Qu'est-ce que c'est que le Big Bang?

Eh bien, le Big Bang, de l'avis des astrophysiciens les plus compétents, et presque universellement, c'est le meilleur scénario de l'histoire du passé de l'Univers. Qu'est-ce qu'il dit? Eh bien, on peut le résumer en quelques idées simples:

Première idée: l'Univers n'a pas toujours existé. Il a, comme on dit, un âge. Cet âge est d'environ 15 milliards d'années. Les mesures les plus précises donnent un peu moins de 14 milliards d'années. Existera-t-il toujours? Les connaissances actuelles ne nous permettent pas de répondre à cette question. Le saurons-nous jamais? Personne ne peut le dire.

Seconde idée: l'Univers change avec le temps. Contrairement à ce que l'on a cru longtemps, pendant plusieurs milliers d'années, il n'est pas toujours égal à lui-même, il n'est pas toujours pareil, il est en évolution. L'Univers d'aujourd'hui est extraordinairement différent de l'Univers d'il y a 15 milliards d'années.

Les différence sont nombreuses. Je vais en mentionner quatre: l'Univers des premiers temps était beaucoup plus chaud, beaucoup plus dense, beaucoup plus lumineux, et aussi beaucoup moins organisé que celui d'aujourd'hui. Je détaillerai ces trois premières différences pendant la causerie d'aujourd'hui, et je parlerai de la dernière, la plus importante pour nous, bien sûr, dans la causerie de la semaine prochaine.

D'abord, sur le plan de la température, l'Univers contemporain est froid: la température moyenne, prise quelque part dans l'espace, entre les étoiles ou les galaxies, est d'environ 3 degrés absolus, c'est-à-dire moins 270 degrés Celsius. Sur notre planète, il fait plus chaud, et heureusement. C'est que nous sommes dans un lieu privilégié du cosmos, près d'une étoile, le Soleil, qui nous réchauffe. La vie n'aurait pas pu apparaître dans les grands froids des espaces intersidéraux.

À l'inverse, aux tous premiers temps du monde, la température atteignait des valeurs gigantesques: des milliards de milliards de milliards de degrés. Voilà une première différence.

Une seconde différence: l'Univers d'aujourd'hui est très peu dense. Il n'y a pas beaucoup de matière par unité de volume. Entre les galaxies, il y a environ cinq atomes par mètre cube. Pour donner une comparaison, dans l'air que je balaie de la main, il y a plus d'un milliard de milliards d'atomes par centimètre cube.

Aux tous premiers temps, la densité de matière est des milliers, des milliards de fois plus élevée que celle d'aujourd'hui.

Troisièmement, notre Univers est très peu lumineux. La nuit est noire. Le jour, il fait clair, bien sûr: parce que nous sommes près d'une étoile qui se lève le matin, et qui se couche tous les soirs. Mais, quand la nuit est tombée, nous sommes dans l'obscurité de l'espace; nous avons une meilleure idée de l'obscurité de ce grand espace.

Encore une fois, les tous premiers temps du cosmos sont très différents: à cette période, la lumière est éblouissante: c'est ce qui justifie ce fameux nom de Big Bang. Elle volatiliserait toute matière solide en un instant. On peut l'imaginer comme un grand flash détonant.

Voilà donc trois différences: Univers plus froid, plus raréfié, plus obscur.

Source: Hubert Reeves, Chroniques de France Culture (2003), www.hubertreeves.info/chroniques

Le rayonnement fossile

Nous revenons une fois encore à l'image du rayonnement fossile, qui nous montre l'aspect de l'Univers quand il avait 400 000 ans, et qu'il était porté à une température de 3000 degrés.

Cette image, obtenue une première fois en 1965, a été depuis ce temps maintes fois reprise. La toute dernière date de 2003. Grâce à un satellite nommé WMAP, elle nous révèle l'aspect du cosmos avec une résolution inégalée. Sur une surface équivalente à celle de la Terre, prise de l'espace, on distinguerait sans difficulté, sur le globe, les grandes îles de la Méditerranée telles que la Corse, la Sardaigne et la Sicile.

Un premier aspect remarquable de l'Univers, à cette époque, c'est l'homogénéité de la température. La température est la même partout, avec des variations qui ne dépassent pas un cent-millième sa valeur moyenne. Sur l'image, que nous avons obtenue grâce au satellite, ces fluctuations – artificiellement et fortement amplifiées – se présentent comme un fourmillement de points colorés, évoquant le pointillisme en matière picturale. En termes techniques, la matière, à cette époque, est extrêmement isotherme, contrairement à l'Univers d'aujourd'hui qui montre de très grandes variations de température, par exemple entre les étoiles, portées à des millions, voire des milliards de degrés, et l'espace intersidéral dont la température moyenne est de moins 270 degrés Celsius.

La densité de la matière, à cette époque, est d'environ cinq milliards d'atomes par mètre cube. Pour comparaison, à cause de l'expansion, elle n'est plus aujourd'hui, en moyenne, que de cinq atomes par mètre cube, soit une raréfaction d'un milliard de fois… Comme pour la température, les fluctuations de densité autour de la valeur moyenne sont également de l'ordre de un cent-millième.

Ce fourmillement de points nous révèle les lieux de naissance des amas de galaxies à venir. Les régions où la matière est plus dense que la moyenne (appelées communément des «sur-densités») sont, en quelque sorte, des germes autour desquels la matière environnante, attirée par la force de gravitation, va venir s'agglutiner, augmentant ainsi sa masse propre. Ainsi, par un effet «boule de neige», très lent au début, puis s'accélérant progressivement jusqu'à devenir une véritable avalanche, des régions de hautes densités vont se former dans un espace environnant qui se vide progressivement. S'affaissant ensuite sous leur propre poids, ces matières denses se fragmenteront pour donner naissance aux premières galaxies et aux premières étoiles. Se contractant encore davantage, ces étoiles se réchaufferont au point de pouvoir émettre de la lumière et, plus tard, devenir semblables aux étoiles de nos cieux actuels. On estime que les premières étoiles ont commencé à briller environ deux cent millions d'années après le Big Bang.

Il est émouvant de penser que l'image du rayonnement fossile nous montre en direct les germes de tout ce qui compose l'Univers d'aujourd'hui: les galaxies, les planètes, les étoiles, y sont virtuellement présentes…

Source: Hubert Reeves, Chroniques de France Culture (2005), www.hubertreeves.info/chroniques

Les particules élémentaires

Matière noire (Millenium Simulation)

Les unités de Planck

Le physicien Max Planck voulait définir une unité de temps qui ne soit pas rattachée à un phénomène local comme l'est, par exemple, l'année, qui se rapporte exclusivement à la Terre et au Soleil. Il y est parvenu en se référant à des propriétés fondamentales du cosmos: la gravité, la physique quantique, et la vitesse de la lumière. Cette unité de temps, appelée le temps de Planck, joue un rôle majeur dans toute la physique et en cosmologie. Sa valeur est de 10 e-43 secondes: un temps extrêmement court.

Cette unité sert à définir d'autres unités fondamentales de la nature:

• la longueur de Planck: c'est la distance que parcourt la lumière pendant le temps de Planck. Cette distance est environ un milliard de milliards de fois plus petite que le rayon des protons: elle est d'environ 10 e-33 centimètres.

• la masse de Planck: toujours à partir de ces propriétés de la matière, on peut définir une unité de masse. On obtient environ 40 microgrammes. Ce n'est pas une si petite unité à notre échelle: les petits grains de sable ont à peu près cette masse.

• la température de Planck: elle est de dix mille milliards de milliards de degrés (10 e22 degrés), «un» avec vingt-deux zéros, des milliers de milliards de fois plus élevée que la température des étoiles les plus chaudes.

Quel sens peut-on donner à ces unités? Posons-nous la question: peut-on diviser l'espace en unités toujours plus petites: millimètres, microns, nanomètres, et ainsi de suite? En principe, rien ne nous empêche. Mais quel sens pratique cela peut-il avoir? Pourrait-il exister des particules aussi petites? Des événements peuvent-ils être confinés dans des espaces aussi restreints? Ou bien existe-t-il une limite concrète à la division de l'espace? Et une limite à la division du temps?

La définition du temps de Planck nous fait toucher du doigt une des difficultés fondamentales de notre physique contemporaine: nous n'avons pas de théorie apte à décrire le comportement d'atomes soumis à une force de gravité très intense.

En d'autres mots, il n'existe pas de théorie quantique de la gravité. Résultat net: nous ne savons même pas si les notions de temps, d'espace et d'énergie ont encore un sens au-delà de ces valeurs limites qui sont données par les unités de Planck. Est-ce que ces concepts sont encore utilisables? Peuvent-ils encore servir à décrire la réalité?

De grands efforts sont effectués par des physiciens théoriciens pour combler cette lacune, et arriver à comprendre comment la gravité, la physique quantique, peuvent s'harmoniser dans le cadre d'une Théorie encore plus générale de la Relativité. Beaucoup d'espoirs ont été placés du côté de la théorie des supercordes. Mais la confirmation par l'expérimentation de la valeur de cette théorie reste encore à venir.

Source: Hubert Reeves, Chroniques de France Culture (2005), www.hubertreeves.info/chroniques

Le mur de Planck

Nous nous questionnons sur le sens physique des unités de temps, d'espace et d'énergie, définies par Max Planck à partir des propriétés fondamentales de la nature: force de gravité, quantas, vitesse de la lumière. Nous avons noté que les difficultés de la physique contemporaine rendent difficile une interprétation satisfaisante du sens de ces unités.

Il s'agit en particulier du fait qu'il n'existe pas, à ce jour, de théorie quantique de la force de gravité. Cette lacune entrave considérablement notre possibilité d'étude du cosmos dans son ensemble.

On peut aborder le sujet en posant la question suivante: «Selon la théorie du Big Bang, l'Univers en expansion se refroidit continuellement; mais pouvons-nous estimer quelle température il a atteint dans son plus lointain passé?».

La réponse s'obtient à partir de certaines observations qui sont, pour nous, comme des vestiges du passé.

Dans une chronique précédente, nous avons étudié l'histoire thermique de l'Univers. Nous avons vu que, pour comprendre les propriétés du rayonnement fossile quand l'Univers avait quatre cent mille ans, il faut admettre qu'il a atteint au moins quelques dizaines de milliers de degrés.

D'une façon analogue, nous avons vu que les populations relatives des atomes légers – l'hydrogène et l'hélium – nous permettent de remonter encore plus loin. Elles nous prouvent que la température cosmique a été suffisamment élevée pour que des réactions nucléaires aient pu se produire dans l'espace, réactions qui ont engendré ces atomes d'hydrogène et d'hélium. Pour cela, il fallait plusieurs milliards de degrés. L'absence d'antimatière dans le cosmos et les populations relatives des photons et des électrons nous permettent de faire encore un pas vers le passé, et d'atteindre des valeurs de quelques millions de milliard de degrés. Il convient toutefois de rappeler que cette dernière évaluation est encore bien incertaine.

Aucun vestige vraiment fiable ne nous permet aujourd'hui de remonter encore plus haut dans l'échelle des températures. Mais des indications – qui se confirmeront peut-être – nous font penser qu'il a fait peut-être encore plus chaud!

Mais il y a une limite: la température de Planck, définie à partir des propriétés du cosmos. Cette température est de 10 e22 degrés, soit « un » avec vingt-deux zéros: dix mille milliards de milliards de degrés. Que signifie cette limite? Elle nous dit simplement que la physique contemporaine est inapte à décrire ce qui se passerait dans une matière portée à une telle température. Le concept même de température perd tout sens quand on approche de cette limite.

Pour cette raison, on utilise l'expression «le mur de Planck». C'est la limite imposée à la physique contemporaine dans sa démarche pour explorer l'Univers ancien. Répétons cependant qu'en science, les situations ne sont jamais définitives. Un jour, peut-être bientôt, nous pourrons dépasser cette limite.

Mais c'est là que nous en sommes maintenant.

Source: Hubert Reeves, Chroniques de France Culture (2005), www.hubertreeves.info/chroniques