La nucléosynthèse
primordiale
Une centaine de
secondes après le Big Bang, l’Univers contient environ sept protons pour un
neutron. Les photons ont encore perdu de l’énergie et ne peuvent plus empêcher
protons et neutrons de s’associer de façon durable. C’est l’époque de la
nucléosynthèse primordiale, pendant laquelle apparaissent les premiers noyaux
complexes, en particulier l’hélium, et, dans des proportions moindres, le
deutérium et le lithium.
Le processus
commence avec environ 2 neutrons disponibles pour 14 protons, d’où l’on peut
déduire une proportion finale d’un noyau d’hélium pour 12 protons, soit, en
considérant plutôt la masse, 25 pour cent d’hélium et 75 pour cent d’hydrogène.
Cette composition chimique globale n’a guère changé depuis.
Le rayonnement
fossile observé par le satellite WMAP en 2003. Les variations de couleur
révèlent les fluctuations de la densité de matière à l’origine de la structure
actuelle de l’Univers. Crédit :NASA/WMAP
Les premiers
atomes
Après des
premières secondes plutôt mouvementées, l’évolution de l’Univers va se faire à
un rythme beaucoup plus lent. Le dernier événement majeur que l’on place encore
dans l’ère du Big Bang ne se produira qu’après 380 000 ans d’expansion, lorsque
la température de l’Univers atteint les 3000 degrés.
Jusqu’à ce point,
les photons possédaient une énergie suffisante pour détruire toute liaison qui
se serait mise en place entre un noyau et un électron. Ceci avait deux
conséquences : d’une part, la formation d’atomes stables était impossible,
d’autre part, les photons n’avaient qu’une durée de vie très limitée puisqu’ils
étaient absorbés par le premier atome venu.
Lorsque les
photons perdent leur pouvoir de nuisance, noyaux et électrons peuvent
finalement créer des liaisons durables et donner naissance à des ensembles
stables : les premiers atomes d’hydrogène et d’hélium. En même temps, comme les
photons n’interagissent plus guère, ils peuvent dorénavant se propager
librement et l’Univers devient en quelque sorte transparent.
Le rayonnement
fossile
La lumière
produite lorsque l’Univers avait 380 000 ans est toujours détectable de nos
jours. Du fait de l’expansion, sa température a depuis beaucoup baissé et n’est
plus que de 2,7 degrés au-dessus du zéro absolu. Son maximum d’intensité est
aujourd’hui concentré dans le domaine radio et plus précisément dans les
micro-ondes. Sa découverte, fortuite, fut l’oeuvre de deux ingénieurs
américains qui cherchaient à capter les signaux du premier satellite de
communication en 1965.
L’amas de galaxies
Abell 1689 observé par le télescope spatial en 2003. Toutes les grandes
structures de l’Univers doivent leur existence à d’infimes fluctuations de la
densité de matière primordiale. Crédit : NASA/HST
Des observations
très fines du rayonnement fossile ont été faites récemment par les satellites
COBE et WMAP, respectivement en 1992 et 2003. Elles ont montré que ce
rayonnement, bien que très homogène, présente d’infimes variations d’intensité
selon la direction d’observation. Ces différences d’intensité sont le résultat
de fluctuations dans la température du rayonnement, qui elles-mêmes
s’expliquent par des inégalités de la densité de l’Univers lors de l’apparition
des premiers atomes.
Ce sont ces
faibles fluctuations de la densité de matière qui, pendant les premiers
milliards d’années, offriront à la force gravitationnelle un point de départ
pour former des structures et donner ainsi naissance aux galaxies et aux amas
de galaxies.
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