« Le Lapin Blanc mit ses lunettes. "S'il plaît à votre Majesté, demanda-t-il, par où dois-je commencer?"
"Commencez par le commencement, dit, d'un ton empreint de gravité, le Roi, et continuez jusqu'à ce que vous arriviez à la fin; ensuite, arrêtez-vous. »

(Lewis Carroll, 
Alice au Pays des merveilles).

Le big bang

Ni l'expansion de l'univers, ni même le début de cette expansion, ne sont assimilables à une explosion, malgré ce que suggère le terme big bang. Cette onomatopée a été utilisée ironiquement en 1949 par l'astrophysicien Fred Hoyle, un détracteur de la théorie de l'expansion cosmique pour la dénigrer. Une explosion aurait été une projection fulgurante de la matière dans l'espace, mais ici c'est de l'expansion de l'espace lui-même dont on parle, d'une dilatation dans le temps de toutes les distances (et partant de tous les volumes). Dilatation continuée encore de nos jours.

Si l''instant où cette expansion a commencé est parfois désigné comme instant du big bang, il convient de noter que l'expression peut cette fois encore être trompeuse. Les modèles cosmologiques, basés sur la théorie des la relativité générale d'Eisntein et mis en oeuvre par la théorie de l'expansion, envisagent une date, t = 0, à laquelle toutes les distances devaient être nulles et à partir de laquelle est définie la chronologie cosmique. Mais, dès que l'on s'interroge sur le conditions physiques qui auraient pu régner alors, on rencontre la même impossibilité que l'orsqu'on veut, en mathématiques, faire une division par zéro. Ce qui apparaît comme un faux problème, lorsqu'on remarque que les phénomènes étudiés aux très petites échelles d'espace et de temps, relèvent des principes de la physique quantique (relations d'indétermination de Heisenberg), qui interdisent une définition précise de durées et de distances au dessous d'une certaine échelle. Il s'ensuit que (dans l'état actuel des connaissances)  que parler de l'expansion de l'univers n'a de sens qu'à partir d'une date de l'ordre de t = 10^-43 s, la date t = 0 n'ayant plus dès lors qu'un statut d'hypothèse, si ce n'est de fiction.

Le Grand débat.
Dès les années 1912-1914, Vesto Slipher (1875-1969) a constaté que les galaxies présentaient le plus souvent un décalage vers le rouge de leur lumière. A cette époque où l'on ne connaissait ni la nature exacte des galaxies ni leur distance, ce décalage du spectre des galaxies pouvait alors s'interpréter comme l'expression d'un effet Doppler. Depuis Copernic, la Terre avait certes quitté le centre de l'univers, cette place revanant plutôt au Soleil. Le Soleil était-il le centre de notre Voie lactée et la Voie lactée le centre de l'univers. On pouvait encore le penser, et cet éloignement systématique des galaxies  que semblait signifier cet effet Doppler pouvait même appuyer cette idée. Dans les années suivante, la question de la place de notre Galaxie dans l'univers et l'échelle de celui-ci a donné lieu à ce qu"on a appelé le Grand débat, divisant les astronomes en deux camps. D'un côté, les uns rangés derrière  Harlow Shapley (1885-1972), défendaient l'idée que la Voie lactée était tout l'univers; les autres, rangés derrière Heber Curtis  (1872-1942), pensent que l'univers s'étend bien au-delà. Dès 1924, les évaluations des distances des galaxies, via l'étude des céphéides dans celle-ci, par Edwin Hubble (1889-1953)  permet de trancher en faveur des partisans de Curtis. Il devient de moins crédible que nous soyons au centre de l'univers : le rougissement de la lumière des galaxies va devoir trouver une autre explication. A ce moment, nous sommes à l'aube d'une seconde révolution copernicienne, celle-ci d'une ampleur inédite.

La loi de Hubble
Les recherches de Hubble, travaillant en collaboration avec Milton Humason (1891-1973)  à l'observatoire du mont Wilson puis à celui du mont Palomar, ajoutées aux données spectroscopiques recueillies antérieurement, ont permis à Hubble de montrer, en 1929 que :

1° les galaxies lointaines semblent bien s'éloigner de la Terre;

2° la vitesse v de récession (ou d'éloignement) est proportionnelle à la distance d de la galaxie à la Terre. Les deux grandeurs v et d peuvent être déterminés par les observations. La tendance des données suggère la simple relation de proportionnalité :

 v = H0 x d

H0 est appelée la constante de Hubble et vaut, selon les estimations actuelles 70 km/s/MPc ( = 70 kilomètres par seconde par mégaparsec). Le mégaparsec (Mpc) est une unité de distance : 1 Mpc = 1 million de parsecs (pc) et 1 parsec correspond à 3,26 années-lumière. 

La loi de Hubble décrit un comportement moyen des galaxies à grande échelle. Par exemple, une galaxie à 100 Mpc (déterminée par sa taille et sa luminosité) s'éloigne généralement de nous à une vitesse de v =  H0 x d = 70 x 100 = 7000 km/s. Cette vitesse pouvant varier en raison des interactions avec les galaxies voisines. Inversement, si une galaxie s'éloigne de nous à une vitesse de 100 000 km/s en fonction de son décalage vers le rouge, elle est à une distance : d = v / H0 = 10 000 / 70 = 143 Mpc. Ce dernier calcul est approximatif car il suppose que le taux d'expansion était le même il y a 5 milliards d'années qu'aujourd'hui.

Les modèles du big bang.
La relativité générale et l'univers.
La théorie de la gravitation (relativité générale) d'Einstein  (1879-1955), énoncée en 1915, établit la relation entre la courbure de l'espace-temps et la présence de masses dans cet espace. Appliquée à l'univers dans son ensemble, moyennant, un certain nombre d'hypothèses, elle permet d'établir un certain nombre d'équations, formant ce que l'on appelle des modèles d'univers, et permettant de définir la géométrie globale de l'univers et son évolution.

Quand Hubble formula sa loi observationnelle de récession des galaxies, plusieurs de ces modèles théoriques avaient été élaborés et pouvaient fournir une explication au décalage vers le rouge du spectre des galaxies. Einstein, le premier, avait construit un modèle d'univers. Il s'agissait du modèle d'un univers fini et illimité (analogue à trois dimensions de la surface d'une sphère), rendu stable (d'une stabilité très précaire, en fait) par la présence d'un paramètre 0, appelé la constante cosmologique, posé comme non nul dans les équations et jouant le rôle d'une compensation de l'effet attractif de la gravitation. En 1922, cependant, Alexander Friedmann et d'autres (Arthur Eddington, notamment) montraient que la résolution des équations de la relativité générale, en posant = 0 ( 'n'a pas de valeur contrainte par les équations, comme c'est le cas, par exemple, en mathématiques pour une constante d'intégration) pouvaient mener à d'autres conclusions : l'univers pouvait aussi être en expansion (l'espace se dilate indéfiniment dans le temps) ou en contraction (une phase de contraction peut suivre la phase de d'expansion). 

Georges Lemaître (1894-1966) montra de son côté que dans un univers en expansion, les galaxies lointaines devaient avoir leur lumière d'autant plus  décalée vers le rouge  qu'elles étaient distantes de l'observateur, et cela quelle que soit la position de l'observateur dans l'univers (exit l'effet Doppler : le centre d'expansion n'existe pas, et la Terre n'occupe donc pas une position privilégiée au centre de tout). La reconnaissance de la contribution théorique de Lemaître à cette question fait ajourd'hui parler de la Hubble-Lemaître, plutôt que de la loi de Hubble tout court.

Lemaître pensait aussi qu'en remontant dans le temps, la matière était plus concentrée dans l'espace et qu'elle avait dû occuper, au tout début de l'expansion cosmique un très petit espace. La physique des particules n'était pas alors suffisamment avancée pour aller plus loin, mais cette théorie, dite de l'atome primitif, peut être vue comme un ancêtre de la théorie actuelle du big bang.

Structure et dynamique de l'univers.
L'expansion cosmique.
En résumé, les travaux théoriques et les observations astronomiques des années 1920-1930, permettent de se faire Ce modèle donne deux informations :

• L'expansion est constatée par tous les observateurs de l'univers, peu importe où ils se trouvent. 

• L'expansion est celle de l'espace. Elle affecte la longueur d'onde de la lumière émise par les galaxies éloignées qui s'en trouve étirée. Cela rend la lumière plus rouge à l'observateur - un phénomène appelé redshift cosmologique. Le redshift cosmologique n'est mesurable que pour les galaxies éloignées de plus de 50 millions d'années-lumière.

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Le principe cosmologique.
À grande échelle, on pense que l'univers est à la fois isotrope et homogène. Isotrope signifie qu'il devait avoir les mêmes propriétés dans toutes les directions; homogène signifie que la matière et l'énergie y étaient, dans les premiers temps, réparties partout de la même façon. Un univers isotrope et homogène est dit lisse.

L'hypothèse d'un univers lisse est étayée par une étude automatisée de la distribution à grande échelle des galaxies menée dans les années 1980 et 1990. Cependant, avant même que ces données ne soient collectées, l'hypothèse d'un univers lisse a été utilisée par les théoriciens pour simplifier les modèles d'expansion de l'univers. Cette hypothèse d'un univers lisse est habituellement appelée le principe cosmologique. 

Les paramètres-clés des modèles de Friedman.
Les modèles de Friedman (ou de Friedman-Lemaître, pour rendre ici encore justice à la contribution de ce dernier cosmologiste) sont des solutions des équations de la relativité générale, lorsqu'on prend pour postulats :

1) le principe cosmologique; 

2) l'existence, dans le passé, d'un instant où tout ce qui constitue l'univers actuel était concentré dans une région de l'espace indéfiniment petite. 

Dans cette équation, où d désigne une variation infinitésimale de la variable qui suit immédiatement (notation de Leibniz), c est la vitesse de la lumière, a est un facteur d'échelle (une fonction du temps) et d est l'élément (infinitésimal) de longueur de l'espace. En coordonnées sphériques (r, , ), cet élément de longueur peut s'écrire  :

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où k est une constante qui décrit la courbure de l'espace. Selon le signe de cette constante, l'univers sera dit ouvert, fermé ou plat :

• k = 0 univers plat

• k > 0 univers fermé, comme une sphère

• k < 0  univers ouvert, comme une hyperbole

• a = 1 univers statique

• da/dt > 0 univers en expansion

• da/dt < 0  univers en contraction

Le facteur d'échelle a et la courbure k sont déterminés à partir de la théorie de la relativité générale. Si nous traitons l'univers comme un gaz de galaxies de densité  et de pression p, et supposons k = 0 (un univers plat), alors le facteur d'échelle a est donné par :

où G est la constante de gravitation universelle. (Pour la matière ordinaire, nous nous attendons à ce que la quantité  + 3p soit supérieure à zéro). Si le facteur d'échelle est positif (a > 0), la valeur du facteur d'échelle "décélère" (d²a / dt²  < 0), et l'expansion de l'univers ralentit avec le temps.

Si le numérateur est inférieur à zéro (d'une manière ou d'une autre, la pression de l'univers est négative), la valeur du facteur d'échelle «-s'accélère » et l'expansion de l'univers s'accélère avec le temps. On pense que l'univers a connu au moins deux accélérations de ce genre au cours de son histoire : 

La première, à laquelle on a donné le nom d'inflation, se serait produite au tout début de l'expansion cosmique. Pour de nombreux chercheurs l'hypothèse d'un tel épisode d'expansion exponentielle est la manière la plus simple d'expliquer l'état actuel de l'univers (notamment son homogénéité). La deuxième phase d'accélération est celle que l'univers connaît actuellement (et depuis les tout derniers milliards d'années). 

La chronologie cosmique

Ajoutons que pour décrire quantitativement les conditions de l'univers primordial , il convient de se souvenir de la  relation entre l'énergie thermique moyenne de la particule (E) dans un système de particules en interaction et la température d'équilibre (T) de ce système :

E = kB.T où kB est la constante de Boltzmann.

Les nucléons se forment à des énergies approximativement égales à la masse au repos d'un proton, soit 1000 MeV. La température correspondant à cette énergie est donc :

T = 1000 MeV / 8,62.10¹¹ MeV.K^-1 =   1,2.10¹³ K

T = 13 eV / 8,62.10⁵ eV.K^-1 = 1,6x 10⁵ K

La limite au-delà de laquelle une telle théorie serait nécessaire se situe vers t = 10^-43 s après la date t = 0 s définie par les seuls modèles cosmologiques. t = 10^-43 s , dit temps (ou durée) de Planck, en référence au physicien Max Planck, initiateur de la physique quantique, ne correspondant pas à une date précise, mais plutôt à une échelle de temps. Il est possible de définir de la même façon (à partir d'une analyse dimensionnelle des diverses constantes fondamentales, h, c, G, kB), une longueur de dite de Planck, une température, une énergie, une masse de Planck, etc. L'ensemble constituant l'échelle de Planck. C'est cette échelle que sont définies à l'heure actuelle les conditions initiales de l'histoire cosmique.

La physique, dans son état d'élaboration actuel, peut prétendre parler de ce qui se passe après t = 10^-43 s, mais elle ignore encore ce qui se passe au cours de la période, ordinairement appelée l'ère de Planck, qui, dans le contexte des modèles cosmologiques, s'étendrait de t = 0 s à t =10^-43 s. Pour tout dire, il se pourrait même qu'en l'occurence la notion de période, ou d'intervalle de temps n'ait pas de sens. Le temps, et l'espace perdent à cette échelle leur consistance. La physique telle qu'on l'a connaît n'est pas opérante "avant" cette limite appelée parfois mur de Planck. 

A partir du mur de Planck, on peut dire au moins trois choses :

• La gravitation est distincte des autres interactions : les équation des modèles cosmologiques sont applicables.

• L'univers est en expansion.

• La température de l'univers est d'environ T = 10³² K (température de Planck), autrement dit l'énergie moyenne par particule est de l'ordre de 10¹⁹ GeV.

On attend des théories décrivant la grande unification des interactions (ou de toute autre théorie pouvant s'appliquer aux tout premiers instants de l'expansion cosmique), qu'elle puisse rendre compte de ce qui peut être observé aujourd'hui, lorsque les énergies en jeu et les températures correspondantes descendent à un niveau testable en laboratoire. Dans les théories de grande unification, le passage de l'univers tel qu'il était au sortir de l'ère de Planck à l'univers actuel se fait en plusieurs étapes, qui physiquement correspondent à des transition de phase (changement d'état de la matière), qui dans, dans les représentations mathématiques, s'expriment par des brisures de symétrie. L'interaction qui régit la grande unification, par suite du refroidissement de l'univers,  est ainsi appelée  à se différencier, par ces étapes, des autres interactions à l'oeuvre dans l'univers actuel via les diverses particules qui leur correspondent : l'interaction nucléaire forte se distinguant d'abord de l'interaction dite électrofaible, celle-ci laissant ensuite la place à l'interaction nucléaire faible et à l'interaction électromagnétique.
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Etapes de la séparation des interactions fondamentales au cours de l'histoire cosmique.
Les données chiffrées sont des ordres de grandeur, qui peuvent d'ailleurs différer selon
le modèle cosmologique considéré. La succession de ces étapes est ponctuée par les transitions
de phase causées par le refroidissement de l'univers primordial.

Le sort de l'antimatière.
Les théories de grande unification ont aussi une autre caractéristique : elles permettent de comprendre pourquoi l'univers actuel, et autant qu'on puisse le savoir, est composé presque exclusivivement de matière, alors que les théories admises pour rendre compte de la situation actuelle dans l'univers (le modèle standard des particules) prévoit qu'il devrait exister autant de particules que d'antiparticules, et en particulier autant de baryons que d'antibaryons. De la même façon que la conservation de la charge éléctrique est une loi d'airain de la physique de l'univers actuel, la consevation du nombre baryonique apparaît comme impérative. On a montré cependant que, dans le cadre des théories de grande unification, lors de la première transition de phase, une première rupture de symétrie conduisait à la formation d'un infime excès de matière (de baryons) par rapport à la formation d'antimatière (par exemple, les désintégrations de kaons neutres ne produisent que légèrement plus de matière que l'antimatière). Ainsi, dans le cours ultérieur de l'expansion cosmique (vers t = 10^-2 s pour les baryons et vers quelques dizaines de secondes  pour les électrons) , alors que l'essentiel de la matière présente se sera annihilée au contact de l'antimatière, un résidu infime de matière va survivre et constituer toute la matière encore présente aujourd'hui.

L'épisode inflationnaire
Dans la théorie initiale du big bang, l'interaction forte se différencie de l'interaction électrofaible à ce moment, par un processus appelé transition de phase, et l'univers entre directement dans l'ère dite électrofaible. Aujourd'hui, la plupart des cosmologistes s'accordent à intercaler ici (au moment de la transition de phase) un épisode très particulier, appelé inflation, et pendant lequel l'espace se dilate monstrueusement (d'un facteur d'au moins 10²⁶)  pendant un très court laps de temps (entre t = 10^-36 et t = 10^-32 s environ).

L'hypothèse de l'inflation, développée dans les années 1980 par Alan Guth, Andrei Linde,  Paul Steinhardt, et d'autres,  vise à rendre compte, notamment, de l'homogénéité à grande échelle de l'univers actuel. Les conditions qui règnent à des points très distants de l'univers sont très similaires. Cela ne peut se comprendre que si lesdits points ont pu, à un moment donné, homogénéiser ces conditions. L'information a dû circuler entre ces points pour que l'accord se fasse. Or, il existe une limite à la vitesse à laquelle l'information peut circuler et si l'on considère les caractéristiques actuelles de l'expansion, les conditions où toutes les parties de l'univers auraient pu être assez proches pour s'homogénéiser ne se sont jamais rencontrées. L'univers est à la fois trop grand et trop jeune pour cela. En introduisant au tout début de l'histoire cosmique une  un fulgurant épisode d'expansion, dont effet a été éloigner démesurément des parties de l'univers liées auparavant entre elles, on règle la question, et on répond d'ailleurs aussi à d'autres questions auxquelles le modèle initial du big bang semblait incapable de répondre. 

Les premières théories inflationnaires, qui ont vu le jour dès les années 1980, plaçait l'épisode au moment de la première transition de phase connue de l'univers, le franchissement du mur de Planck. Mais des difficultés nouvelles sont apparues qui ont conduit à chercher les conditions nécessaires au processus dans les transitions de phase ultérieures. La seule possédant les caractéristiques requises est la transition entre l'ère de grande unification et l'ère électrofaible. 

L'ère électrofaible. 
Au sortir de l'épisode inflatoire, vers t = 10^-32 s, la température est de l'ordre de T = 10²⁷ K. L'interaction forte  se distingue de l'interaction électrofaible, dont sont appelées à se différencier un peu plus tard l'interaction électromagnétique et l'interaction nucléaire faible. La masse-énergie de l'univers est alors dominée par les quarks et les gluons et par les photons créés en quantité gigantesque au sortir de l'inflation. De nombreuses particules exotiques, telles que les bosons Z°, W^±, dont les masses sont de l'ordre de 100 GeV/c²,  sont également créées, au moins jusqu'à t = 10^-12 s. A partir de ce moment, la température devient insuffisante pour que le processus se poursuivent : les bosons Z et W encore présents se désintègrent, permettant l'expression de l'interaction faible. L'univers entre dans une nouvelle ère en connaissant une nouvelle transition de phase.

L'ère des quarks.
Les lois qui gouvernent l'univers à partir de t = 10^-12, soit quand la température est de l'ordre de 10¹⁵ K et l'énergie de l'ordre de 150 GeV, s'expriment désormais comme dans l'univers actuel, c'est-à-dire via les quatre interactions fondamentales actuellement à l'oeuvre : l'interaction gravitationnelle qui définit la géométrie et l'évolution globales de l'univers à partir de son contenu, et les interactions forte, faible et électromagnétique qui agissent de façon prédominante entre les constituants de l'univers.

A ce moment, l'univers est essentiellement rempli de quarks interagissant entre eux par  un échange de gluons, ainsi que de leptons et de photons. La température est encore trop élevée (et, partant, l'agitation thermique des particules trop importante) pour que la force nucléaire forte permette l'assemblage des quarks. Cela change quand la température descend en dessous de 10^-12 K, vers  t = 10^-6 ou t = 10^-5 s.

L'ère hadronique. 
La transition-quarks-hadrons.
La température de 10^-12 K correspond à l'énergie (autour de 150 MeV) de liaison des hadrons, c'est-à-dire des particules formées de deux ou trois quarks. Les quarks libres disparaissent  : ils sont désormais confinés dans les hadrons (baryons, mésons). C'est la transition quarks-hadrons. 

Les termes de l'équilibre.
L'univers est constitué de leptons (muons, taus, électrons) et de hadrons (tels que les protons, les neutrons et les mésons).  La production de paires de particules et l'annihilation des paires de particules se produisent avec la même facilité, de sorte que les photons restent en équilibre thermique :

+  e^- + e⁺   [ photon + photon  électron + positon ]
+  p + [ photon + photon  proton + antiproton ]
+  n +  [ photon + photon  neutron + antineutron ]

e + n  e ^- + p      [ neutrino + neutron  électron + proton ]
e + p e⁺ + n      [ antineutrino + proton  positon + neutron ]

Le découplage des neutrinos. 
L'ère hadronique se termine vers t = 1 s. La température est alors tombée à 10¹⁰ K, qui correspond à une énergie de l'ordre de 1 Mev. L'univers est peuplé de protons et de neutrons, de neutrinos, d'électrons et de photons. Les neutrinos cessent d'interagir avec la matière baryonique et forment le rayonnement cosmologique de neutrinos (un rayonnement à T = 2 K qui reste encore à détecter). Le rapport neutrons/protons s'établit vers ce moment autour d'environ 1/6; l'espace correspondant à ce qu'est devenu aujourd'hui l'univers observable  (rayon de 13 à 14 milliards d'années-lumière) a un rayon d'environ 10 années-lumière.

L'ère leptonique.
Entre t = 1 s et t = 100 s, la température est divisée par dix environ; l'énergie moyenne des particules passe ainsi de 1 MeV à 100 keV. Les photons sont encore suffisamment énergétiques pour produite des paires électrons-positons.  Quand cet équilibre thermique s'achève, une population de deutons (paires proton-neutron) commence à grandir. C'est le début de la nucléosynthèse des éléments légers.

La nucléosynthèse primordiale.
Depuis la formation des nucléons, il se formait déjà des deutons ou noyaux du deutérium (D ou ²H), mais il existait un équilibre entre cette réaction de synthèse, et la réaction inverse correspondant à sa photodésintégration de cet isotope-:

p + n   D + 

On donne le nom de nucléosyntèse primordiale aux processus qui s'amorcent alors, c'est-dire à la formation des noyaux atomiques. Cela ne concerne que quelques noyaux légers (deutérium, hélium produit dans les étoiles, mais en quantité insuffisante, et en partie lithium, béryllium et bore). La plupart des noyaux atomiques étant synthétisés bien plus tardivement dans le coeur des étoiles ou au cours de phénomènes tardifs liés à l'évolution stellaire, ou par les effets de la collision de noyaux lourds présentents dans le milieu interstellaire avec les particules de haute énergie du rayonnement cosmique (phénomène de spallation). 

La formation du deutérium.
Le deutérium qui commence à être produit des premières dizaines de secondes va bientôt pouvoir se lier aux deux types de nucléons présents : s'il se lie à un proton, cela produit des noyaux d'hélium-3 (³He) :

 D + p³He + 

D + n  T +

Il est à noter que les mêmes mécanismes se déroulent au coeur des étoiles. Mais dans ce cas, la transformation du deutérium en tritium et en hélium-3 consomme le deutérium au fur et à mesure qu'il est synthétisé, si bien qu'au final les étoiles ne peuvent pas injecter de deutérium dans l'univers. La situation est différente dans l'univers primordial, du fait même du refroidissement rapide qui s'y observe : les conditions pour que les réaction de formation du tritium et de l'hélium-3 disparaissent avant que tout le deutérium synthétisé par la fusion des protons et des neutrons ait été consommé. Il y a donc un résidu de deutérium qui va survivre jusqu'à notre époque.

La formation de l'hélium-4.
A ce stade plusieurs réactions nucléaires de synthèse des notyaux d'héium-4 (⁴He) sont encore possible par deux voies, selon les espèces impliquées : 

Soit, donc, à partir de l'hélium-3 :

³He + n  ⁴He + 
³He + ³He  ⁴He + 2p + 

T + T  ⁴He + 2n;
T+D  ⁴He + n;
T + p  ⁴He + 

 T + ⁴He  ⁷Li + ;
³He + ³He ⁷Be +
⁷Be + e^{-  7}Li + 

L'univers dominé par la matière.
L'âge des ions.
La nucléosynthèse primordiale se termine vers t = 1000 ans, quand l'énergie moyenne est trop faible pour permettre le fusion de nouveaux noyaux. De même, les photons n'ont plus suffisamment d'énergie pour continuer la production d'électrons-positons, de sorte que les électrons et les positons s'annihilent en photons seulement. Mais cette énergie est encore trop grande pour que les électrons (de charge électrique négative) puissent se lier aux noyaux (de charge électrique positive). Il n'y a donc pas encore d'atomes véritables (c'est-à-dire neutres) dans l'univers. Le rayonnement règne encore en maître, qui empêche leur formation. Seulement existent des ions positifs d'éléments nouvellement formés, baignant au milieu d'électrons de positons, de protons et de photons. 

L'âge des atomes.
Cependant, l'ère du rayonnement, qui commandait jusque là au devenir de l'univers, touche à sa fin. L'expansion de l'univers se poursuit, et partant son refroidissement.  Quelques dizaines de milliers d'années s'écoulent. La température de l'univers tombe en dessous de 10⁵ K ( = 100 000 K). La préminence relative du rayonnement est de plus en plus incertaine, et bientôt, alors même qu'il existe encore dix mille millions de photons pour seul proton, la matière commence à prendre la main sur son évolution. C'est l'avènement de l'ère de la matière. Les photons n'ont plus l'énergie suffisante pour s'opposer à la rencontre des noyaux atomiques et des électrons. Corrélativement, on assiste à la dilution inéluctable de la "soupe" (un plasma) de protons et d'électrons libres qui interceptaient les photons et les empêchait de se propager sur de longues distances. Vers la date t = 380 000 ans, c'en est fait. Les atomes et les photons vont désormais chacun suivre son propre chemin : les atomes, électriquement neutres, ne diffusent pas le rayonnement efficacement comme les protons et les électrons l'avaient fait pendant qu'ils étaient séparés. Dans tout l'espace, matière et rayonnement ont été découplés (= séparés). 

Le fond diffus cosmologique.
Les photons vont pouvoir se  propager sur de très longues distances sans jamais se cogner à une particule de matière. Ce qui signifie que l''espace devient transparent. Ces photons, issus de l'univers primordial, témoins intacts de l'état de l'univers tel qu'il était environ 380 000 après le début de l'expansion, peuvent être captés et étudiés de nos jours (soit à t = 13,82 milliards d'années) : ils constituent ce qu'on appelle le rayonnement cosmologique (de photons), fond diffus cosmologique ou rayonnement micro-onde cosmologique (en anglais, CMB = Cosmic Microwave Background). 

Ce rayonnement fossile, dont l'existence et les caractéristiques avaient été prédites dès 1948 par George Gamow,  a été découvert en 1965, par Arno Penzias et Robert Wilson qui testaient des antennes de communication et qui ont détecté un bruit de fond dû à un rayonnement dont les longueurs d'onde étaient de l'ordre du centimètre (domaine micro-ondes du spectre électromagnétique). Le spectre  thermique observé correspondait bien à celui qui était attendu d'une courbe du corps noir à une température T = 2,7 K. C'est ce que l'on considère, par abus de langage, comme l'actuelle température de l'univers. Elle était de quelques milliers de kelvins lors du découplage et le niveau atteint aujourd'hui est la conséquence directe de la poursuite l'expansion de l'univers pendant tout ce temps. 

Pour le reste, le rayonnement cosmologique apparaît comme une photographie inaltérée de l'état l'univers au moment de son émission. Les analyses montrent son aspect global identique  dans toutes les directions (il n'y a pas de direction privilégiée dans l'univers) conformément aux modèles cosmologiques. En revanche il existe de très faibles fluctuations spatiales dans la température mesurée, appelées anosotropies, qui témoignent de faibles irrégularités dans la densité de la matière lors du découplage. L'étude de ses anisotropies, depuis les années 1990, n'a cessé de confirmer et de préciser les paramètres des modèles cosmologiques. On y voit, après la récession des galaxies, l'abondance des éléments légers (deutérium, hélium, lithium), la troisième argument fort en faveur de la théorie du big bang.

Les âges sombres.
Les anisotropies du rayonnement cosmologique et les irrégularités dans la distribution de matière dans l'univers primordial qu'elles traduisent apportent des informations considérables sur les tout premiers temps de l'histoire cosmique. Mais la distribution de la matière telles qu'elle est au moment du découplage est aussi déterminant pour le futur de cette histoire. En effet, les atomes, libérés de la tyrannie des photons, passent sous celle, désormais très exclusive, de la gravitation. Peu à peu, sous l'action de la force d'attraction, des masses de matière vont se rassembler, pour former étoiles et galaxies. Les petites inhomogénéités de la densité de matière qui existent lors du découplage (elles se trahissent part de très petites fluctuations spatiale de température dans le rayonnement cosmologique) sont accentuées par la gravitation (plus il y a de densité de masse et plus la gravitation est forte et active).

Les grandes structures cosmiques observable aujourd'hui commence à se former à partir de nouveaux objets apparus à petite échelle : les étoiles, réunies en galaxies, elles mêmes regroupées en amas et superamas. La physique à l'oeuvre dans l'univers primordial se retrouve désormais principalement au niveau des étoiles, au coeur desquelles les réactions de fusion nucléaire poursuivent les processus de nucléosynthèse. On appelle parfois âges sombres, la période de l'histoire cosmique qui s'étend entre la fin du découplage (époque pendant laquelle l'énergie moyenne des photons correspondait  à une lumière rouge vif) et le moment où les toutes premières étoiles ont commencé à émettre dans l'espace leurs premiers photons correspondant à de la lumière visible. Dans l'intervalle, l'univers n'aurait paru sombre que pour des yeux humains, le rayonnement cosmologique qui le sillonnait et le rayonnement déjà émis par les masse de matière en contraction appartenaient à la partie infrarouge du spectre, ou au domaine radio (émission à 21 cm de l'hydrogène neutre).

Le temps des étoiles et des galaxies.
Les premières étoiles on commencé à briller quelques centaines de millions d'années après de le début de l'expansion cosmique et peu à peu s'est dessinée l'image de l'univers structuré qui s'offre à nous aujourd'hui. Les étoiles sont assemblées en amas stellaires de quelques dizaines à quelques dizaines de milliers d'étoiles. Ces amas, les étoiles qui en sont issues le plus souvent et qui se sont ensuite dispersées, ainsi que d'immenses masses de matière interstellaire, qui forment le réservoir de matière pour de futures étoiles, forment des ensembles encore plus vastes : les galaxies, qui comptent typiquement des centaines de milliards d'étoiles. Les galaxies-elles-mêmes ne sont sont pas isolées dans l'espace, on les rencontrent réunies en petits groupes ou en groupes plus importants, les amas de galaxies, qui peuvent compter plusieurs centaines de membres. Les amas de galaxies se regroupent à leur tour en amas d'amas (ou superamas), qui eux-mêmes forment un réseau tridimensionnel d'imenses filaments, laissant entre eux de gigantesques espaces apparemment vides de toute matière (Les grandes structures cosmiques).

Les toutes premières étoiles ne se sont pas entourées de planètes. Il n'y avait de disponible,au moment de leur formation, que de l'hydrogène et de l'hélium. Mais les plus massives de ces étoiles, qui ont, à la fois eu une évolution très rapide (quelques millions d'années) et ont synthétisé en leur sein ou lors de leur explosion en supernova de nombreux éléments lourds, les ont dispersés dans l'espace. Après quelques petits milliards d'années, des étoiles moins massives, ont aussi expulsé des éléments lords (tels que le carbone) au moment où elles ont atteint leur stade de géante rouge. Ainsi, chemin faisant, le millieu interstellaire a cessé d'être constitué de gaz d'hydrogène et d'hélium pur : il s'est enrichi en nouveaux éléments, assemblés en molécules à l'origine d'une chimie souvent étonnamment riche, ou condensés en poussières.

Les conditions de formation des étoiles qui ont continué à se former à partir de cette matière première ont changé. Les étoiles se sont formées à partir de l'accumulation de matière à l'intérieur de sombre cocons constitués de gaz et de poussière. La matière s'accumulant autour d'une étoile naissante a formé un disque de plus en plus plat à l'intérieur duquel des accumulations secondaires de matière ont commencé à grandir-: les poussières qui le constituait au départ se sont assemblées pour former des bloc solide plus gros, ces blocs se sont ensuite peu à peu collé les uns aux autres, formant un objet de plus en plus massif, un planète, qui a éventuellement conservé, par son attraction, un peu du gaz interplanétaire qui l'entourait. Ainsi des systèmes planétaires ont-il plus apparaître. La première planète hors du Système solaire (planète extrasolaire ou exoplanète a été été découverte autour de l'étoile 51 Pegasi (Pégase) en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz (qui ont reçu pour cela le prix Nobel de physique en 2019). Un quart de siècle plus tard on connaissait plus de 4000 exoplanètes (dans plus de 3000 systèmes planétaires), et l'on estime aujourd'hui qu'il pourrait en exister des milliards dans notre seule galaxies. 

Matière sombre et énergie sombre.
La matière sombre.
Dès 1933, Fritz Zwicky, qui avait mesuré les vitesses des galaxies dans l'amas de Coma (Chevelure de Bérénice), observait qu'elles ne s'expliquaient qu'en admettait une masse de matière dans cet amas supérieure à celle qu'on pouvait déduire des observations. Un résultat passé relativement inaperçu. Cette discordance  pouvait provenir d'un manque de sensibilité des observations. Mais dans les années  1970, Vera Rubin a montré que la courbe de rotation des galaxies spirales (c'est-à-dire la vitesse de révolution de leurs étoiles en fonction de leur distance au centre des galaxies auxquelles elles appartiennent) ne correspondaient pas à celle que l'on pouvait attendre quand on évaluait la masse de ces galaxies et la répartition de cette masse en ne considérant que la masse des étoiles (et de la matière interstellaire) visibles. Un raisonnement sommaire, à partir de l'application de la troisième loi de Kepler laisse déjà penser que la courbe de rotation aurait dû décroître avec la distance alors qu'en réalité elle reste plate. De grandes quantités de matière, que l'on imaginait encore être de la matière ordinaire (principalement protons et neutrons), devait échaper à l'observation.

L'énigme est devenue dès lors plus pressante. Et, de fait, dans les années 1980, d'autres résultats sont venus installer solidement l'idée qu'une partie de la masse de matière contenue dans l'univers n'était pas visible. Certains phénomènes de mirages gravitationnels en courbant (selon prévisions de la relativité générale) le parcours de rayons lumineux qui subissent son champ gravitationnel ne pouvait s'expliquer sans supposer une composante sombre. De même, l'existence d'immenses concentrations de gaz intergalactique très chaud (observable dans le domaine X du spectre éléctromagnétique) que leur très haute température aurait dû disperser depuis longtemps apparaissent liés, contenus, sous l'effet d'une importante force de gravitation, qui elle aussi pointe vers la présence d'une matière échappant à l'observation directe, et que l'on a appelé matière sombre, ou matière sombre exotique car composée de particules différentes de celles qui constituent la matière ordinaire.
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On ne connaît toujours pas la nature de cette matière. On sait seulement qu'il ne s'agit pas d'atomes ou de particules atomiques (protons, électrons) qui interagissent avec le rayonnement électromagnétique et devraient donc être détectables d'une manière ou d'une autre. Tout au plus, les astronomes peuvent-ils affirmer qu'il s'agit de matière "froide" (c'est-à-dire de matière dont les particules se déplacent lentement parce que relativement massives). Parmi les particules dont pourrait être formée la matière sombre, plusieurs candidats - certains connus, d'autres hypothétiques - ont été invoqués, parmi lequels le boson de Higgs, par exemple, dont on sait qu'il existe, ou d'autres particules encore spéculatives prévues par les théories supersymétriques.

L'accélération de l'expansion cosmique et l'énergie sombre.
Une augmentation aussi importante de la quantité de matière et donc de la densité de l'univers, conduisait à attendre, en vertu des modèles cosmologiques,  à un ralentissement de l'expansion de l'univers encore plus important que celui qui était envisagé auparavant. Une très grande surprise attendait les astronomes. En 1998,  l'étude de supernovae de type Ia lointaines a montré que l'expansion de l'univers, tout au contraire, s'accélérait dans le temps. L'étude de la luminosité de ces supernovae montrait qu'elles étaient plus éloignées que leur décalage spectral z ne le laissait suposer. Autrement dit la dilatation du cosmos, entre l'émission de leur lumière et nous, a été plus grande qu'attendue. Des confirmations de ce résultat onrt été faites ensuite indépendamment à partir de l'analyse du rayonnement cosmologique. Les astrophysiciens Saul Perlmutter, Adam Riess et Brian Schmidt ont optenu le prix Nobel de physique pour cette découverte en 2011.

Au début de l'expansion cosmique, le taux d'expansion a bien diminué comme on pouvait s'y attendre du fait de l'action de attractive de la matière et de l'énergie présentes dans l'univers. Cependant, il y a trois ou quatre milliards d'années, "quelque chose" a commencé à contrer l'action de la gravitation et est devenue l'acteur dominant du devenir cosmique. L'univers a accéléré son expansion comme sous l'effet d'une force répulsive, comme s'il entamait une une seconde phase d'inflation. Pour établir une sorte de parallélisme entre l'énigme de la matière sombre et celle-ci, on a donné à ce "quelque chose" engendrant une action répulsive le nom d'énergie sombre. Cette fois encore, même si de nombreuses et séduisantes hypothèses ont été produites, l'on ignore pour l'instant la nature de cette énergie. Et il n'est d'ailleurs pas encore complètement exclu que des biais observationnels puis expliquer une apparence d'accélération.

Quoi qu'il en soit, et très curieusement, les modèles cosmologiques élaborés à partir des concepts de la relativité générale peuvent très bien s'accomoder de cette accélération. Ils prévoyaient en effet, au départ, un paramètre 0, appelé la constante cosmologique, dont la valeur n'était contrainte par aucune observation (on ne voyait pas quel sens physique donner à ce paramètre d'origine purement mathématique), aussi avait-on cru, pendant plusieurs décennies, pouvoir l'évacuer des équations en lui donnant la valeur 0 = 0. Or, en lui donnant une valeur non nulle, il était possible de rendre compte de l'accélération de l'expansion de l'univers, sans donc remettre en cause l'édifice. La théorie du big bang était ainsi capable dès l'origine d'absorber une découverte aussi inattendue que celle de l'énergie sombre.

Selon les estimations actuelles, les proportions des différentes formes de matière-énergie (énergie et énergie de masse) de l'univers sont, en chiffres ronds, les suivantes : l'énergie sombre compte pour 70%, la matière sombre exotique pour 25%, et les particules ordinaires pour 5%.
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Thermodynamique cosmique.
Le premier principe de la thermodynamique, qui exprime la conservation de l'énergie, s'applique à l'univers en expansion sous la forme d'une équation de continuité reliant la densité d'énergie, la pression et le facteur d'échelle cosmique. Dans un univers en expansion adiabatique, la variation de l'énergie interne est compensée par le travail des forces de pression, ce qui entraîne un refroidissement global du contenu matériel et radiatif au fil du temps cosmique. Parallèlement, le second principe de la thermodynamique impose que l'entropie totale d'un système isolé ne peut qu'augmenter ou rester constante, ce qui définit  la flèche du temps cosmologique et oriente l'évolution de l'univers d'un état passé de faible entropie vers un état futur de désordre maximal.

Il est possible à partir de là, d'exprimer l'histoire de l'expansion cosmique telle qu'on l'a esquissée précédemment, dans les termes d'une histoire thermique. Celle-ci débute avec un état initial de densité et de température extrêmement élevées, mais caractérisé par une entropie gravitationnelle étonnamment faible, ce qui constitue l'un des mystères profonds de la cosmologie moderne. Cette configuration initiale ordonnée a permis l'existence d'un gradient thermodynamique nécessaire à l'évolution ultérieure. Durant l'ère de l'inflation cosmique, l'expansion exponentielle a lissé les inhomogénéités, suivie par une phase de réchauffement où l'énergie du champ inflaton s'est convertie en un plasma dense et chaud de particules élémentaires en équilibre thermique. Au cours de l'ère dominée par le rayonnement, l'expansion a provoqué le refroidissement continu de ce plasma, entraînant le découplage successif des différentes espèces de particules, comme les neutrinos, puis l'annihilation des paires électron-positron. 

Un jalon thermodynamique majeur fut l'époque de la recombinaison, environ 380 000 ans après le début de l'expansion, lorsque la température est descendue suffisamment bas pour permettre aux protons et aux électrons de former des atomes d'hydrogène neutres. Ce découplage des photons a libéré le fond diffus cosmologique (CMB), qui remplit aujourd'hui tout l'univers observable et dont la température a été refroidie par l'expansion cosmique jusqu'à environ 2,725 K. Les photons du CMB représentent la contribution la plus importante à l'entropie de l'univers en dehors des trous noirs, avec une valeur estimée à environ 10⁸⁸ fois la constante de Boltzmann dans un volume de Hubble. Cependant, cette valeur est éclipsée par l'entropie gravitationnelle générée par la formation des structures cosmiques.

En effet, contrairement aux gaz ordinaires qui atteignent un équilibre en s'homogénéisant, les systèmes gravitationnels évoluent vers des états de plus en plus hétérogènes, concentrant la matière et augmentant considérablement l'entropie globale. Les trous noirs, et en particulier les trous noirs supermassifs situés au centre des galaxies, sont de formidables réservoirs d'entropie. Selon la formule de Bekenstein-Hawking, l'entropie d'un trou noir est proportionnelle à la surface de son horizon des événements, et non à son volume. Les estimations actuelles indiquent que l'entropie de l'univers observable est dominée, par quinze ordres de grandeur, par les horizons des trous noirs supermassifs, ce qui lui confère une valeur colossale de l'ordre de 10¹⁰⁴ à 10¹⁰⁵ fois la constante de Boltzmann. 
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L'évolution thermodynamique actuelle de l'univers est dominée de l'énergie sombre, qui provoque une expansion accélérée de l'espace. Cette accélération crée un horizon cosmologique des événements, analogue à l'horizon d'un trou noir, qui possède lui-même une température de Gibbons-Hawking et une entropie proportionnelle à sa surface. À mesure que l'expansion s'accélère, les galaxies s'éloignent les unes des autres au-delà de l'horizon observable, isolant causalement les structures et réduisant les échanges thermodynamiques à grande échelle.

Le destin thermodynamique ultime de l'univers, dans le scénario le plus largement accepté, est la mort thermique, qui devient le résultat final, inéluctable et spontané, de l'évolution thermodynamique de l'univers. Dans ce scénario, l'entropie continue d'augmenter jusqu'à atteindre un maximum théorique. La formation d'étoiles cessera lorsque le gaz interstellaire sera épuisé, et les étoiles existantes consommeront leur combustible nucléaire pour devenir des naines blanches, des étoiles à neutrons ou des trous noirs. Sur des échelles de temps inimaginablement longues, de l'ordre de 10¹⁰⁰ années, même les trous noirs s'évaporeront lentement via le rayonnement de Hawking, ce qui aura libéré leur entropie accumulée sous forme de photons et de particules de très basse énergie. 

Une fois ce processus achevé, l'univers atteindra un état d'équilibre thermodynamique quasi parfait, caractérisé par une température uniforme asymptotiquement proche du zéro absolu (ou égale à la température infinitésimale de l'horizon cosmologique). Dans cet état final, aucun gradient de température ou de pression ne subsistera, rendant impossible l'extraction de travail mécanique ou l'occurrence de tout processus macroscopique irréversible. L'univers deviendra alors un vaste espace vide, sombre et froid, peuplé uniquement de particules élémentaires ultra-diluées et de rayonnement résiduel, ayant atteint le maximum de son entropie et mettant fin à toute forme d'évolution thermodynamique significative.

En librairie. - Aurélien Barrau, Big Bang et au-delà, Format Kindle et Dunod, 2023. - James Peebles - Cosmologie moderne: Origine, nature et évolution de l'Univers : épopée de l'infiniment grand, Dunod, 2022. - Marc Lachièze-Rey, Initiation à la Cosmologie, ‎Dunod, 5e édition 2020. Françoise Combes, Le Big Bang, QSJ, 2019; de la même,  La matière noire, clé de l'Univers? De Boeck Sup SUP,  2015. - Edgard Gunzig, Que faisiez-vous avant le Big-Bang ?, Odile Jacob, 2011. - Martin Bojowald, L'univers en rebond : Avant le big bang, Albin Michel , 2011. -   Steven Weinberg, Les Trois Premières Minutes de l'univers, réed. 1988, Seuil. - Hubert Reeves, Patience dans l'azur, Le Seuil, 1981.   J. Peebles, Principles of Physical Cosmology, Princeton university press, 2020. - Katherine Freese, The Cosmic Cocktail: Three Parts Dark Matter, Princeton University Press, 2014. - John Barrow, The Book of Universes – Exploring the Limits of the Cosmos, W. W. Norton & Co, 2013. - Mario Livio,  The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos", Wiley; 2008. -  Eric Chaisson, Cosmic Evolution: The Rise of Complexity in Nature,‎ Harvard University Press, 2000.