Big Bang

Lo Big Bang (pus rarament la Granda Explosion) es un modèl cosmologic que considèra que l'Univèrs actuau es lo resultat de l'expansion e dau refrejament d'un Univèrs iniciau infinidament caud e dens. Aparegut dins lo corrent deis ans 1920-1930, aqueu modèl es una consequéncia dau desvolopament dei calculs relativistas e de lor aplicacion a l'evolucion de l'Univèrs. En despiech de contestacions vivas, s'es pauc a pauc impausat, especialament après la descubèrta d'elements permetent de confiermar l'existéncia de condicions de temperatura e de pression fòrça importantas dins l'Univèrs i a aperaquí 13,7 miliards d'ans. Uei, es acceptat per la màger part de la comunautat scientifica qu'a completat la teoria amb divèrseis apòrts destinats a adaptar lo modèl ais observacions pus recentas.

En particular, a partir de l'observacion dau fons cosmologic difüs, de la matèria visibla e de sa composicion, foguèt desvolopada una cronologia permetent de liar l'Univèrs actuau a la singularitat iniciala. Pasmens, en despiech de son nom de « Granda Explosion », aquela es pas considerada coma un fenomèn explosiu mai unicament coma una epòca de condensacion extrèma de l'Univèrs dins un espaci fòrça reduch. L'origina d'aquela singularitat es desconeguda.

Dins aquò, se lo Big Bang es un modèl popular, demòra contestat e presenta de limits per explicar certanei fenomèns. De mai, certaneis adaptacions prepausadas son basadas sus d'elements de descubrir ò fòrça mau coneguts coma l'energia sorna e la matèria sorna. Ansin, lo Big Bang e quauquei modèls alternatius son totjorn l'objècte de recèrcas importantas de part dei fisicians e deis astronòms.

Lo desvolopament dau modèl dau Big Bang es una consequéncia de l'aparicion de la teoria de la relativitat generala per Albert Einstein (1879-1955) en 1915. Venguèt alora possible de considerar l'Univèrs coma un sistèma fisica e de descriure son evolucion gràcias a la relativitat. Ansin, Einstein prepausèt un modèl, dich Univèrs d'Einstein, amb un Univèrs omogenèu e isotròp. Pasmens, l'aspècte pus important d'aquela teoria èra doas innovacions qu'aguèron una influéncia importanta sus la fisica de la premiera mitat dau sègle XX :

• l'òme i ocupava pas una plaça privilegiada.
• l'Univèrs èra estacionari.

Lo premier ponch suscitèt una oposicion fòrta de part deis organizacions religiosas e lo segond foguèt rapidament contestat per divèrseis observacions. Lei pus famosas foguèron aquelei realizats durant leis ans 1920 per l'astronóm estatsunidenc Edwin Hubble (1889-1953).

La premiera descubèrta importanta d'Hubble foguèt aquela de la natura extragalactica de certanei « nebulosas » (en realitat, de galaxias). Puei, descurbiguèt d'aqueleis objèctes d'alunchavan de la Via Lactèa amb una velocitat proporcionala a lor distància. Dich lèi de Hubble, aqueu fenomèn es uei considerat coma una pròva importanta de l'expansion de l'Univèrs^[1]. Ansin, tre leis ans 1920, l'idèa d'un Univèrs estacionari foguèt invalidada, çò que menèt au desvolopament d'idèas novèlas basadas sus un Univèrs en expansion dempuei de miliards d'ans.

En mai dei trabalhs d'Hubble, plusors fisicians desvolopèron de modèls relativistas d'un Univèrs en expansion. Lo premier foguèt probablament lo Rus Alexandre Friedmann (1888-1925). En junh de 1922, prepausèt una vision desprovesida dei constantas apondudas per Einstein per estabilizar l'Univèrs. Aquò lo menèt a definir una teoria basada sus un Univèrs en expansion eissit d'una singularitat iniciala^[2]. Pasmens, la personalitat pus importanta dins lo desvolopament dau modèl dau Big Bang es lo prèire bèlga Georges Lemaître (1894-1966). Tre 1927, analizèt lei mesuras realizadas per Hubble per definir en 1931 un modèl d'Univèrs en expansion eissit de « l'explosion » d'un « atòm primitiu ».

Lei trabalhs de Lemaître, situats en delà dei limits d'observacion dau periòde, foguèron l'objècte de criticas importantas. D'un caire, foguèron contestadas per de scientifics qu'èran ostils a son aspècte creacionista. Durant aquelei controvèrsia, lo fisician britanic Fred Hoyle (1915-2001) donèt lo nom de Big Bang a la teoria de Lemaître. Inicialament ironica, aquela apelacion favorizèt la difusion dau modèl au sen de la populacion e venguèt lo nom oficiau de la teoria.

Se la simplicitat dau modèl de Lemaître foguèt un dei factors explicant lo succès de la teoria dau Big Bang, de pròvas observacionalas sostenguèron sa difusion durant la segonda mitat dau sègle XX. La pus importanta foguèt la descubèrta dau fons cosmologic difús en 1964^[3][4]. Anticipat tre 1948^[5], aqueu fenomèn es un raionament electromagnetic relativament omogenèu que s'observa dins totei lei direccions de l'Univèrs. Leis autrei descripcions de l'Univèrs foguèron pas capablas d'explicar son existéncia, çò que menèt a lor invalidacion.

Dins lo corrent deis ans 1950, de reflexions sus l'origina deis elements quimics favorizèron tanben l'adopcion de teorias compatiblas amb lo Big Bang sus la bariogenèsi primordiala. Puei, durant leis ans 1960-1970, lei recèrcas menadas sus lei singularitats gravitacionalas per Roger Penrose (nascut en 1931), Stephen Hawking (1942-2018) ò George F. R. Ellis (nascut en 1939) permetèron d'afinar lo modèl e de l'integrar dins lo modèl estandard de la cosmologia.

Ansin, se lo Big Bang es totjorn regularament contestat per de fisicians prepausant de modèls novèus de descripcion de l'Univèrs, fa uei partida dei sòcles fondamentaus de la sciéncia modèrna. Sa capacitat d'explicar totei lei fenomèns coneguts a l'ora d'ara e d'integrar d'aspèctes novèus renfòrça aquela posicion. Pasmens, lei limits actuaus de la fisica permèton pas d'explicar d'un biais complèt l'origina e lo debanament dau Big Bang e deis etapas de formacion de l'Univèrs Observable. Lo modèl dau Big Bang es donc totjorn una teoria en construccion que pòu encara èsser l'objècte de modificacions importantas.

Lo fons cosmologic difüs (ò raionament fossil) es un raionament electromagnetic fòrça omogenèu observat dins totei lei direccions de l'espaci. Demostrada en 1964, son existéncia permetèt ai modèls cosmologics basats sus l'idèa de Big Bang de s'impausar car predisián l'emission d'un tau raionament termic a l'epòca de l'Univèrs primordiau.

Segon lo modèl estandard de la cosmologia, aqueu raionament foguèt emés aperaquí 380 000 ans après lo Big Bang quand l'Univèrs Observable èra pus pichon, pus dens e pus caud (de l'òrdre de 3 000-4 000 K). Refrejat e diluit per l'expansion de l'Univèrs, a desenant una temperatura fòrça bassa d'aperaquí 2,728 K^[6]. Es fòrça estudiat per leis astronòms car lei variacions pichonas de temperatura e d'intensitat permèton de collectar d'informacions importantas sus l'estructura e l'evolucion de l'Univèrs.

Après la descubèrta de l'interaccion fòrta e de son ròtle dins lei mecanismes de produccion d'energia se debanant dins leis estelas, se pausèt la question de l'abondància de cada element quimic dins l'Univèrs. Doas teorias principalas s'opausavan : la nucleosintèsi estellara e la nucleosintèsi primordiala. La premiera ipotèsi èra puslèu promouguda per lei partisans d'un Univèrs estacionari car, per mantenir l'Univèrs dins aquel estat, una produccion regulara d'idrogèn èra necessària. Au contrari, per lei tenents dau Big Bang, totei leis elements observats èran estats produchs durant la fasa densa de l'Univèrs primordiau.

Uei, lo modèl actuau emprunta d'elements ai doas teorias. Pasmens, aquelei basats sus lo Big Bang foguèron mai capables de s'adaptar ai constrenchas observadas per leis astronòms. Ansin, dins lo modèl estandard de la cosmologia, lei tres elements quimics pus leugiers foguèron produchs per la nucleosintèsi primordiala, la fasa de condensacion de la matèria que se debanèt durant lei premierei fasas dau refrejament de l'Univèrs. Puei, leis elements pus pesucs foguèron sintetizats per lei reaccions termonuclearas estellaras.

La darriera pròva observacionala en favor dei modèls basats sus lo Big Bang es lor capacitat d'explicar l'evolucion dei galaxias e la formacion progressiva deis estructuras astrofisicas observadas (galaxias, amàs de galaxias...). D'efiech, segon aquelei teorias, lei galaxias se son formadas après lo Big Bang. Durant aqueu procès, lei galaxias èran probablament somesas a d'interaccions nombrosas mai lei galaxias massisas èran raras. Puei, pauc a pauc, leis interaccions gravitacionalas menèron a la formacion d'objèctes pus importants per fusion de galaxias. Òr, aquelei previsions son a l'ora d'ara verificadas per leis observacions realizadas amb lei telescòpis pus poderós.

A l'ora d'ara, aperaquí 13,8 miliards d'ans après lo Big Bang, l'Univèrs es pauc dens e freg amb una densitat mejana de quauqueis atòms per mètre cubic e una temperatura mejana de 2,73 K. D'efiech, s'existís d'objèctes astronomics cauds coma leis estelas, aquelei còrs son separats per de distàncias immensas. Pasmens, l'observacion de l'Univèrs es una activitat importanta per leis astronòms car permet de collectar d'indicis sus son estat e sus son evolucion. Ansin, segon lei conoissenças actualas, leis estelas e lei galaxias èran ja fòrça nombrós mens de 500 milions d'ans lutz après lo Big Bang^[7].

380 000 ans après lo Big Bang, l'Univèrs aviá una temperatura mila còps pus superiora a sa temperatura actuala e una densitat un miliard de còps pus importanta. Dins aquelei condicions, leis estelas e lei galaxias existián pas encara. Pasmens, aquel instant marquèt lo començament de la propagacion de la lutz. D'efiech, durant lo periòde precedent, d'electrons liures empachavan la difusion dei fotons. La causa d'aqueu fenomèn es lo refrejament de l'Univèrs qu'auriez-vous menat à la recombinason entre leis electrons e lei nuclèus atomics per formar leis atòms. Per aquela rason, aquela epòca es dicha periòde de la recombinason.

Coma aquela èra correspond tanben a l'aparicion de la propagacion luminosa, es de còps dicha periòde de decoplatge de la matèria e dau raionament. Lo fons cosmologic difüs data probablament d'aqueleis instants.

De 3 minutas a 380 000 ans après lo Big Bang, l'Univèrs èra compausat d'un plasma d'electrons de nuclèus atomics. Lo procès de formacion dei premiers nuclèus atomics es dich nucleosintèsi primordiala. Auriá agut luòc entre 3 e 20 minutas après lo Big Bang gràcias au refrejament de l'Univèrs. D'efiech, quand la temperatura es passada en dessota de 0,1 MeV (siá aperaquí un miliard de kelvins, lei nucleons pòdon se combinar entre elei per formar de nuclèus atomics d'idrogèn, d'èli e de liti^[8].

La formacion de pareus electron-positron es un fenomèn qu'a luòc d'un biais espontanèu per una temperatura superiora a 0,5 MeV (siá aperaquí cinc miliards de kelvins). Aquelei pareus s'anihilan per de temperaturas inferioras. Ansin, la cronologia de l'Univèrs es marcada per un periòde d'anihilacion electron-positron que comencèt quand la temperatura passèt en dessota de cinc miliards de kelvins. La quasi totalitat dei pareus electron-positron dispareguèron durant aquel eveniment laissant un leugier excès d'electrons.

Avans la disparicion dei pareus electron-positron, l'etapa majora precedenta dau refrejament de l'Univèrs foguèt lo decoplatge dei neutrinòs. D'efiech, per de temperaturas de mai de 1 MeV (siá dètz miliards de kelvins), leis electrons, lei fotons e lei neutrinòs an d'interaccions multiplas. Pasmens, per de temperaturas pus feblas, aquò es pas lo cas e lo passatge a una temperatura inferiora veguèt donc la fin deis interaccions entre lei neutrinòs e leis electrons e lei fotons. Aqueu fenomèn foguèt probablament a l'origina de la creacion d'un fons cosmologic de neutrinòs que dèu èsser relativament similar au fons cosmologic difüs^[9].

La bariogenèsi es una fasa importanta qu'auriá agut luòc entre 10^-32 e 10^-12 s après lo Big Bang. Correspònd au periòde de formacion de la matèria. Lo tèrme vèn dau mot « barion » qu'es l'apelacion d'un important grop de particulas compausat la matèria. Durant aquela epòca, la temperatura de l'Univèrs èra probablament situada entre 10³ e 10¹⁶ GeV (siá 10¹⁶ a 10²⁹ K). Per de rasons desconegudas, aqueu periòde veguèt la disparicion de l'antimatèria qu'èra probablament presenta en quantitat egala a la matèria durant leis etapas precedentas de l'istòria de l'Univèrs. Segon lei diferentei teorias depintant lo Big Bang, la bariogenèsi foguèt tanben caracterizada per la separacion progressiva deis interaccions fondamentalas.

L'Èra de la Granda Unificacion correspònd a un periòde caracterizat per una temperatura de mai de 10¹⁶ GeV (siá 10²⁹ K). Segon lei teorias actualas, a una tala temperatura, lei fòrças electromagneticas, l'interaccion febla e l'interaccion fòrta serián unificadas au sen d'una meteissa fòrça. Pasmens, a l'ora d'ara, la fisica permetent de descriure aquela teoria de la Granda Unificacion existís pas.

L'inflacion cosmica es una etapa aponduda au modèl dau Big Bang au començament deis ans 1980 per explicar l'omogeneïtat de l'Univèrs Observable. S'existís d'autreis ipotèsis per explicar aqueu fenomèn (defauts topologics...), leis estudis menats sus la reparticion de la matèria dins l'Univèrs semblan renfòrçar la teoria de l'inflacion. Segon lei concepcions actualas, l'inflacion cosmica correspònd a un periòde d'aumentacion fòrça rapida dau volum de l'Univèrs. Durant aquela expansion, l'Univèrs èra probablament constituit d'energia mai son refrejament menèt a la formacion de particulas durant lei fasas finalas dau periòde. Pasmens, lei mecanismes aguent menat a aqueu fenomèn son encara l'objècte de debats importants.

L'èra de Planck correspònd a un periòde caracterizat per l'unificacion dei quatre interaccions fondamentalas (electromagnetisme, interaccion febla, interaccion fòrta, gravitacion). A l'ora d'ara, la fisica modèrna es pas capabla de descriure lei mecanismes que regisson un mitan d'aqueu tipe. Pasmens, la temperatura de l'Univèrs èra alora probablament superiora a la temperatura de Planck (1,417.10³² K). La durada d'aquela fasa es estimada a 10^-43 s. Seriá la seguida dirècta de la singularitat que marca l'aparicion de l'Univèrs.

La singularitat originala correspònd a un periòde brèu onte l'Univèrs èra infinidament caud e dens. Son origina e sa natura son totalament desconegudas. Pasmens, au contrari d'una opinicion frequenta eissida deis ans 1950-1960, representa pas l'explosion d'una particula ò d'un atòm primordiau. De mai, l'existéncia d'aquela singularitat es una consequéncia deis eqüacions de la relativitat generala. Pasmens, per afinar lo modèl, seriá necessari de tenir còmpte dei tres autreis interaccions fondamentalas.

Lei problemas de l'orizont e de la corbadura de l'Univèrs an una origina comuna. Vènon dau fach que l'Univèrs Observable ague un aspècte similar dins totei lei direccions. Òr, dins lo modèl actuau dau Big Bang, es pas simple d'explicar perqué lei caracteristicas dei galaxias son identicas dins totei lei regions conegudas de l'Univèrs.

Per resòuvre aqueu problema, una premiera teoria prepausa qu'una informacion sus l'estat de l'Univèrs ague poscut se propagar rapidament durant lei premierei fasas de l'istòria de l'Univèrs. Aquò permet d'imaginar que de regions alunchadas agan recebut d'informacions sufisentas per rendre possible l'establiment de configuracions semblablas. Pasmens, la teoria de la relativitat estipula que la velocitat de la lutz constituís un limit impossible de passar. Es donc complèx d'explicar coma l'informacion ague poscut èsser difusada. Una segonda ipotèsi assaia de contornejar lei dificultats pausadas per la relativitat. Per ela, l'expansion de l'Univèrs a luòc a un taus constant. Òr, dins aqueu cas, la distància entre doas regions de l'Univèrs aumenta d'un biais exponenciau e una region inicialament pichona e omogenèa pòu venir fòrça importanta. Un aspècte interessant d'aquela teoria es que l'Univèrs ansin format garda son omogeneïtat se son taus d'expansion càmbia. En revènge, segon lei conoissenças actualas, es necessari d'integrar una matèria encara desconeguda (amb una pression negativa) per acordar lo modèl amb leis observacions.

Lo problema de la corbadura es liat au fach que lo rai de corbadura de l'Univèrs aumenta mens rapidament que la talha de l'Univèrs Observable. Òr, dins l'estat actuala dei sabers, aquò es pas possible d'explicar aqueu fenomèn amb d'eqüacions considerant unicament un Univèrs emplit de matèria ordinària. Per o descriure, es tornarmai necessari d'introdurre l'existéncia d'una matèria atipica e desconeguda qu'auriá una pression negativa.

Segon la fisica dei particulas, l'expansion e lo refrejament de l'Univèrs dèvon entraïnar l'aparicion de particulas establas, susceptiblas d'èsser observadas. En particular, durant lei premierei fasas de l'existéncia de l'Univèrs Primordiala, un fenomèn, dich « transicion de fasa », auriá degut menar a l'aparicion de particulas pesucas (aperaquí 10¹⁵ còps la massa d'un proton) dichas « monopòls ». En causa de sa massa fòrça auta, aquelei particulas deurián donc tenir un ròtle important dins l'estructura de l'Univèrs. Òr, a l'ora d'ara, aquelei particulas son pas estats detectadas dins de proporcions significativas. Aquela abséncia constituís lo « problema dei monopòls ».

La fasa d'expansion accelerada au començament de l'existéncia de l'Univèrs, dicha inflacion cosmica, foguèt aponduda au modèl dau Big Bang per resòuvre aquela question. D'efiech, una expansion accelerada pòu permetre una dilucion importanta e rapida de la matèria e explicar l'abséncia de formacion de particulas pesucas. Plusors teorias existisson per depintar aqueu fenomèn. Son basadas sus l'existéncia d'un « camp escalar » qu'auriá dictat lo ritme de l'inflacion e empedís la formacion de particulas pesucas. Puei, aqueu camp seriá vengut instable, en causa de la talha de l'Univèrs, avans de se desintegrar.

Se leis observacions mòstran que l'Univèrs es omogenèu sus una gròssa distància, revèlan tanben l'existéncia d'eterogeneïtats sus de distàncias pus pichonas (galaxias, estelas, planetas...). La fisica modèrna depinta aisament la formacion d'eterogeneïtats a partir d'una pichona eterogeneïtat iniciala e de mecanismes implicant la fòrça gravitacionala. En revènge, explicar l'origina de l'eterogeneïtat primordiala es pas simple. De mai, per complicar mai lo fenomèn, la varietat deis eterogeneïtats rescontrats dins l'Univèrs seguís una lèi de distribucion precisa, dicha espèctre de Harrison-Zeldovitch.

L'introduccion de la fasa d'inflacion cosmica dins lo modèl dau Big Bang permetèt de prepausar una solucion a aqueu problema de la formacion deis estructuras. D'efiech, en aplicacion dau principi d'indeterminacion d'Heisenberg, l'inflacion presenta de fluctuacions quanticas. Segon la teoria dei perturbacions cosmologicas, aquelei fluctuacions aurián evolucionat per venir de variacions classicas de densitat. Lei modelizacions actualas de liar lei prediccions d'aqueu modèl ai fluctuacions dau fons cosmologic difüs. Ansin, la question de la formacion deis estructuras es venguda un argument fòrt en favor de l'existéncia de la fasa d'inflacion cosmica.

A l'ora d'ara, lo modèl dau Big Bang, maugrat lo nombre limitat de pròvas de sa validitat, a lei favors de la comunautat scientificas en causa de sa capacitat de provesir una bòna explicacion a un nombre fòrça important de fenomèns observats dins l'Univèrs, de son estetica e de son aspècte generalista. Pasmens, existís de modèls alternatius que son pas estats invalidats per lei conoissenças actualas. La teoria dei còrdas es sovent lor basa^[10]. Entre lei pus coneguts, es possible de citar :

• l'Univèrs ecpirotic es subretot una alternativa a l'inflacion cosmica. Segon eu, nòstre Univèrs seriá situat sus una « 3-brane », un objècte estendut en teoria dei còrdas. Tota la matèria e la lutz visiblas farián partida d'aquela brane e aurián pas la possibilitat de'n sortir. En parallèl, segon aquela teoria, l'Univèrs flotejariá, amb d'autreis univèrs, dins una mena de Super Univèrs. Dins una tala configuracion, de contactes entre branes serián possibles, çò qu'entraïnariá de transferiments d'energia considerables a l'origina d'un Big Bang^[11].
• lo pre-Big Bang es un modèl que considèra que l'istòria de l'Univèrs auriá començat avans la singularitat iniciala^[12]. Segon seis autors, es possible d'obtenir una distribucion de matèria identica a l'espèctre de Harrison-Zeldovitch en supausant que l'Univèrs en expansion actualament observat es lo resultat dau rebomb d'una fasa de contraccion. Una observacion pus precisa dau fons cosmologic difüs permetrà benlèu de detectar d'anisotropias particularas susceptiblas de confiermar aquela teoria.

• (en) Ralph A. Alpher e Robert Herman, "Reflections on Early Work on 'Big Bang' Cosmology", Physics Today, 1988, vol. 41, n° 8, pp. 24-34.
• (en) John D. Barrow, The Origin of the Universe, Weidenfeld & Nicolson, 1994.
• (fr) Martin Bojowald, L'univers en rebond. Avant le big-bang, Gallimard, coll. « Folio essais » (n° 575).
• (en) John C. Mather e John Boslough, The Very First Light: The True Inside Story of the Scientific Journey Back to the Dawn of the Universe, Basic Books, 1996.
• (fr) Hubert Reeves, Chronique des atomes et des galaxies, Seuil et France Culture, 2007.
• (fr) Marc Lachièze-Rey e Edgard Gunzig, Le Rayonnement cosmologique : Trace de l'Univers primordial, Masson, coll. « De caelo », 1995.
• (en) Charles H. Lineweaver e Tamara M. Davis, "Misconceptions about the Big Bang", Scientific American, 2005, vol. 292, n° 3, pp. 36–45.
• (en) Michael Riordan, e William A. Zajc, "The First Few Microseconds", Scientific American, 2006, vol. 294, n° 5. pp. 34–41.
• (fr) Richard Schaeffer, « La nucléosynthèse primordiale », in Marie-Odile Monchicourt (dir.), Chaos et Cosmos, Éditions Le Mail, 1986.
• (fr) Steven Weinberg (trad. Jean-Benoit Yelnik), Les Trois Premières Minutes de l'univers, Seuil, coll. « Point », 1978.