se transformant en eau, les champs qui définissent les forces fondamentales et les particules de notre univers changent également complètement leurs comportements et leurs structures lorsque la température/énergie tombe en dessous d'un certain point. Cela n'est pas apparent dans la vie de tous les jours, car cela ne se produit qu'à des températures beaucoup plus élevées que celles que nous voyons habituellement dans notre univers actuel.

Ces transitions de phase dans les forces fondamentales de l'univers seraient causées par un phénomène de champs quantiques appelé « bris de symétrie ».

Au quotidien, à mesure que l'univers se refroidit, il devient possible pour les champs quantiques qui créent les forces et les particules qui nous entourent, de s'installer à des niveaux d'énergie inférieurs et avec des niveaux de stabilité plus élevés. Ce faisant, ils modifient complètement la façon dont ils interagissent. Des forces et des interactions surviennent en raison de ces champs, de sorte que l'univers peut se comporter très différemment au-dessus et en dessous d'une transition de phase. Par exemple, à une époque ultérieure, un effet secondaire d'une transition de phase est que soudainement, de nombreuses particules qui n'avaient aucune masse acquièrent une masse (elles commencent à interagir différemment avec le champ de Higgs ), et une force unique commence à se manifester comme deux forces distinctes.

En supposant que la nature soit décrite par une théorie dite de la grande unification (GUT), l'époque de la grande unification a commencé par une transition de phase de ce type, lorsque la gravitation s'est séparée de la force de jauge combinée universelle . Cela a provoqué l'existence de deux forces : la gravité et une interaction électroforte . Il n'y a pas encore de preuve tangible de l'existence d'une telle force combinée, mais de nombreux physiciens pensent que c'était le cas. La physique de cette interaction électroforte serait décrite par une théorie de la grande unification.

L'époque de la grande unification s'est terminée par une deuxième transition de phase, lorsque l'interaction électroforte s'est à son tour séparée et a commencé à se manifester sous la forme de deux interactions distinctes, appelées interactions forte et électrofaible .

Epoque électrofaible

Entre 10 −36 secondes (ou la fin du gonflage) et 10 −32 secondes après le Big Bang

Selon la façon dont les époques sont définies et le modèle suivi, l' époque électrofaible peut être considérée comme commençant avant ou après l'époque inflationniste. Dans certains modèles, il est décrit comme incluant l'époque inflationniste. Dans d'autres modèles, on dit que l'époque électrofaible commence après la fin de l'époque inflationniste, à environ 10 −32 secondes.

Selon la cosmologie traditionnelle du Big Bang, l'époque électrofaible a commencé 10 à 36 secondes après le Big Bang, lorsque la température de l'univers était suffisamment basse (10 28 K) pour que la force électronucléaire commence à se manifester sous la forme de deux interactions distinctes, la forte et la les interactions électrofaibles. (L'interaction électrofaible se séparera également plus tard, se divisant en interactions électromagnétiques et faibles .) Le point exact où la symétrie électroforte a été brisée n'est pas certain, en raison de connaissances théoriques spéculatives et encore incomplètes.

Epoque inflationniste et expansion rapide de l'espace

Avant c. 10 −32 secondes après le Big Bang

À ce stade de l'univers primitif, la métrique qui définit la distance dans l'espace a soudainement et très rapidement changé d'échelle , laissant l'univers primitif au moins 10 78 fois son volume précédent (et peut-être beaucoup plus). Cela équivaut à une augmentation linéaire d'au moins 10 26 fois dans chaque dimension spatiale, soit l'équivalent d'un objet de 1 nanomètre (10 -9 m , environ la moitié de la largeur d'une molécule d' ADN ) de longueur, s'étendant jusqu'à environ 10,6 lumière- ans (100 000 milliards de kilomètres) en une infime fraction de seconde. Ce changement est connu sous le nom d' inflation .

Bien que la lumière et les objets dans l'espace-temps ne puissent pas voyager plus vite que la vitesse de la lumière , dans ce cas, c'est la métrique régissant la taille et la géométrie de l'espace-temps lui-même qui a changé d'échelle. Les modifications apportées à la métrique ne sont pas limitées par la vitesse de la lumière.

Il existe de bonnes preuves que cela s'est produit, et il est largement admis que cela a eu lieu. Mais les raisons exactes pour lesquelles cela s'est produit sont toujours à l'étude. Il existe donc une gamme de modèles qui expliquent pourquoi et comment cela s'est produit – on ne sait pas encore clairement quelle explication est correcte.

Dans plusieurs des modèles les plus importants, on pense qu'elle a été déclenchée par la séparation des interactions forte et électrofaible qui a mis fin à l'époque de la grande unification. L'un des produits théoriques de cette transition de phase était un champ scalaire appelé champ d'inflaton . Lorsque ce champ s'est installé dans son état d'énergie le plus bas dans tout l'univers, il a généré une énorme force répulsive qui a conduit à une expansion rapide de la métrique qui définit l'espace lui-même. L'inflation explique plusieurs propriétés observées de l'univers actuel qui sont autrement difficiles à expliquer, notamment comment l'univers d'aujourd'hui est devenu extrêmement homogène (similaire) à très grande échelle, même s'il était très désordonné à ses débuts.

On ne sait pas exactement quand l'époque inflationniste s'est terminée, mais on pense qu'elle s'est produite entre 10 -33 et 10 -32 secondes après le Big Bang. L'expansion rapide de l'espace signifiait que les particules élémentaires restantes de l'époque de la grande unification étaient désormais distribuées très finement à travers l'univers. Cependant, l'énorme énergie potentielle du champ d'inflation a été libérée à la fin de l'époque d'inflation, alors que le champ d'inflation se désintégrait en d'autres particules, appelées « réchauffage ». Cet effet de chauffage a conduit à repeupler l'univers avec un mélange dense et chaud de quarks, d'anti-quarks et de gluons . Dans d'autres modèles, le réchauffage est souvent considéré comme marquant le début de l'époque électrofaible, et certaines théories, comme le gonflage à chaud , évitent totalement une phase de réchauffage.

Dans les versions non traditionnelles de la théorie du Big Bang (appelées modèles « inflationnistes »), l'inflation s'est terminée à une température correspondant à environ 10 -32 secondes après le Big Bang, mais cela n'implique pas que l'ère inflationniste a duré moins de 10 -32 secondes. Pour expliquer l'homogénéité observée de l'univers, la durée dans ces modèles doit être supérieure à 10 −32 secondes. Par conséquent, dans la cosmologie inflationniste, le premier moment significatif "après le Big Bang" est le moment de la fin de l'inflation.

Après la fin de l'inflation, l'univers a continué de s'étendre, mais à un rythme beaucoup plus lent. Il y a environ 4 milliards d'années, l'expansion a progressivement recommencé à s'accélérer. On pense que cela est dû au fait que l'énergie noire devient dominante dans le comportement à grande échelle de l'univers. Il est encore en expansion aujourd'hui.

Le 17 mars 2014, les astrophysiciens de la collaboration BICEP2 ont annoncé la détection d' ondes gravitationnelles inflationnistes dans le spectre de puissance des modes B , ce qui a été interprété comme une preuve expérimentale claire de la théorie de l'inflation. Cependant, le 19 Juin 2014, réduit la confiance en confirmant les résultats de l' inflation cosmique a été rapporté et enfin, le 2 Février 2015, une analyse conjointe des données de BICEP2 / Keck et l' Agence spatiale européenne de Planck télescope spatial micro - ondes a conclu que la statistique " l'importance [des données] est trop faible pour être interprétée comme une détection de modes B primordiaux" et peut être attribuée principalement à la poussière polarisée dans la Voie lactée.

Briser la supersymétrie (spéculative)

Si la supersymétrie est une propriété de notre univers, alors elle doit être brisée à une énergie qui n'est pas inférieure à 1 TeV , l'échelle électrofaible. Les masses des particules et de leurs superpartenaires ne seraient alors plus égales. Cette énergie très élevée pourrait expliquer pourquoi aucun superpartenaire de particules connues n'a jamais été observé.

brisure de symétrie électrofaible

10 -12 secondes après le Big Bang

Alors que la température de l'univers continuait de descendre en dessous de 159,5±1,5  GeV , une rupture de symétrie électrofaible s'est produite. Pour autant que nous le sachions, il s'agissait de l'avant-dernier événement de brisure de symétrie dans la formation de notre univers, le dernier étant la brisure de symétrie chirale dans le secteur des quarks. Cela a deux effets liés :

  1. Via le mécanisme de Higgs , toutes les particules élémentaires interagissant avec le champ de Higgs deviennent massives, ayant été sans masse à des niveaux d'énergie plus élevés.
  2. Comme effet secondaire, la force nucléaire faible et la force électromagnétique, et leurs bosons respectifs (les bosons W et Z et le photon) commencent maintenant à se manifester différemment dans l'univers actuel. Avant la rupture de la symétrie électrofaible, ces bosons étaient tous des particules sans masse et interagissaient sur de longues distances, mais à ce stade, les bosons W et Z deviennent brusquement des particules massives n'interagissant que sur des distances inférieures à la taille d'un atome, tandis que le photon reste sans masse et reste un long -interaction à distance.

Après la brisure de la symétrie électrofaible, les interactions fondamentales que nous connaissons - gravitation, interactions électromagnétiques, interactions faibles et fortes - ont toutes pris leurs formes actuelles, et les particules fondamentales ont leurs masses attendues, mais la température de l'univers est encore trop élevée pour permettre la stabilité formation de nombreuses particules que nous voyons maintenant dans l'univers, il n'y a donc pas de protons ou de neutrons, et donc pas d'atomes, de noyaux atomiques ou de molécules. (Plus exactement, toutes les particules composites qui se forment par hasard, se brisent presque immédiatement à nouveau en raison des énergies extrêmes.)

L'univers primitif

Après la fin de l'inflation cosmique, l'univers est rempli d'un plasma quark-gluon chaud , les restes du réchauffement. À partir de ce moment, la physique de l'univers primitif est beaucoup mieux comprise et les énergies impliquées dans l' époque des Quarks sont directement accessibles dans les expériences de physique des particules et d'autres détecteurs.

Epoque électrofaible et thermalisation précoce

À partir de n'importe où entre 10 −22 et 10 −15 secondes après le Big Bang, jusqu'à 10 −12 secondes après le Big Bang

Quelque temps après le gonflage, les particules créées sont passées par la thermalisation , où les interactions mutuelles conduisent à l' équilibre thermique . Le stade le plus précoce dont nous sommes assez confiants se situe quelque temps avant la brisure de la symétrie électrofaible , à une température d'environ 10 15 K, environ 10 −15 secondes après le Big Bang. L'interaction électromagnétique et faible ne se sont pas encore séparées , et pour autant que nous le sachions, toutes les particules étaient sans masse, car le mécanisme de Higgs n'avait pas encore fonctionné. Cependant , on pense que des entités exotiques semblables à des particules massives, les sphalérones , ont existé.

Cette époque s'est terminée par une brisure de symétrie électrofaible ; selon le modèle standard de la physique des particules , la baryogenèse s'est également produite à ce stade, créant un déséquilibre entre la matière et l'antimatière (bien que dans les extensions de ce modèle, cela ait pu se produire plus tôt). On sait peu de choses sur les détails de ces processus.

Thermalisation

La densité numérique de chaque espèce de particule était, par une analyse similaire à la loi de Stefan-Boltzmann :

,

ce qui est à peu près juste . Comme l'interaction était forte, la section efficace était approximativement la longueur d'onde des particules au carré, ce qui est approximativement . Le taux de collisions par espèce de particules peut ainsi être calculé à partir du libre parcours moyen , donnant approximativement :

.

A titre de comparaison, la constante cosmologique étant négligeable à ce stade, le paramètre de Hubble était :

,

x ~ 10 2 était le nombre d'espèces de particules disponibles.

Ainsi, H est inférieur de plusieurs ordres de grandeur au taux de collisions par espèce de particules. Cela signifie qu'il y avait beaucoup de temps pour la thermalisation à ce stade.

A cette époque, le taux de collision est proportionnel à la racine troisième de la densité numérique, et donc à , où est le paramètre d'échelle . Le paramètre Hubble, cependant, est proportionnel à . En remontant dans le temps et plus haut en énergie, et en supposant qu'il n'y ait pas de nouvelle physique à ces énergies, une estimation prudente donne que la thermalisation a été possible pour la première fois lorsque la température était :

,

environ 10 à 22 secondes après le Big Bang.

L'époque des quarks

Entre 10 −12 secondes et 10 −5 secondes après le Big Bang

L' époque des quarks a commencé environ 10 -12 secondes après le Big Bang. C'était la période de l'évolution de l'univers primitif immédiatement après la rupture de la symétrie électrofaible, lorsque les interactions fondamentales de la gravitation, de l'électromagnétisme, de l'interaction forte et de l'interaction faible avaient pris leurs formes actuelles, mais la température de l'univers était encore trop élevée pour permettre aux quarks de se lier pour former des hadrons .

À l'époque des quarks, l'univers était rempli d'un plasma quark-gluon dense et chaud, contenant des quarks, des leptons et leurs antiparticules . Les collisions entre particules étaient trop énergétiques pour permettre aux quarks de se combiner en mésons ou baryons .

L'époque des quarks s'est terminée lorsque l'univers avait environ 10 -5 secondes, lorsque l'énergie moyenne des interactions des particules était tombée en dessous de la masse du hadron le plus léger, le pion .

Baryogenèse

Peut-être de 10 -11 secondes

Les baryons sont des particules subatomiques telles que les protons et les neutrons, qui sont composées de trois quarks . On s'attendrait à ce que les baryons et les particules appelées antibaryons se soient formés en nombre égal. Cependant, cela ne semble pas être ce qui s'est passé - pour autant que nous le sachions, l'univers s'est retrouvé avec beaucoup plus de baryons que d'antibaryons. En fait, presque aucun antibaryon n'est observé dans la nature. On ne sait pas comment cela s'est produit. Toute explication de ce phénomène doit permettre aux conditions de Sakharov liées à la baryogénèse d'avoir été satisfaites quelque temps après la fin de l'inflation cosmologique . La physique des particules actuelle suggère des asymétries dans lesquelles ces conditions seraient remplies, mais ces asymétries semblent être trop petites pour expliquer l'asymétrie baryon-antibaryon observée dans l'univers.

Epoque Hadron

Entre 10 -5 seconde et 1 seconde après le Big Bang

Le plasma quark-gluon qui compose l'univers se refroidit jusqu'à ce que les hadrons, y compris les baryons tels que les protons et les neutrons, puissent se former. Initialement, des paires hadron/antihadron pouvaient se former, de sorte que la matière et l'antimatière étaient en équilibre thermique . Cependant, alors que la température de l'univers continuait de baisser, de nouvelles paires hadrons/anti-hadrons n'étaient plus produites, et la plupart des hadrons et anti-hadrons nouvellement formés se sont annihilés , donnant naissance à des paires de photons de haute énergie. Un résidu relativement petit de hadrons est resté à environ 1 seconde du temps cosmique, lorsque cette époque s'est terminée.

La théorie prédit qu'il restait environ 1 neutron pour 6 protons, le rapport tombant à 1:7 au fil du temps en raison de la désintégration des neutrons. On pense que cela est correct car, à un stade ultérieur, les neutrons et certains des protons ont fusionné , laissant de l'hydrogène, un isotope de l' hydrogène appelé deutérium, de l'hélium et d'autres éléments, qui peuvent être mesurés. Un rapport de 1:7 de hadrons produirait en effet les rapports d'éléments observés dans l'univers primitif et actuel.

Découplage des neutrinos et fond de neutrinos cosmiques (CνB)

Environ 1 seconde après le Big Bang

Environ 1 seconde après le Big Bang, les neutrinos se découplent et commencent à voyager librement dans l'espace. Comme les neutrinos interagissent rarement avec la matière, ces neutrinos existent encore aujourd'hui, de manière analogue au fond diffus cosmologique beaucoup plus tardif émis lors de la recombinaison, environ 370 000 ans après le Big Bang. Les neutrinos de cet événement ont une énergie très faible, environ 10 -10 fois plus petite que ce qui est possible avec la détection directe actuelle. Même les neutrinos de haute énergie sont notoirement difficiles à détecter , de sorte que ce fond de neutrinos cosmiques (CνB) peut ne pas être observé directement en détail pendant de nombreuses années, voire pas du tout.

Cependant, la cosmologie du Big Bang fait de nombreuses prédictions sur le CνB, et il existe de très fortes preuves indirectes que le CνB existe, à la fois à partir des prédictions de la nucléosynthèse du Big Bang de l'abondance d'hélium, et des anisotropies dans le fond diffus cosmologique (CMB). L'une de ces prédictions est que les neutrinos auront laissé une empreinte subtile sur le CMB. Il est bien connu que le CMB a des irrégularités. Certaines des fluctuations du CMB étaient à peu près régulièrement espacées, en raison de l'effet des oscillations acoustiques baryoniques . En théorie, les neutrinos découplés auraient dû avoir un très faible effet sur la phase des différentes fluctuations du CMB.

En 2015, il a été signalé que de tels changements avaient été détectés dans le CMB. De plus, les fluctuations correspondaient à des neutrinos de presque exactement la température prédite par la théorie du Big Bang ( 1,96 ± 0,02K par rapport à une prédiction de 1,95K), et exactement trois types de neutrinos, le même nombre de saveurs de neutrinos prédit par le modèle standard.

Formation possible de trous noirs primordiaux

Peut avoir eu lieu environ 1 seconde après le Big Bang

Les trous noirs primordiaux sont un type hypothétique de trou noir proposé en 1966, qui pourrait s'être formé pendant l' ère dite dominée par les radiations , en raison des densités élevées et des conditions inhomogènes au cours de la première seconde du temps cosmique. Des fluctuations aléatoires pourraient conduire à ce que certaines régions deviennent suffisamment denses pour subir un effondrement gravitationnel, formant des trous noirs. Les compréhensions et les théories actuelles imposent des limites strictes à l'abondance et à la masse de ces objets.

Typiquement, la formation d'un trou noir primordial nécessite des contrastes de densité (variations régionales de la densité de l'univers) d'environ  (10%), où est la densité moyenne de l'univers. Plusieurs mécanismes pourraient produire des régions denses répondant à ce critère au début de l'univers, notamment le réchauffement, les transitions de phase cosmologiques et (dans ce qu'on appelle les « modèles d'inflation hybrides ») l'inflation des axions. Étant donné que les trous noirs primordiaux ne se sont pas formés à partir de l'effondrement gravitationnel stellaire , leurs masses peuvent être bien inférieures à la masse stellaire (~2 × 10 33  g). Stephen Hawking a calculé en 1971 que les trous noirs primordiaux pouvaient avoir une masse aussi faible que 10 -5  g. Mais ils peuvent avoir n'importe quelle taille, donc ils pourraient aussi être grands, et peuvent avoir contribué à la formation de galaxies .

L'époque de Lepton

Entre 1 seconde et 10 secondes après le Big Bang

La majorité des hadrons et des anti-hadrons s'annihilent à la fin de l'époque hadronique, laissant les leptons (comme l' électron , les muons et certains neutrinos) et les antileptons, dominant la masse de l'univers.

L'époque leptonique suit un chemin similaire à celui de l'époque hadronique précédente. Initialement, les leptons et les antileptons sont produits par paires. Environ 10 secondes après le Big Bang, la température de l'univers chute au point où les nouvelles paires lepton-antilepton ne sont plus créées et la plupart des leptons et des antileptons restants se sont rapidement anéantis, donnant naissance à des paires de photons de haute énergie, et laissant un petit résidu de leptons non annihilés.

Époque du photon

Entre 10 secondes et 370 000 ans après le Big Bang

Après que la plupart des leptons et des antileptons aient été annihilés à la fin de l'époque des leptons, la majeure partie de la masse-énergie dans l'univers est laissée sous forme de photons. (Une grande partie du reste de sa masse-énergie est sous forme de neutrinos et d'autres particules relativistes .) Par conséquent, l'énergie de l'univers et son comportement global sont dominés par ses photons. Ces photons continuent d'interagir fréquemment avec des particules chargées, c'est-à-dire des électrons, des protons et (éventuellement) des noyaux. Ils continuent à le faire pendant environ les 370 000 prochaines années.

Nucléosynthèse des éléments légers

Entre 2 minutes et 20 minutes après le Big Bang

Entre 2 et 20 minutes environ après le Big Bang, la température et la pression de l'univers ont permis la fusion nucléaire, donnant naissance à des noyaux de quelques éléments légers au-delà de l'hydrogène (« nucléosynthèse du Big Bang »). Environ 25 % des protons et tous les neutrons fusionnent pour former du deutérium, un isotope de l'hydrogène, et la majeure partie du deutérium fusionne rapidement pour former de l'hélium-4.

Les noyaux atomiques se délieront (se sépareront) facilement au-dessus d'une certaine température, liée à leur énergie de liaison. A partir de 2 minutes environ, la baisse de température signifie que le deutérium ne se délie plus, et est stable, et à partir d'environ 3 minutes, l'hélium et les autres éléments formés par la fusion du deutérium ne se délient plus et sont stables non plus.

La courte durée et la baisse de température signifient que seuls les processus de fusion les plus simples et les plus rapides peuvent se produire. Seules d'infimes quantités de noyaux au-delà de l'hélium sont formées, car la nucléosynthèse d'éléments plus lourds est difficile et nécessite des milliers d'années, même dans les étoiles. De petites quantités de tritium (un autre isotope de l'hydrogène) et de béryllium -7 et -8 sont formées, mais celles-ci sont instables et sont rapidement perdues à nouveau. Une petite quantité de deutérium est laissée non fusionnée en raison de la très courte durée.

Par conséquent, les seuls nucléides stables créés à la fin de la nucléosynthèse du Big Bang sont le protium (noyau proton/hydrogène unique), le deutérium, l'hélium-3, l'hélium-4 et le lithium-7 . En masse, la matière résultante est d'environ 75 % de noyaux d'hydrogène, 25 % de noyaux d'hélium et peut-être 10 -10 en masse de lithium-7. Les prochains isotopes stables les plus courants produits sont le lithium-6 , le béryllium-9, le bore-11 , le carbone , l' azote et l' oxygène ("CNO"), mais ceux-ci ont prédit des abondances comprises entre 5 et 30 parties en 10 15 en masse, ce qui les rend essentiellement indétectable et négligeable.

Les quantités de chaque élément léger dans l'univers primitif peuvent être estimées à partir d'anciennes galaxies et constituent une preuve solide du Big Bang. Par exemple, le Big Bang devrait produire environ 1 neutron pour 7 protons, permettant à 25 % de tous les nucléons d'être fusionnés en hélium-4 (2 protons et 2 neutrons sur 16 nucléons), et c'est la quantité que nous trouvons aujourd'hui, et bien plus que ce qui peut être facilement expliqué par d'autres processus. De même, le deutérium fusionne extrêmement facilement ; toute explication alternative doit également expliquer comment les conditions existaient pour la formation du deutérium, mais ont également laissé une partie de ce deutérium non fusionnée et non immédiatement fusionnée à nouveau en hélium. Toute alternative doit également expliquer les proportions des différents éléments légers et leurs isotopes. Quelques isotopes, tels que le lithium-7, se sont révélés présents en quantités différentes de la théorie, mais au fil du temps, ces différences ont été résolues par de meilleures observations.

Domination de la matière

47 000 ans après le Big Bang

Jusqu'à présent, la dynamique et le comportement à grande échelle de l'univers étaient principalement déterminés par le rayonnement, c'est-à-dire les constituants qui se déplacent de manière relativiste (à la vitesse de la lumière ou presque), tels que les photons et les neutrinos. Au fur et à mesure que l'univers se refroidit, à partir d'environ 47 000 ans (décalage vers le rouge z  = 3600), le comportement à grande échelle de l'univers devient plutôt dominé par la matière. Cela se produit parce que la densité énergétique de la matière commence à dépasser à la fois la densité énergétique du rayonnement et la densité énergétique du vide. Vers 47 000 ans ou peu après, les densités de matière non relativiste (noyaux atomiques) et de rayonnement relativiste (photons) deviennent égales, la longueur de Jeans , qui détermine les plus petites structures pouvant se former (en raison de la compétition entre l'attraction gravitationnelle et les effets de pression) , commence à baisser et les perturbations, au lieu d'être effacées par le rayonnement libre , peuvent commencer à augmenter en amplitude.

Selon le modèle Lambda-CDM , à ce stade, la matière dans l'univers est d'environ 84,5% de matière noire froide et 15,5% de matière "ordinaire". Il existe des preuves accablantes que la matière noire existe et domine notre univers, mais comme la nature exacte de la matière noire n'est toujours pas comprise, la théorie du Big Bang ne couvre actuellement aucune étape de sa formation.

A partir de ce moment, et pour plusieurs milliards d'années à venir, la présence de matière noire accélère la formation de structure dans notre univers. Dans l'univers primitif, la matière noire se rassemble progressivement en énormes filaments sous les effets de la gravité, s'effondrant plus rapidement que la matière ordinaire (baryonique) car son effondrement n'est pas ralenti par la pression de radiation . Cela amplifie les inhomogénéités infimes (irrégularités) dans la densité de l'univers qui ont été laissées par l'inflation cosmique. Au fil du temps, les régions légèrement plus denses deviennent plus denses et les régions légèrement raréfiées (plus vides) deviennent plus raréfiées. La matière ordinaire finit par se rassembler plus rapidement qu'elle ne le ferait autrement, en raison de la présence de ces concentrations de matière noire.

Les propriétés de la matière noire qui lui permettent de s'effondrer rapidement sans pression de rayonnement signifient également qu'elle ne peut pas non plus perdre d' énergie par rayonnement. La perte d'énergie est nécessaire pour que les particules s'effondrent en structures denses au-delà d'un certain point. Par conséquent, la matière noire s'effondre en filaments et halos énormes mais diffus, et non en étoiles ou planètes. La matière ordinaire, qui peut perdre de l'énergie par rayonnement, forme des objets denses et aussi des nuages ​​de gaz lorsqu'elle s'effondre.

Recombinaison, découplage de photons et fond diffus cosmologique (CMB)

Image WMAP de 9 ans du rayonnement de fond de micro-ondes cosmique (2012). Le rayonnement est isotrope à environ une partie sur 100 000.

Environ 370 000 ans après le Big Bang, deux événements connectés se sont produits : la fin de la recombinaison et le découplage des photons . La recombinaison décrit les particules ionisées qui se combinent pour former les premiers atomes neutres, et le découplage fait référence aux photons libérés ("découplés") lorsque les atomes nouvellement formés s'installent dans des états d'énergie plus stables.

Juste avant la recombinaison, la matière baryonique dans l'univers était à une température où elle formait un plasma ionisé chaud. La plupart des photons de l'univers interagissaient avec les électrons et les protons et ne pouvaient pas parcourir des distances importantes sans interagir avec des particules ionisées. En conséquence, l'univers était opaque ou « brumeux ». Bien qu'il y ait eu de la lumière, il n'était pas possible de voir, et nous ne pouvons pas non plus observer cette lumière à travers des télescopes.

À partir d'environ 18 000 ans, l'univers s'est refroidi à un point où les électrons libres peuvent se combiner avec des noyaux d' hélium pour former He+
atomes. Les noyaux d'hélium neutre commencent alors à se former vers 100 000 ans, avec un pic de formation d'hydrogène neutre vers 260 000 ans. Ce processus est connu sous le nom de recombinaison. Le nom est légèrement inexact et est donné pour des raisons historiques : en fait, les électrons et les noyaux atomiques se combinaient pour la première fois.

Vers 100 000 ans, l'univers s'était suffisamment refroidi pour que l'hydrure d'hélium , la première molécule, se forme. En avril 2019, cette molécule a été annoncée pour la première fois avoir été observée dans l'espace interstellaire, dans NGC 7027 , une nébuleuse planétaire au sein de notre galaxie. (Beaucoup plus tard, l'hydrogène atomique a réagi avec l'hydrure d'hélium pour créer de l'hydrogène moléculaire, le carburant nécessaire à la formation des étoiles .)

La combinaison directe dans un état de faible énergie (état fondamental) est moins efficace, donc ces atomes d'hydrogène se forment généralement avec les électrons toujours dans un état de haute énergie, et une fois combinés, les électrons libèrent rapidement de l'énergie sous la forme d'un ou plusieurs photons lorsqu'ils transition vers un état de basse énergie. Cette libération de photons est connue sous le nom de découplage de photons. Certains de ces photons découplés sont capturés par d'autres atomes d'hydrogène, le reste reste libre. À la fin de la recombinaison, la plupart des protons de l'univers ont formé des atomes neutres. Ce changement de particules chargées en particules neutres signifie que le libre parcours moyen des photons peut voyager avant que la capture ne devienne effectivement infinie, de sorte que tous les photons découplés qui n'ont pas été capturés peuvent voyager librement sur de longues distances (voir diffusion Thomson ). L'univers est devenu transparent à la lumière visible , aux ondes radio et aux autres rayonnements électromagnétiques pour la première fois de son histoire.

Le fond de cette boîte se rapproche de la couleur d' origine 4000 K des photons libérés lors du découplage, avant qu'ils ne deviennent décalés vers le rouge pour former le fond cosmique des micro-ondes . L'univers entier serait apparu comme un brouillard brillant d'une couleur similaire à celle-ci et d'une température de 4000 K, à l'époque.

Les photons libérés par ces atomes d'hydrogène nouvellement formés avaient initialement une température/énergie d'environ ~ 4000 K . Cela aurait été visible à l'œil nu sous la forme d'une couleur jaune pâle/orange, ou d'une couleur blanche "douce". Au cours des milliards d'années depuis le découplage, au fur et à mesure que l'univers s'est agrandi, les photons ont été décalés vers le rouge de la lumière visible aux ondes radio (rayonnement micro-ondes correspondant à une température d'environ 2,7 K). Le décalage vers le rouge décrit les photons acquérant des longueurs d'onde plus longues et des fréquences plus basses au fur et à mesure que l'univers s'étendait sur des milliards d'années, de sorte qu'ils passaient progressivement de la lumière visible aux ondes radio. Ces mêmes photons peuvent encore être détectés sous forme d'ondes radio aujourd'hui. Ils forment le fond diffus cosmologique et fournissent des preuves cruciales de l'univers primitif et de son développement.

À peu près au même moment que la recombinaison, les ondes de pression existantes dans le plasma électron-baryon - appelées oscillations acoustiques baryoniques - se sont intégrées dans la distribution de la matière lors de sa condensation, donnant lieu à une très légère préférence dans la distribution des objets à grande échelle. Par conséquent, le fond diffus cosmologique est une image de l'univers à la fin de cette époque, y compris les minuscules fluctuations générées lors de l'inflation (voir l' image WMAP de 9 ans ), et la propagation d'objets tels que les galaxies dans l'univers est une indication de la l'échelle et la taille de l'univers tel qu'il s'est développé au fil du temps.

L'âge des ténèbres et l'émergence de structures à grande échelle

370 000 à environ 1 milliard d'années après le Big Bang

Temps sombres

Après recombinaison et découplage, l'univers était transparent et s'était suffisamment refroidi pour permettre à la lumière de parcourir de longues distances, mais il n'y avait pas de structures productrices de lumière telles que les étoiles et les galaxies. Les étoiles et les galaxies se forment lorsque des régions denses de gaz se forment en raison de l'action de la gravité, et cela prend beaucoup de temps dans une densité de gaz presque uniforme et à l'échelle requise, on estime donc que les étoiles n'existaient pas pendant peut-être des centaines des millions d'années après la recombinaison.

Cette période, connue sous le nom d'âge des ténèbres, a commencé environ 370 000 ans après le Big Bang. Au cours de l'âge des ténèbres, la température de l'univers s'est refroidie d'environ 4000 K à environ 60 K (3727 °C à environ -213 °C), et seules deux sources de photons existaient : les photons libérés lors de la recombinaison/découplage (sous forme d'hydrogène neutre atomes formés), que nous pouvons encore détecter aujourd'hui comme le fond diffus cosmologique (CMB), et les photons libérés occasionnellement par des atomes d'hydrogène neutres, connus sous le nom de raie de spin de 21 cm de l'hydrogène neutre . La raie de spin de l'hydrogène se situe dans la gamme de fréquences des micro-ondes, et en 3 millions d'années, les photons du CMB se sont déplacés vers le rouge de la lumière visible vers l' infrarouge ; depuis cette époque jusqu'aux premières étoiles, il n'y avait pas de photons de lumière visible. À part peut-être quelques rares anomalies statistiques, l'univers était vraiment sombre.

La première génération d'étoiles, connue sous le nom d'étoiles de la population III , s'est formée quelques centaines de millions d'années après le Big Bang. Ces étoiles ont été la première source de lumière visible dans l'univers après recombinaison. Les structures peuvent avoir commencé à émerger vers 150 millions d'années, et les premières galaxies ont émergé vers 380 à 700 millions d'années. (Nous n'avons pas d'observations séparées d'étoiles individuelles très anciennes ; les premières étoiles observées sont découvertes en tant que participants à des galaxies très anciennes.) Au fur et à mesure de leur émergence, l'âge des ténèbres s'est progressivement terminé. Parce que ce processus était graduel, l'âge des ténèbres ne s'est complètement terminé que vers 1 milliard d'années, lorsque l'univers a pris son apparence actuelle.

Un effort d'observation est également en cours pour détecter le faible rayonnement de la ligne de spin de 21 cm, car il s'agit en principe d'un outil encore plus puissant que le fond diffus cosmologique pour l'étude de l'univers primitif.

"Epoque habitable" spéculative

c. 10 à 17 millions d'années après le Big Bang

Pendant environ 6,6 millions d'années, soit environ 10 à 17 millions d'années après le Big Bang (décalage vers le rouge 137-100), la température de fond se situait entre 273-373 K (0-100 °C), une température compatible avec l' eau liquide et biologique commune. réactions chimiques . Abraham Loeb (2014) a émis l'hypothèse que la vie primitive aurait en principe pu apparaître au cours de cette fenêtre, qu'il a appelée « l'époque habitable de l'Univers primitif ». Loeb soutient que la vie à base de carbone aurait pu évoluer dans une poche hypothétique de l'univers primitif qui était suffisamment dense à la fois pour générer au moins une étoile massive qui libère ensuite du carbone dans une supernova, et qui était également suffisamment dense pour générer une planète. (De telles poches denses, si elles avaient existé, auraient été extrêmement rares.) La vie aurait également nécessité un différentiel de chaleur, plutôt qu'un simple rayonnement de fond uniforme ; cela pourrait être fourni par l'énergie géothermique naturelle. Une telle vie serait probablement restée primitive ; il est hautement improbable que la vie intelligente ait eu suffisamment de temps pour évoluer avant que les océans hypothétiques ne gèlent à la fin de l'époque habitable.

Les premières structures et étoiles émergent

Environ 150 millions à 1 milliard d'années après le Big Bang
Les champs ultra-profonds de Hubble présentent souvent des galaxies d'une époque ancienne qui nous disent à quoi ressemblait le début de l'ère stellifère
Une autre image de Hubble montre une galaxie naissante se formant à proximité, ce qui signifie que cela s'est produit très récemment à l'échelle de temps cosmologique. Cela montre que la formation de nouvelles galaxies dans l'univers est toujours en cours.

La matière dans l'univers est d'environ 84,5% de matière noire froide et 15,5% de matière "ordinaire". Depuis le début de l'ère dominée par la matière, la matière noire s'est progressivement accumulée en énormes filaments étalés (diffus) sous l'effet de la gravité. La matière ordinaire finit par se rassembler plus rapidement qu'elle ne le ferait autrement, en raison de la présence de ces concentrations de matière noire. Il est également légèrement plus dense à des distances régulières en raison des premières oscillations acoustiques baryoniques (BAO) qui se sont intégrées à la distribution de la matière lorsque les photons se sont découplés. Contrairement à la matière noire, la matière ordinaire peut perdre de l'énergie par de nombreuses voies, ce qui signifie qu'en s'effondrant, elle peut perdre l'énergie qui la maintiendrait autrement à part, et s'effondrer plus rapidement et prendre des formes plus denses. La matière ordinaire se rassemble là où la matière noire est plus dense, et à ces endroits, elle s'effondre en nuages ​​de gaz principalement d'hydrogène. Les premières étoiles et galaxies se forment à partir de ces nuages. Là où de nombreuses galaxies se sont formées, des amas et des superamas de galaxies finiront par apparaître. De grands vides avec peu d'étoiles se développeront entre eux, marquant l'endroit où la matière noire est devenue moins courante.

Les horaires exacts des premières étoiles, galaxies, trous noirs supermassifs et quasars, ainsi que les horaires de début et de fin et la progression de la période connue sous le nom de réionisation , font toujours l'objet de recherches actives, avec de nouvelles découvertes publiées périodiquement. En 2019, les premières galaxies confirmées datent d'environ 380 à 400 millions d'années (par exemple GN-z11 ), suggérant une condensation étonnamment rapide des nuages ​​de gaz et des taux de natalité stellaires, ainsi que des observations de la forêt Lyman-alpha et d'autres changements de la lumière de les objets anciens permettent de réduire le moment de la réionisation et sa fin éventuelle. Mais ce sont tous encore des domaines de recherche active.

La formation des structures dans le modèle du Big Bang se déroule de manière hiérarchique, en raison de l'effondrement gravitationnel, avec des structures plus petites se formant avant les plus grandes. Les premières structures à se former sont les premières étoiles (connues sous le nom d'étoiles de la population III), les galaxies naines et les quasars (qui sont considérés comme des galaxies brillantes et actives contenant un trou noir supermassif entouré d'un disque d'accrétion de gaz en spirale ). Avant cette époque, l'évolution de l'univers pouvait être comprise par la théorie des perturbations cosmologiques linéaires : c'est-à-dire que toutes les structures pouvaient être comprises comme de petites déviations par rapport à un univers parfaitement homogène. Ceci est relativement facile à étudier sur le plan informatique. À ce stade, des structures non linéaires commencent à se former et le problème de calcul devient beaucoup plus difficile, impliquant, par exemple, des simulations à N corps avec des milliards de particules. La simulation cosmologique du Bolchoï est une simulation de haute précision de cette époque.

Ces étoiles de Population III sont également responsables de la transformation des quelques éléments légers qui se sont formés lors du Big Bang (hydrogène, hélium et petites quantités de lithium) en de nombreux éléments plus lourds. Ils peuvent être énormes ou peut-être petits et non métalliques (pas d'éléments à l'exception de l'hydrogène et de l'hélium). Les étoiles les plus grosses ont une durée de vie très courte par rapport à la plupart des étoiles de la séquence principale que nous voyons aujourd'hui, elles finissent donc généralement par brûler leur carburant à base d'hydrogène et explosent en supernovae après à peine des millions d'années, semant l'univers avec des éléments plus lourds au fil des générations. Ils marquent le début de l'ère stellifère.

Jusqu'à présent, aucune étoile de la population III n'a été trouvée, donc notre compréhension est basée sur des modèles informatiques de leur formation et de leur évolution. Heureusement, les observations du rayonnement de fond cosmique micro-ondes peuvent être utilisées à ce jour lorsque la formation des étoiles a véritablement commencé. L'analyse de ces observations faites par le télescope spatial à micro-ondes Planck en 2016 a conclu que la première génération d'étoiles pourrait s'être formée environ 300 millions d'années après le Big Bang.

La découverte en octobre 2010 d' UDFy-38135539 , la première galaxie observée à avoir existé au cours de l' époque de réionisation suivante , nous donne une fenêtre sur ces temps. Par la suite, Rychard J. Bouwens et Garth D. Illingworth de l' Université de Leiden de l'UC Observatories/Lick Observatory ont découvert que la galaxie UDFj-39546284 était encore plus ancienne, à une époque quelque 480 millions d'années après le Big Bang ou environ à mi-chemin de l'âge des ténèbres 13,2 milliards il y a des années. En décembre 2012, les premières galaxies candidates datant d'avant la réionisation ont été découvertes, lorsque les galaxies UDFy-38135539, EGSY8p7 et GN-z11 se trouvaient environ 380-550 millions d'années après le Big Bang, il y a 13,4 milliards d'années et à une distance d'environ 32 milliards d'années-lumière (9,8 milliards de parsecs).

Les quasars fournissent des preuves supplémentaires de la formation précoce de la structure. Leur lumière montre des preuves d'éléments tels que le carbone, le magnésium , le fer et l'oxygène. C'est la preuve qu'au moment où les quasars se sont formés, une phase massive de formation d'étoiles avait déjà eu lieu, comprenant suffisamment de générations d'étoiles de la population III pour donner naissance à ces éléments.

Réionisation

Au fur et à mesure que les premières étoiles, galaxies naines et quasars se forment, le rayonnement intense qu'elles émettent réionise une grande partie de l'univers environnant ; la séparation des atomes d'hydrogène neutres en un plasma d'électrons et de protons libres pour la première fois depuis la recombinaison et le découplage.

La réionisation est mise en évidence à partir d'observations de quasars. Les quasars sont une forme de galaxie active et les objets les plus lumineux observés dans l'univers. Les électrons dans l'hydrogène neutre ont des modèles spécifiques de photons absorbants, liés aux niveaux d'énergie des électrons et appelés la série de Lyman . L'hydrogène ionisé n'a pas de niveaux d'énergie électronique de ce type. Par conséquent, la lumière traversant l'hydrogène ionisé et l'hydrogène neutre présente des raies d'absorption différentes. De plus, la lumière aura voyagé pendant des milliards d'années pour nous atteindre, de sorte que toute absorption par l'hydrogène neutre aura été décalée vers le rouge de quantités variables, plutôt que d'une quantité spécifique, indiquant quand cela s'est produit. Ces caractéristiques permettent d'étudier l'état d'ionisation à de nombreux moments différents dans le passé. Ils montrent que la réionisation a commencé sous la forme de "bulles" d'hydrogène ionisé qui sont devenues plus grosses avec le temps. Ils montrent également que l'absorption était due à l'état général de l'univers (le milieu intergalactique ) et non au passage à travers des galaxies ou d'autres zones denses. La réionisation a peut-être commencé à se produire dès z = 16 (250 millions d'années de temps cosmique) et s'est achevée vers z  = 9 ou 10 (500 millions d'années) avant de diminuer progressivement et de se terminer probablement vers z  = 5 ou 6 (1 milliard d'années) à la fin de l'ère des étoiles et des quasars de la population III - et de leur rayonnement intense - et l'hydrogène ionisé est progressivement revenu à des atomes neutres.

Ces observations ont réduit la période de temps pendant laquelle la réionisation a eu lieu, mais la source des photons qui ont provoqué la réionisation n'est toujours pas complètement certaine. Pour ioniser l'hydrogène neutre, une énergie supérieure à 13,6 eV est requise, ce qui correspond à des photons ultraviolets d'une longueur d'onde de 91,2 nm ou moins, ce qui implique que les sources doivent avoir produit une quantité importante d'énergie ultraviolette et supérieure. Les protons et les électrons se recombinent si de l'énergie n'est pas fournie en permanence pour les séparer, ce qui fixe également des limites au nombre de sources et à leur longévité. Avec ces contraintes, on s'attend à ce que les quasars et les étoiles et galaxies de première génération soient les principales sources d'énergie. Les principaux candidats actuels du plus significatif au moins significatif sont actuellement les étoiles de la population III (les premières étoiles) (peut-être 70 %), les galaxies naines (très petites galaxies de haute énergie) (peut-être 30 %) et une contribution des quasars (une classe de noyaux galactiques actifs ).

Cependant, à cette époque, la matière était devenue beaucoup plus étalée en raison de l'expansion continue de l'univers. Bien que les atomes d'hydrogène neutres aient été à nouveau ionisés, le plasma était beaucoup plus fin et diffus, et les photons étaient beaucoup moins susceptibles d'être diffusés. Bien qu'il ait été réionisé, l'univers est resté largement transparent pendant la réionisation. Alors que l'univers continuait à se refroidir et à s'étendre, la réionisation s'est progressivement terminée.

Galaxies, amas et superamas

Vue simulée par ordinateur de la structure à grande échelle d'une partie de l'univers d'environ 50 millions d'années-lumière de diamètre

La matière continue de se rassembler sous l'influence de la gravité, pour former des galaxies. Les étoiles de cette période, connues sous le nom d' étoiles de la population II , sont formées au début de ce processus, les étoiles plus récentes de la population I se formant plus tard. L'attraction gravitationnelle attire également progressivement les galaxies les unes vers les autres pour former des groupes, des amas et des superamas . Les observations de Hubble Ultra Deep Field ont identifié un certain nombre de petites galaxies fusionnant pour former de plus grandes, à 800 millions d'années de temps cosmique (il y a 13 milliards d'années). (Cette estimation d'âge est maintenant considérée comme légèrement surestimée).

À l'aide du télescope Keck II de 10 mètres sur le Mauna Kea, Richard Ellis de l'Institut de technologie de Californie à Pasadena et son équipe ont découvert six galaxies formant des étoiles à environ 13,2 milliards d'années-lumière et donc créées alors que l'univers n'avait que 500 millions d'années. Seulement une dizaine de ces objets extrêmement anciens sont actuellement connus. Des observations plus récentes ont montré que ces âges étaient plus courts qu'indiqué précédemment. La galaxie la plus éloignée observée en octobre 2016, GN-z11, a été signalée à 32 milliards d'années-lumière, une vaste distance rendue possible grâce à l'expansion de l'espace-temps ( z  = 11,1 ; distance de déplacement de 32 milliards d'années-lumière ; temps d'analyse de 13,4 milliards d'années).

L'univers tel qu'il apparaît aujourd'hui

L'univers est apparu à peu près de la même manière qu'aujourd'hui, pendant plusieurs milliards d'années. Il continuera à se ressembler pendant encore plusieurs milliards d'années dans le futur.

Sur la base de la science émergente de la nucléocosmochronologie , on estime que le disque mince galactique de la Voie lactée s'est formé il y a 8,8 ± 1,7 milliards d'années.

Ère dominée par l'énergie noire

À partir d'environ 9,8 milliards d'années après le Big bang

Depuis environ 9,8 milliards d'années de temps cosmique, le comportement à grande échelle de l'univers aurait progressivement changé pour la troisième fois de son histoire. Son comportement avait été à l'origine dominé par le rayonnement (constituants relativistes tels que les photons et les neutrinos) pendant les 47 000 premières années, et depuis environ 370 000 ans du temps cosmique, son comportement avait été dominé par la matière. Au cours de son ère dominée par la matière, l'expansion de l'univers avait commencé à ralentir, alors que la gravité freinait l'expansion initiale vers l'extérieur. Mais à partir d'environ 9,8 milliards d'années de temps cosmique, les observations montrent que l'expansion de l'univers cesse lentement de ralentir et recommence progressivement à accélérer.

Bien que la cause précise ne soit pas connue, l'observation est acceptée comme correcte par la communauté cosmologiste. La compréhension de loin la plus acceptée est que cela est dû à une forme d'énergie inconnue qui a reçu le nom d'« énergie noire ». "Sombre" dans ce contexte signifie qu'il n'est pas directement observé, mais ne peut actuellement être étudié qu'en examinant l'effet qu'il a sur l'univers. Des recherches sont en cours pour comprendre cette énergie noire. On pense maintenant que l'énergie noire est la plus grande composante de l'univers, car elle constitue environ 68,3 % de l'ensemble de l'énergie de masse de l'univers physique.

On pense que l'énergie noire agit comme une constante cosmologique - un champ scalaire qui existe dans tout l'espace. Contrairement à la gravité, les effets d'un tel champ ne diminuent pas (ou ne diminuent que lentement) à mesure que l'univers grandit. Alors que la matière et la gravité ont un effet plus important au départ, leur effet diminue rapidement à mesure que l'univers continue de s'étendre. Les objets dans l'univers, qui sont initialement perçus comme s'écartant à mesure que l'univers s'étend, continuent de s'éloigner, mais leur mouvement vers l'extérieur ralentit progressivement. Cet effet de ralentissement diminue à mesure que l'univers s'étend. Finalement, l'effet extérieur et répulsif de l'énergie noire commence à dominer l'attraction intérieure de la gravité. Au lieu de ralentir et peut-être de commencer à se déplacer vers l'intérieur sous l'influence de la gravité, à partir d'environ 9,8 milliards d'années de temps cosmique, l'expansion de l'espace commence à s'accélérer lentement vers l'extérieur à un rythme progressivement croissant .

Le futur lointain et le destin ultime

La durée de vie prédite de la séquence principale d'une étoile naine rouge en fonction de sa masse par rapport au Soleil

Il existe plusieurs scénarios concurrents pour l'évolution à long terme de l'univers. Lequel d'entre eux se produira, le cas échéant, dépend des valeurs précises des constantes physiques telles que la constante cosmologique, la possibilité de désintégration du proton , l' énergie du vide (c'est-à-dire l'énergie de l' espace « vide » lui-même), et la nature lois au-delà du modèle standard .

Si l'expansion de l'univers continue et qu'il reste dans sa forme actuelle, toutes les galaxies, sauf les plus proches, seront finalement emportées par l'expansion de l'espace à une vitesse telle que notre univers observable sera limité à notre propre galaxie locale liée gravitationnellement. grappe . À très long terme (après plusieurs milliers de milliards - des milliers de milliards - d'années, le temps cosmique), l'ère stellifère prendra fin, car les étoiles cesseront de naître et même les étoiles les plus anciennes mourront progressivement. Au-delà de cela, tous les objets de l'univers se refroidiront et (à l' exception peut-être des protons ) se décomposeront progressivement en leurs particules constitutives, puis en particules subatomiques et en photons de très bas niveau et autres particules fondamentales , par une variété de processus possibles.

En fin de compte, dans un futur extrême, les scénarios suivants ont été proposés pour le destin ultime de l'univers :

Scénario La description
Mort due à la chaleur Au fur et à mesure que l'expansion se poursuit, l'univers devient plus grand, plus froid et plus dilué ; avec le temps, toutes les structures finissent par se décomposer en particules subatomiques et en photons. Dans le cas d'une expansion métrique de l'espace indéfiniment continue, la densité d'énergie dans l'univers diminuera jusqu'à ce qu'après une durée estimée de 10 1000 ans, elle atteigne l'équilibre thermodynamique et qu'aucune structure ne soit plus possible. Cela ne se produira qu'après un temps extrêmement long car dans un premier temps, une partie (moins de 0,1%) de la matière s'effondrera dans des trous noirs , qui s'évaporeront ensuite extrêmement lentement via le rayonnement de Hawking . L'univers dans ce scénario cessera d'être capable de supporter la vie beaucoup plus tôt que cela, après environ 10 à 14 ans, lorsque la formation d'étoiles cessera. , §IID. Dans certaines théories de la grande unification , la désintégration du proton après au moins 10 34 ans convertira le gaz interstellaire restant et les restes stellaires en leptons (tels que les positons et les électrons) et en photons. Certains positons et électrons vont alors se recombiner en photons. , §IV, §VF. Dans ce cas, l'univers a atteint un état de haute entropie constitué d'un bain de particules et d'un rayonnement de faible énergie. On ne sait cependant pas s'il atteint finalement l'équilibre thermodynamique . , §VIB, VID. L'hypothèse d'une mort thermique universelle découle des idées des années 1850 de William Thomson (Lord Kelvin), qui a extrapolé la théorie classique de la chaleur et de l'irréversibilité (telle qu'incarnée dans les deux premières lois de la thermodynamique) à l'univers dans son ensemble.
Grande déchirure L'expansion de l'espace s'accélère et à un certain point devient si extrême que même les particules subatomiques et le tissu de l' espace - temps sont séparés et incapables d'exister. Pour toute valeur du contenu en énergie noire de l'univers où le rapport de pression négative est inférieur à -1, le taux d'expansion de l'univers continuera d'augmenter sans limite. Les systèmes liés par la gravitation, tels que les amas de galaxies, les galaxies et, finalement, le système solaire seront déchirés. Finalement, l'expansion sera si rapide qu'elle surmontera les forces électromagnétiques qui maintiennent les molécules et les atomes ensemble. Même les noyaux atomiques seront déchirés. Enfin, les forces et les interactions, même à l' échelle de Planck - la plus petite taille pour laquelle la notion d'"espace" a actuellement un sens - ne pourront plus se produire car le tissu de l'espace-temps lui-même est déchiré et l'univers tel que nous le connaissons se terminera par une singularité inhabituelle.
Gros craquement L'expansion finit par ralentir et s'arrêter, puis s'inverse à mesure que toute la matière accélère vers son centre commun. Actuellement considéré comme probablement incorrect. À l'inverse du scénario « Big Rip », l'expansion métrique de l'espace s'inverserait à un moment donné et l'univers se contracterait vers un état chaud et dense. Il s'agit d'un élément requis des scénarios d' univers oscillatoire , tels que le modèle cyclique , bien qu'un Big Crunch n'implique pas nécessairement un univers oscillatoire. Les observations actuelles suggèrent qu'il est peu probable que ce modèle de l'univers soit correct et que l'expansion se poursuivra ou même s'accélérera.
Instabilité du vide Effondrement des champs quantiques qui sous-tendent toutes les forces, particules et structures, sous une forme différente. La cosmologie a traditionnellement supposé un univers stable ou au moins métastable , mais la possibilité d'un faux vide dans la théorie quantique des champs implique que l'univers à n'importe quel moment de l'espace-temps pourrait s'effondrer spontanément dans un état d'énergie inférieur (voir la nucléation de bulles ), un plus stable ou « vrai vide », qui s'étendrait ensuite vers l'extérieur à partir de ce point avec la vitesse de la lumière.

L'effet serait que les champs quantiques qui sous-tendent toutes les forces, particules et structures, subiraient une transition vers une forme plus stable. De nouvelles forces et particules remplaceraient celles que nous connaissons actuellement, avec l'effet secondaire que toutes les particules, forces et structures actuelles seraient détruites et par la suite (si possible) se reformeraient en différentes particules, forces et structures.

Dans ce type d'échelle de temps extrême, des phénomènes quantiques extrêmement rares peuvent également se produire et il est extrêmement peu probable qu'ils soient observés sur une échelle de temps inférieure à des milliards d'années. Ceux-ci peuvent également conduire à des changements imprévisibles de l'état de l'univers qui ne seraient probablement pas significatifs sur une plus petite échelle de temps. Par exemple, sur une échelle de temps de millions de milliards d'années, les trous noirs pourraient sembler s'évaporer presque instantanément, des phénomènes de tunnel quantique peu communs sembleraient être communs et des phénomènes quantiques (ou autres) si improbables qu'ils pourraient se produire une seule fois sur mille milliards. années peuvent se produire plusieurs fois.

Voir également

Remarques

Les références

Bibliographie

Liens externes