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L'univers en expansion
La cosmologie du big bang

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¬ę Le Lapin Blanc mit ses lunettes. "S'il pla√ģt √† votre Majest√©, demanda-t-il, par o√Ļ dois-je commencer?"
"Commencez par le commencement, dit, d'un ton empreint de gravit√©, le Roi, et continuez jusqu'√† ce que vous arriviez √† la fin; ensuite, arr√™tez-vous. ¬Ľ

(Lewis Carroll, 
Alice au Pays des merveilles).

La th√©orie du big bang (ou gros boum) est la la th√©orie cosmologique actuellement admise. Elle repose sur le constat de l'expansion de l'univers, qui conduit √† admettre que si l'on remonte dans le pass√©, n'importe quelle distance actuelle a d√Ľ √† un certain moment √™tre nulle (en th√©orie) ou du moins beaucoup plus petite. A cette √©poque - c'est-√†-dire il y a 13,82 milliards d'ann√©es - l'univers connaissait de hautes densit√©s et temp√©ratures, puisque la mati√®re et l'√©nergie contenues aujourd'hui dans un volume donn√© √©taient alors concentr√©es dans un volume beaucoup plus petit. Ainsi, une des plus belles d√©couvertes du XXe si√®cle aura √©t√© celle du lien qui existe entre les objets les plus petits que l'on puisse √©tudier, les particules √©l√©mentaires, et l'objet le plus grand accessible √† l'√©tude, l'univers lui-m√™me. Ce lien ce sont les hautes √©nergies-: l'√©tude des interactions des particules n√©cessite des √©nergies tr√®s √©lev√©es, et les √©nergies les plus √©lev√©es que nous connaissons existaient au d√©but de l'√©volution de l'univers. 

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 o√Ļ cette expansion a commenc√© est parfois d√©sign√© comme instant du big bang, il convient de noter que l'expression peut cette fois encore √™tre trompeuse. Les mod√®les cosmologiques, bas√©s sur la th√©orie des la relativit√© g√©n√©rale d'Eisntein et mis en oeuvre par la th√©orie de l'expansion, envisagent une date, t = 0, √† laquelle toutes les distances devaient √™tre nulles et √† partir de laquelle est d√©finie la chronologie cosmique. Mais, d√®s que l'on s'interroge sur le conditions physiques qui auraient pu r√©gner alors, on rencontre la m√™me impossibilit√© que l'orsqu'on veut, en math√©matiques, faire une division par z√©ro. Ce qui appara√ģt comme un faux probl√®me, lorsqu'on remarque que les ph√©nom√®nes √©tudi√©s aux tr√®s petites √©chelles d'espace et de temps, rel√®vent des principes de la physique quantique (relations d'ind√©termination de Heisenberg), qui interdisent une d√©finition pr√©cise de dur√©es et de distances au dessous d'une certaine √©chelle. Il s'ensuit que (dans l'√©tat actuel des connaissances)  que parler de l'expansion de l'univers n'a de sens qu'√† partir d'une date de l'ordre de t = 10-43 s, la date t = 0 n'ayant plus d√®s lors qu'un statut d'hypoth√®se, si ce n'est de fiction.

Le Grand débat.
D√®s les ann√©es 1912-1914, Vesto Slipher (1875-1969) a constat√© que les galaxies pr√©sentaient le plus souvent un d√©calage vers le rouge de leur lumi√®re. A cette √©poque o√Ļ l'on ne connaissait ni la nature exacte des galaxies ni leur distance, ce d√©calage du spectre des galaxies pouvait alors s'interpr√©ter comme l'expression d'un effet Doppler. Depuis Copernic, la Terre avait certes quitt√© le centre de l'univers, cette place revanant plut√īt au Soleil. Le Soleil √©tait-il le centre de notre Voie lact√©e et la Voie lact√©e le centre de l'univers. On pouvait encore le penser, et cet √©loignement syst√©matique des galaxies  que semblait signifier cet effet Doppler pouvait m√™me appuyer cette id√©e. Dans les ann√©es suivante, la question de la place de notre Galaxie dans l'univers et l'√©chelle de celui-ci a donn√© lieu √† ce qu"on a appel√© le Grand d√©bat, divisant les astronomes en deux camps. D'un c√īt√©, les uns rang√©s derri√®re  Harlow Shapley (1885-1972), d√©fendaient l'id√©e que la Voie lact√©e √©tait tout l'univers; les autres, rang√©s derri√®re Heber Curtis  (1872-1942), pensent que l'univers s'√©tend bien au-del√†. D√®s 1924, les √©valuations des distances des galaxies, via l'√©tude des c√©ph√©ides dans celle-ci, par Edwin Hubble (1889-1953)  permet de trancher en faveur des partisans de Curtis. Il devient de moins cr√©dible que nous soyons au centre de l'univers : le rougissement de la lumi√®re des galaxies va devoir trouver une autre explication. A ce moment, nous sommes √† l'aube d'une seconde r√©volution copernicienne, celle-ci d'une ampleur in√©dite.

La loi de Hubble
Les recherches de Hubble, travaillant en collaboration avec Milton Humason (1891-1973)  √† l'observatoire du mont Wilson puis √† celui du mont Palomar, ajout√©es aux donn√©es spectroscopiques recueillies ant√©rieurement, ont permis √† Hubble de montrer, en 1929 que :

1¬į les galaxies lointaines semblent bien s'√©loigner de la Terre;

2¬į la vitesse v de r√©cession (ou d'√©loignement) est proportionnelle √† la distance d de la galaxie √† la Terre. Les deux grandeurs v et d peuvent √™tre d√©termin√©s par les observations. La tendance des donn√©es sugg√®re la simple relation de proportionnalit√© :

 v = H0 x d

H0 est appel√©e la constante de Hubble et vaut, selon les estimations actuelles 70 km/s/MPc ( = 70 kilom√®tres par seconde par m√©gaparsec). Le m√©gaparsec (Mpc) est une unit√© de distance : 1 Mpc = 1 million de parsecs (pc) et 1 parsec correspond √† 3,26 ann√©es-lumi√®re. 

Cette relation, appelée loi de Hubble, indique que les étoiles et les galaxies éloignées s'éloignent de nous à une vitesse de 70 km/s pour chaque mégaparsec de distance. Mais on notera que le terme de constante appliqué à H0 est quelque peu trompeur : H, le paramètre qu'il conviendrait d'utiliser dans la loi de Hubble est variable dans le temps et H0 est seulement sa valeur aujourd'hui.
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Loi de Hubble.
Loi de Hubble. - Ce graphique montre la relation linéaire qui existe entre la vitesse de récession des galaxies lointaines (déduite du décalage vers le rouge de leur lumière), en ordonnée, et leur distance (évaluée notamment en utilisant des "chandelles standard" telles que les céphéides ou les supernovae), en abscisse. Une telle relation implique une expansion de l'univers. Le taux de cette expansion est donné approximativement par la pente H0 de la droite. (Crédit : John Cub).

La loi de Hubble d√©crit un comportement moyen des galaxies √† grande √©chelle. Par exemple, une galaxie √† 100 Mpc (d√©termin√©e par sa taille et sa luminosit√©) s'√©loigne g√©n√©ralement de nous √† 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'√©loigne de nous √† une vitesse de 100 000 km/s en fonction de son d√©calage vers le rouge, elle est √† une distance : d = v / H0 = 10 000 / 70 = 143 Mpc. Ce dernier calcul est approximatif car il suppose que le taux d'expansion √©tait le m√™me il y a 5 milliards d'ann√©es qu'aujourd'hui.

Les modèles du big bang.
La relativité générale et l'univers.
La th√©orie de la gravitation (relativit√© g√©n√©rale) d'Einstein  (1879-1955), √©nonc√©e en 1915, √©tablit la relation entre la courbure de l'espace-temps et la pr√©sence de masses dans cet espace. Appliqu√©e √† l'univers dans son ensemble, moyennant, un certain nombre d'hypoth√®ses, elle permet d'√©tablir un certain nombre d'√©quations, formant ce que l'on appelle des mod√®les d'univers, et permettant de d√©finir la g√©om√©trie globale de l'univers et son √©volution.

Quand Hubble formula sa loi observationnelle de r√©cession des galaxies, plusieurs de ces mod√®les th√©oriques avaient √©t√© √©labor√©s et pouvaient fournir uneexplication au d√©calage vers le rouge du spectre des galaxies. Einstein, le premier, avait construit un mod√®le d'univers. Il s'agissait du mod√®le d'un univers fini et illimit√© (analogue √† trois dimensions de la surface d'une sph√®re), rendu stable (d'une stabilit√© tr√®s pr√©caire, en fait) par la pr√©sence d'un param√®tre 0, appel√© la constante cosmologique, pos√© comme non nul dans les √©quations et jouant le r√īle d'une compensation de l'effet attractif de la gravitation. En 1922, cependant, Alexander Friedman et d'autres (Arthur Eddington, notamment) montraient que la r√©solution des √©quations de la relativit√© g√©n√©rale, en posant = 0 ( 'n'a pas de valeur contrainte par les √©quations, comme c'est le cas, par exemple, en math√©matiques pour une constante d'int√©gration) pouvaient mener √† d'autres conclusions : l'univers pouvait aussi √™tre en expansion (l'espace se dilate ind√©finiment dans le temps) ou en contraction (une phase de contraction peut suivre la phase de d'expansion). 

Georges Lema√ģtre (1894-1966) montra de son c√īt√© que dans un univers en expansion, les galaxies lointaines devaient avoir leur lumi√®re d'autant plus  d√©cal√©e vers le rouge  qu'elles √©taient 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 privil√©gi√©e au centre de tout). La reconnaissance de la contribution th√©orique de Lema√ģtre √† cette question fait ajourd'hui parler de la Hubble-Lema√ģtre, plut√īt que de la loi de Hubble tout court.

Lema√ģtre pensait aussi qu'en remontant dans le temps, la mati√®re √©tait plus concentr√©e dans l'espace et qu'elle avait d√Ľ occuper, au tout d√©but de l'expansion cosmique un tr√®s petit espace. La physique des particules n'√©tait pas alors suffisamment avanc√©e pour aller plus loin, mais cette th√©orie, dite de l'atome primitif, peut √™tre vue comme un anc√™tre de la th√©orie 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 :

‚ÄĘ L'expansion est constat√©e par tous les observateurs de l'univers, peu importe o√Ļ ils se trouvent. 

‚ÄĘ L'expansion est celle de l'espace. Elle affecte la longueur d'onde de la lumi√®re √©mise par les galaxies √©loign√©es qui s'en trouve √©tir√©e. Cela rend la lumi√®re plus rouge √† l'observateur - un ph√©nom√®ne appel√© redshift cosmologique. Le redshift cosmologique n'est mesurable que pour les galaxies √©loign√©es de plus de 50 millions d'ann√©es-lumi√®re.

-Analogie de l'univers en expansion avec le gonflement d'un ballon.
Une analogie parlante fait comparer l'expansion de l'univers du gonflage d'un ballon. Des points marqu√©s sur la surface du ballon repr√©sentent les galaxies, et l'enveloppe du ballon repr√©sente l'espace-temps √† quatre dimensions (relativit√©). Lorsque le ballon est gonfl√©, chaque point "voit" les autres points s'√©loigner. Quant √† la lumi√®re, elle voit sa longueur d'onde augmenter avec la dilatation de l'espace (redshift cosmologique). Source :  Openstax.

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 parfois appelée le principe cosmologique

Les paramètres-clés des modèles de Friedman.
Les mod√®les de Friedman (ou de Friedman-Lema√ģtre, pour rendre ici encore justice √† la contribution de ce dernier cosmologiste) sont des solutions des √©quations de la relativit√© g√©n√©rale, lorsqu'on prend pour postulats :

1) le principe cosmologique; 

2) l'existence, dans le pass√©, d'un instant o√Ļ tout ce qui constitue l'univers actuel √©tait concentr√© dans une r√©gion de l'espace ind√©finiment petite. 

Selon la th√©orie g√©n√©rale de la relativit√©, un moyen important de caract√©riser l'√©tat de l'univers consiste √† utiliser la m√©trique de l'espace-temps : 

Dans cette √©quation, o√Ļ d d√©signe une variation infinit√©simale de la variable qui suit imm√©diatement (notation de Leibniz), c est la vitesse de la lumi√®re, a est un facteur d'√©chelle (une fonction du temps) et d est l'√©l√©ment (infinit√©simal) de longueur de l'espace. En coordonn√©es sph√©riques (r, ), cet √©l√©ment de longueur peut s'√©crire  :

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o√Ļ k est une constante qui d√©crit la courbure de l'espace. Selon le signe de cette constante, l'univers sera dit ouvert, ferm√© ou plat :

‚ÄĘ k = 0 univers plat

‚ÄĘ k > 0 univers ferm√©, comme une sph√®re

‚ÄĘ k < 0  univers ouvert, comme une hyperbole

Si l'on considère le facteur d'échelle a, cette métrique fait également la distinction entre les univers statiques, en expansion et en contraction :
‚ÄĘ a = 1 univers statique

‚ÄĘ da/dt > 0 univers en expansion

‚ÄĘ da/dt < 0  univers en contraction

Le facteur d'√©chelle a et la courbure k sont d√©termin√©s √† partir de la th√©orie de la relativit√© g√©n√©rale. Si nous traitons l'univers comme un gaz de galaxies de densit√©  et de pression p, et supposons k = 0 (un univers plat), alors le facteur d'√©chelle a est donn√© par :

o√Ļ G est la constante de gravitation universelle. (Pour la mati√®re ordinaire, nous nous attendons √† ce que la quantit√©  + 3p soit sup√©rieure √† z√©ro). Si le facteur d'√©chelle est positif (a > 0), la valeur du facteur d'√©chelle "d√©c√©l√®re" (d¬≤a / dt¬≤  < 0), et l'expansion de l'univers ralentit avec le temps.

Si le num√©rateur est inf√©rieur √† z√©ro (d'une mani√®re ou d'une autre, la pression de l'univers est n√©gative), la valeur du facteur d'√©chelle ¬ę-s'acc√©l√®re ¬Ľ et l'expansion de l'univers s'acc√©l√®re avec le temps. On pense que l'univers a connu au moins deux acc√©l√©rations de ce genre au cours de son histoire : 

La premi√®re, √† laquelle on a donn√© le nom d'inflation, se serait produite au tout d√©but de l'expansion cosmique. Pour de nombreux chercheurs l'hypoth√®se d'un tel √©pisode d'expansion exponentielle est la mani√®re la plus simple d'expliquer l'√©tat actuel de l'univers (notamment son homog√©n√©it√©). La deuxi√®me phase d'acc√©l√©ration est celle que l'univers conna√ģt actuellement (et depuis les tout derniers milliards d'ann√©es). 

La chronologie cosmique

Aux premiers temps de l'expansion cosmique, toute la matière et toute l'énergie qu'il contient aujourd'hui de façon très diluée était concentrée dans un volume beaucoup plus petit. L'univers primordial était d'autant plus dense et d'autant plus chaud que l'on remonte dans le passé. Autrement dit, son histoire au fil du temps est donc à la fois celle d'une dilatation de l'espace et d'un long refroidissement. L'évolution de ces conditions physique donne alors la clé de la succession d'événements qui vont se produire.

Ajoutons que pour d√©crire quantitativement les conditions de l'univers primordial , il convient de se souvenir de la  relation entre l'√©nergie thermique moyenne de la particule (E) dans un syst√®me de particules en interaction et la temp√©rature d'√©quilibre (T) de ce syst√®me :

E = kB.T o√Ļ kB est la constante de Boltzmann.
Dans les conditions de température extrême de l'univers primordial, les énergies des particules atteignaient ainsi des valeurs inimaginables.

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
Des températures de cette valeur ou plus existaient dans la première seconde de l'univers primordial. Une analyse similaire peut être effectuée pour les atomes. Les atomes se forment à une énergie égale à l'énergie d'ionisation de l'hydrogène à l'état fondamental (13 eV). La température effective pour la formation d'atomes est donc :
T = 13 eV / 8,62.105 eV.K-1 = 1,6x 105 K
L'√®re de Planck. 
Lorsqu'on remonte le fil du temps, l'univers appara√ģt plus dense et plus chaud. Les mod√®les cosmologiques, qui reposent sur la th√©orie de la relativit√© g√©n√©rale (ou th√©orie de la gravitation d'Einstein),  permettent de s'approcher autant que l'on veut de l'instant t = 0, qui correspont √† l'instant o√Ļ toute longueur mesur√©e dans l'espace devient nulle. Un obstacle s√©rieux appara√ģt cependant : √† de tr√®s petites √©chelles d'espace et de temps, (au moment, o√Ļ tout l'espace qu'englobe actuellement l'univers observable √©tait 10-20 plus petit qu'un noyau atomique), les lois qui s'appliquent √† l'univers macroscopique - les principes m√™mes de la relativit√© g√©n√©rale - perdent leur pertinence. C'est la th√©orie quantique qui r√©git le monde, une th√©orie qui ne dit rien de ce que peut √™tre l'univers dans sa globalit√©. Pour savoir ce qui se passe √† proximit√© de l'instant t = 0, il faudrait disposer d'une th√©orie qui combine √† la fois la quantique et la relativit√© g√©n√©rale, autrement dit d'une th√©orie de la gravitation quantique.  Il existe actellement de nombreuses pistes permettant d'√©laborer une telle gravitation quantique, mais on manque encore d'√©vidence observationnelle ou exp√©rimentale qui permettrait de dire sur laquelle de ces pistes il conviendrait de s'engager. 

La limite au-del√† de laquelle une telle th√©orie serait n√©cessaire se situe vers t = 10-43 s apr√®s la date t = 0 s d√©finie par les seuls mod√®les cosmologiques. t = 10-43 s , dit temps (ou dur√©e) de Planck, en r√©f√©rence au physicien Max Planck, initiateur de la physique quantique, ne correspondant pas √† une date pr√©cise, mais plut√īt √† une √©chelle de temps. Il est possible de d√©finir de la m√™me fa√ßon (√† partir d'une analyse dimensionnelle des diverses constantes fondamentales, h, c, G, kB), une longueur de dite de Planck, une temp√©rature, une √©nergie, une masse de Planck, etc. L'ensemble constituant l'√©chelle de Planck. C'est cette √©chelle que sont d√©finies √† l'heure actuelle les conditions initiales de l'histoire cosmique.

La physique, dans son √©tat d'√©laboration actuel, peut pr√©tendre parler de ce qui se passe apr√®s t = 10-43 s, mais elle ignore encore ce qui se passe au cours de la p√©riode, ordinairement appel√©e l'√®re de Planck, qui, dans le contexte des mod√®les cosmologiques, s'√©tendrait de t = 0 s √† t =10-43 s. Pour tout dire, il se pourrait m√™me qu'en l'occurence la notion de p√©riode, ou d'intervalle de temps n'ait pas de sens. Le temps, et l'espace perdent √† cette √©chelle leur consistance. La physique telle qu'on l'a conna√ģt n'est pas op√©rante "avant" cette limite appel√©e parfois mur de Planck. 

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

‚ÄĘ La gravitation est distincte des autres interactions : les √©quation des mod√®les cosmologiques sont applicables.

‚ÄĘ L'univers est en expansion.

‚ÄĘ La temp√©rature de l'univers est d'environ T = 1032 K (temp√©rature de Planck), autrement dit l'√©nergie moyenne par particule est de l'ordre de 1019 GeV.

L'ère de la grande unification.
A partir du moment o√Ļ la gravitation s'affirme comme une interaction particuli√®re, le contenu de l'univers consiste en une masse de quarks et de leptons se transformant les uns dans les autres de sorte qu'il n'y a alors aucune distinction entre les deux familles des particules. D'autres particules, beaucoup plus massives, ont pu aussi exister √† cette √©poque, se formant et se d√©truisant librement. L'√©tude de ces trois interactions unifi√©es est d√©volue aux th√©ories dites de grande unification et l'on nomme √®re de la grande unification l'√©poque de l'histoire cosmique qui s'√©tend entre t = 10-43 s et t = 10-36 s environ. A cette date, la temp√©rature de l'univers est tomb√©e √† 1029 K. 

On attend des th√©ories d√©crivant la grande unification des interactions (ou de toute autre th√©orie pouvant s'appliquer aux tout premiers instants de l'expansion cosmique), qu'elle puisse rendre compte de ce qui peut √™tre observ√© aujourd'hui, lorsque les √©nergies en jeu et les temp√©ratures correspondantes descendent √† un niveau testable en laboratoire. Dans les th√©ories de grande unification, le passage de l'univers tel qu'il √©tait au sortir de l'√®re de Planck √† l'univers actuel se fait en plusieurs √©tapes, qui physiquement correspondent √† des transition de phase (changement d'√©tat de la mati√®re), qui dans, dans les repr√©sentations math√©matiques, s'expriment par des brisures de sym√©trie. L'interaction qui r√©git la grande unification, par suite du refroidissement de l'univers,  est ainsi appel√©e  √† se diff√©rencier, par ces √©tapes, des autres interactions √† l'oeuvre dans l'univers actuel via les diverses particules qui leur correspondent : l'interaction nucl√©aire forte se distinguant d'abord de l'interaction dite √©lectrofaible, celle-ci laissant ensuite la place √† l'interaction nucl√©aire faible et √† l'interaction √©lectromagn√©tique.
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Sťparation des interactions fondamentales dans l'univers primordial.
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 th√©ories de grande unification ont aussi une autre caract√©ristique : elles permettent de comprendre pourquoi l'univers actuel, et autant qu'on puisse le savoir, est compos√© presque exclusivivement de mati√®re, alors que les th√©ories admises pour rendre compte de la situation actuelle dans l'univers (le mod√®le standard des particules) pr√©voit qu'il devrait exister autant de particules que d'antiparticules, et en particulier autant de baryons que d'antibaryons. De la m√™me fa√ßon que la conservation de la charge √©l√©ctrique est une loi d'airain de la physique de l'univers actuel, la consevation du nombre baryonique appara√ģt comme imp√©rative. On a montr√© cependant que, dans le cadre des th√©ories de grande unification, lors de la premi√®re transition de phase, une premi√®re rupture de sym√©trie conduisait √† la formation d'un infime exc√®s de mati√®re (de baryons) par rapport √† la formation d'antimati√®re (par exemple, les d√©sint√©grations de kaons neutres ne produisent que l√©g√®rement plus de mati√®re que l'antimati√®re). Ainsi, dans le cours ult√©rieur de l'expansion cosmique (vers t = 10-2 s pour les baryons et vers quelques dizaines de secondes  pour les √©lectrons) , alors que l'essentiel de la mati√®re pr√©sente se sera annihil√©e au contact de l'antimati√®re, un r√©sidu infime de mati√®re va survivre et constituer toute la mati√®re encore pr√©sente aujourd'hui.

L'épisode inflationnaire
Dans la th√©orie initiale du big bang, l'interaction forte se diff√©rencie de l'interaction √©lectrofaible √† ce moment, par un processus appel√© transition de phase, et l'univers entre directement dans l'√®re dite √©lectrofaible. Aujourd'hui, la plupart des cosmologistes s'accordent √† intercaler ici (au moment de la transition de phase) un √©pisode tr√®s particulier, appel√© inflation, et pendant lequel l'espace se dilate monstrueusement (d'un facteur d'au moins 1026)  pendant un tr√®s court laps de temps (entre t = 10-36 et t = 10-32 s environ).

L'hypoth√®se de l'inflation, d√©velopp√©e dans les ann√©es 1980 par Alan Guth, Andrei Linde,  Paul Steinhardt, et d'autres,  vise √† rendre compte, notamment, de l'homog√©n√©it√© √† grande √©chelle de l'univers actuel. Les conditions qui r√®gnent √† des points tr√®s distants de l'univers sont tr√®s similaires. Cela ne peut se comprendre que si lesdits points ont pu, √† un moment donn√©, homog√©n√©iser ces conditions. L'information a d√Ľ circuler entre ces points pour que l'accord se fasse. Or, il existe une limite √† la vitesse √† laquelle l'information peut circuler et si l'on consid√®re les caract√©ristiques actuelles de l'expansion, les conditions o√Ļ toutes les parties de l'univers auraient pu √™tre assez proches pour s'homog√©n√©iser ne se sont jamais rencontr√©es. L'univers est √† la fois trop grand et trop jeune pour cela. En introduisant au tout d√©but de l'histoire cosmique une  un fulgurant √©pisode d'expansion, dont effet a √©t√© √©loigner d√©mesur√©ment des parties de l'univers li√©es auparavant entre elles, on r√®gle la question, et on r√©pond d'ailleurs aussi √† d'autres questions auxquelles le mod√®le initial du big bang semblait incapable de r√©pondre. 

Les premi√®res th√©ories inflationnaires, qui ont vu le jour d√®s les ann√©es 1980, pla√ßait l'√©pisode au moment de la premi√®re transition de phase connue de l'univers, le franchissement du mur de Planck. Mais des difficult√©s nouvelles sont apparues qui ont conduit √† chercher les conditions n√©cessaires au processus dans les transitions de phase ult√©rieures. La seule poss√©dant les caract√©ristiques requises est la transition entre l'√®re de grande unification et l'√®re √©lectrofaible. 

L'√®re √©lectrofaible. 
Au sortir de l'√©pisode inflatoire, vers t = 10-32 s, la temp√©rature est de l'ordre de T = 1027 K. L'interaction forte  se distingue de l'interaction √©lectrofaible, dont sont appel√©es √† se diff√©rencier un peu plus tard l'interaction √©lectromagn√©tique et l'interaction nucl√©aire faible. La masse-√©nergie de l'univers est alors domin√©e par les quarks et les gluons et par les photons cr√©√©s en quantit√© gigantesque au sortir de l'inflation. De nombreuses particules exotiques, telles que les bosons Z¬į, W¬Ī, dont les masses sont de l'ordre de 100 GeV/c¬≤,  sont √©galement cr√©√©es, au moins jusqu'√† t = 10-12 s. A partir de ce moment, la temp√©rature devient insuffisante pour que le processus se poursuivent : les bosons Z et W encore pr√©sents se d√©sint√®grent, permettant l'expression de l'interaction faible. L'univers entre dans une nouvelle √®re 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 √©change de gluons, ainsi que de leptons et de photons. La temp√©rature est encore trop √©lev√©e (et, partant, l'agitation thermique des particules trop importante) pour que la force nucl√©aire forte permette l'assemblage des quarks. Cela change quand la temp√©rature descend en dessous de 10-12 K, vers  t = 10-6 ou t = 10-5 s.

L'√®re hadronique. 
La transition-quarks-hadrons.
La temp√©rature de 10-12 K correspond √† l'√©nergie (autour de 150 MeV) de liaison des hadrons, c'est-√†-dire des particules form√©es de deux ou trois quarks. Les quarks libres disparaissent  : ils sont d√©sormais confin√©s dans les hadrons (baryons, m√©sons). C'est la transition quarks-hadrons. 

Les termes de l'équilibre.
L'univers est constitu√© de leptons (muons, taus, √©lectrons) et de hadrons (tels que les protons, les neutrons et les m√©sons).  La production de paires de particules et l'annihilation des paires de particules se produisent avec la m√™me facilit√©, de sorte que les photons restent en √©quilibre thermique :

e- + e+   [ photon + photon  √©lectron + positon ]
p [ photon + photon  proton + antiproton ]
n [ photon + photon  neutron + antineutron ]
Le nombre de protons est maintenu approximativement égal au nombre de neutrons par les interactions avec les neutrinos électroniques.
e + n  e - + p      [ neutrino + neutron  √©lectron + proton ]
e + p e+ + n      [ antineutrino + proton  positon + neutron ]
Cela dure jusqu'√† ce que l'abaissement de la temp√©rature rompe l'√©quilibre et que la proportion des neutrons, l√©g√®rement plus massifs que les protons, diminue. 

Le d√©couplage des neutrinos. 
L'√®re hadronique se termine vers t = 1 s. La temp√©rature est alors tomb√©e √† 1010 K, qui correspond √† une √©nergie de l'ordre de 1 Mev. L'univers est peupl√© de protons et de neutrons, de neutrinos, d'√©lectrons et de photons. Les neutrinos cessent d'interagir avec la mati√®re baryonique et forment le rayonnement cosmologique de neutrinos (un rayonnement √† T = 2 K qui reste encore √† d√©tecter). Le rapport neutrons/protons s'√©tablit vers ce moment autour d'environ 1/6; l'espace correspondant √† ce qu'est devenu aujourd'hui l'univers observable  (rayon de 13 √† 14 milliards d'ann√©es-lumi√®re) a un rayon d'environ 10 ann√©es-lumi√®re.

L'ère leptonique.
Entre t = 1 s et t = 100 s, la temp√©rature est divis√©e par dix environ; l'√©nergie moyenne des particules passe ainsi de 1 MeV √† 100 keV. Les photons sont encore suffisamment √©nerg√©tiques pour produite des paires √©lectrons-positons.  Quand cet √©quilibre thermique s'ach√®ve, une population de deutons (paires proton-neutron) commence √† grandir. C'est le d√©but de la nucl√©osynth√®se des √©l√©ments l√©gers.

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 + 
C'est donc seulement vers t = 100 s environ, que le refroidissement (c'est-à-dire l'abaissement de l'énergie moyenne des photons) commence à inhiber la réaction de photodésintégration. La réaction qui correspond à la synthèse d'un noyau de deutérium à partir d'un proton et d'un neutron devient dominante : il se forme plus de deutérium qu'il ne s'en détruit.

On donne le nom de nucl√©osynt√®se primordiale aux processus qui s'amorcent alors, c'est-dire √† la formation des noyaux atomiques. Cela ne concerne que quelques noyaux l√©gers (deut√©rium, h√©lium produit dans les √©toiles, mais en quantit√© insuffisante, et en partie lithium, b√©ryllium et bore). La plupart des noyaux atomiques √©tant synth√©tis√©s bien plus tardivement dans le coeur des √©toiles ou au cours de ph√©nom√®nes tardifs li√©s √† l'√©volution stellaire, ou par les effets de la collision de noyaux lourds pr√©sentents dans le milieu interstellaire avec les particules de haute √©nergie du rayonnement cosmique (ph√©nom√®ne de spallation). 

La formation du deutérium.
Le deut√©rium qui commence √† √™tre produit des premi√®res dizaines de secondes va bient√īt pouvoir se lier aux deux types de nucl√©ons pr√©sents : s'il se lie √† un proton, cela produit des noyaux d'h√©lium-3 (3He) :

 D + p  3He + 
Si le deuton se lie a un neutron, on obtient un noyau de tritium (T ou 3H) :
D + n  T + 
Le noyau de tritium a une demie-vie d'une douzaine d'années, mais sur les brefs intervalles de temps envisagés ici, il peut être considéré comme stable.

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 r√©actions nucl√©aires de synth√®se des notyaux d'h√©ium-4 (4He) sont encore possible par deux voies, selon les esp√®ces impliqu√©es : 

Soit, donc, à partir de l'hélium-3 :

3He + n  4He + 
3He + 3He  4He + 2p + 
Soit à partir du tritium :
T + T  4He + 2n;
T+D  4He + n;
T + p  4He + 
La formation du lithium-7 et du Bérylium-7.
La formation des noyaux d'éléments comprenant 5 nucléons (lithium-5, hélium-5) pourrait être attendue ici. Mais ces isotopes sont beaucoup trop instables (demie-vie de l'ordre de 10-21 s), et l'on peut dire la même chose pour les noyaux à 8 nucléons (le béryllium-8 a une demie-vie de 7 .10-17 s environ). De plus, l'abaissement de la température rend de plus en plus difficiles les réactions de nucléosynthèse. On a cependant encore :
 T + 4He  7Li + ;
3He + 3He  7Be +
7Be + e 7Li + 
Au final, l'abondance calcul√©e de ces diff√©rents √©l√©ments se r√©v√®le bien en accord, comme, avec les observations des abondances estim√©es dans l'univers actuel. C'est un argument suppl√©mentaire en faveur de  la cosmologie du big bang.

L'univers dominé par la matière.
L'√Ęge des ions.
La nucl√©osynth√®se primordiale se termine vers t = 1000 ans, quand l'√©nergie moyenne est trop faible pour permettre le fusion de nouveaux noyaux. De m√™me, les photons n'ont plus suffisamment d'√©nergie pour continuer la production d'√©lectrons-positons, de sorte que les √©lectrons et les positons s'annihilent en photons seulement. Mais cette √©nergie est encore trop grande pour que les √©lectrons (de charge √©lectrique n√©gative) puissent se lier aux noyaux (de charge √©lectrique positive). Il n'y a donc pas encore d'atomes v√©ritables (c'est-√†-dire neutres) dans l'univers. Le rayonnement r√®gne encore en ma√ģtre, qui emp√™che leur formation. Seulement existent des ions positifs d'√©l√©ments nouvellement form√©s, baignant au milieu d'√©lectrons de positons, de protons et de photons. 

L'√Ęge des atomes.
Cependant, l'√®re du rayonnement, qui commandait jusque l√† au devenir de l'univers, touche √† sa fin. L'expansion de l'univers se poursuit, et partant son refroidissement.  Quelques dizaines de milliers d'ann√©es s'√©coulent. La temp√©rature de l'univers tombe en dessous de 105 K ( = 100 000 K). La pr√©minence relative du rayonnement est de plus en plus incertaine, et bient√īt, alors m√™me qu'il existe encore dix mille millions de photons pour seul proton, la mati√®re commence √† prendre la main sur son √©volution. C'est l'av√®nement de l'√®re de la mati√®re. Les photons n'ont plus l'√©nergie suffisante pour s'opposer √† la rencontre des noyaux atomiques et des √©lectrons. Corr√©lativement, on assiste √† la dilution in√©luctable de la "soupe" (un plasma) de protons et d'√©lectrons libres qui interceptaient les photons et les emp√™chait de se propager sur de longues distances. Vers la date t = 380 000 ans, c'en est fait. Les atomes et les photons vont d√©sormais chacun suivre son propre chemin : les atomes, √©lectriquement neutres, ne diffusent pas le rayonnement efficacement comme les protons et les √©lectrons l'avaient fait pendant qu'ils √©taient s√©par√©s. Dans tout l'espace, mati√®re et rayonnement ont √©t√© d√©coupl√©s (= s√©par√©s). 

Le fond diffus cosmologique.
Les photons vont pouvoir se  propager sur de tr√®s longues distances sans jamais se cogner √† une particule de mati√®re. Ce qui signifie que l''espace devient transparent. Ces photons, issus de l'univers primordial, t√©moins intacts de l'√©tat de l'univers tel qu'il √©tait environ 380 000 apr√®s le d√©but de l'expansion, peuvent √™tre capt√©s et √©tudi√©s de nos jours (soit √† t = 13,82 milliards d'ann√©es) : 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 caract√©ristiques avaient √©t√© pr√©dites d√®s 1948 par George Gamow,  a √©t√© d√©couvert en 1965, par Arno Penzias et Robert Wilson qui testaient des antennes de communication et qui ont d√©tect√© un bruit de fond d√Ľ √† un rayonnement dont les longueurs d'onde √©taient de l'ordre du centim√®tre (domaine micro-ondes du spectre √©lectromagn√©tique). Le spectre  thermique observ√© correspondait bien √† celui qui √©tait attendu d'une courbe du corps noir √† une temp√©rature T = 2,7 K. C'est ce que l'on consid√®re, par abus de langage, comme l'actuelle temp√©rature de l'univers. Elle √©tait de quelques milliers de kelvins lors du d√©couplage et le niveau atteint aujourd'hui est la cons√©quence directe de la poursuite l'expansion de l'univers pendant tout ce temps. 
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Le fond diffus cosmologique.
Cartographie du fond diffus cosmologique r√©alis√©e √† partir des donn√©es recueillies par le satellite Planck. - Cette carte repr√©sente les diff√©rences de temp√©ratures, dites anisotropie  (la temp√©rature varie de 600 microkelvins entre le zones bleues, plus froides, et rouges,plus chaudes), mesur√©es dans toutes les direction du ciel au moment o√Ļ l'univers √† cess√© d'√™tre opaque √† la lumi√®re. Ces anisotropies sont interpr√©t√©es comme les indications des fluctuations de la densit√© de la mati√®re √† cette √©poque. C'est sur elles que jouera ult√©rieurement la gravitation pour conduire vers la formation des galaxies et des grandes structures de l'univers. (Source : ¬© ESA / Planck Collaboration).

Pour le reste, le rayonnement cosmologique appara√ģt comme une photographie inalt√©r√©e de l'√©tat l'univers au moment de son √©mission. Les analyses montrent son aspect global identique  dans toutes les directions (il n'y a pas de direction privil√©gi√©e dans l'univers) conform√©ment aux mod√®les cosmologiques. En revanche il existe de tr√®s faibles fluctuations spatiales dans la temp√©rature mesur√©e, appel√©es anosotropies, qui t√©moignent de faibles irr√©gularit√©s dans la densit√© de la mati√®re lors du d√©couplage. L'√©tude de ses anisotropies, depuis les ann√©es 1990, n'a cess√© de confirmer et de pr√©ciser les param√®tres des mod√®les cosmologiques. On y voit, apr√®s la r√©cession des galaxies, l'abondance des √©l√©ments l√©gers (deut√©rium, h√©lium, lithium), la troisi√®me argument fort en faveur de la th√©orie du big bang.

Les √Ęges 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 √† se former √† partir de nouveaux objets apparus √† petite √©chelle : les √©toiles, r√©unies en galaxies, elles m√™mes regroup√©es en amas et superamas. La physique √† l'oeuvre dans l'univers primordial se retrouve d√©sormais principalement au niveau des √©toiles, au coeur desquelles les r√©actions de fusion nucl√©aire poursuivent les processus de nucl√©osynth√®se. On appelle parfois √Ęges sombres, la p√©riode de l'histoire cosmique qui s'√©tend entre la fin du d√©couplage (√©poque pendant laquelle l'√©nergie moyenne des photons correspondait  √† une lumi√®re rouge vif) et le moment o√Ļ les toutes premi√®res √©toiles ont commenc√© √† √©mettre dans l'espace leurs premiers photons correspondant √† de la lumi√®re visible. Dans l'intervalle, l'univers n'aurait paru sombre que pour des yeux humains, le rayonnement cosmologique qui le sillonnait et le rayonnement d√©j√† √©mis par les masse de mati√®re en contraction appartenaient √† la partie infrarouge du spectre, ou au domaine radio (√©mission √† 21 cm de l'hydrog√®ne 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 premi√®res √©toiles ne se sont pas entour√©es de plan√®tes. Il n'y avait de disponible,au moment de leur formation, que de l'hydrog√®ne et de l'h√©lium. Mais les plus massives de ces √©toiles, qui ont, √† la fois eu une √©volution tr√®s rapide (quelques millions d'ann√©es) et ont synth√©tis√© en leur sein ou lors de leur explosion en supernova de nombreux √©l√©ments lourds, les ont dispers√©s dans l'espace. Apr√®s quelques petits milliards d'ann√©es, des √©toiles moins massives, ont aussi expuls√© des √©l√©ments lords (tels que le carbone) au moment o√Ļ elles ont atteint leur stade de g√©ante rouge. Ainsi, chemin faisant, le millieu interstellaire a cess√© d'√™tre constitu√© de gaz d'hydrog√®ne et d'h√©lium pur : il s'est enrichi en nouveaux √©l√©ments, assembl√©s en mol√©cules √† l'origine d'une chimie souvent √©tonnamment riche, ou condens√©s en poussi√®res.

Les conditions de formation des √©toiles qui ont continu√© √† se former √† partir de cette mati√®re premi√®re ont chang√©. Les √©toiles se sont form√©es √† partir de l'accumulation de mati√®re √† l'int√©rieur de sombre cocons constitu√©s de gaz et de poussi√®re. La mati√®re s'accumulant autour d'une √©toile naissante a form√© un disque de plus en plus plat √† l'int√©rieur duquel des accumulations secondaires de mati√®re ont commenc√© √† grandir-: les poussi√®res qui le constituait au d√©part se sont assembl√©es pour former des bloc solide plus gros, ces blocs se sont ensuite peu √† peu coll√© les uns aux autres, formant un objet de plus en plus massif, un plan√®te, qui a √©ventuellement conserv√©, par son attraction, un peu du gaz interplan√©taire qui l'entourait. Ainsi des syst√®mes plan√©taires ont-il plus appara√ģtre. La premi√®re plan√®te hors du Syst√®me solaire (plan√®te extrasolaire ou exoplan√®te) a √©t√© √©t√© d√©couverte autour de l'√©toile 51 Pegasi (P√©gase) en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz (qui ont re√ßu pour cela le prix Nobel de physique en 2019). Un quart de si√®cle plus tard on connaissait plus de 4000 exoplan√®tes (dans plus de 3000 syst√®mes plan√©taires), 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.
D√®s 1933, Fritz Zwicky, qui avait mesur√© les vitesses des galaxies dans l'amas de Coma (Chevelure de B√©r√©nice), observait qu'elles ne s'expliquaient qu'en admettait une masse de mati√®re dans cet amas sup√©rieure √† celle qu'on pouvait d√©duire des observations. Un r√©sultat pass√© relativement inaper√ßu. Cette discordance  pouvait provenir d'un manque de sensibilit√© des observations. Mais dans les ann√©es  1970, Vera Rubin a montr√© que la courbe de rotation des galaxies spirales (c'est-√†-dire la vitesse de r√©volution de leurs √©toiles en fonction de leur distance au centre des galaxies auxquelles elles appartiennent) ne correspondaient pas √† celle que l'on pouvait attendre quand on √©valuait la masse de ces galaxies et la r√©partition de cette masse en ne consid√©rant que la masse des √©toiles (et de la mati√®re interstellaire) visibles. Un raisonnement sommaire, √† partir de l'application de la troisi√®me loi de K√©pler laisse d√©j√† penser que la courbe de rotation aurait d√Ľ d√©cro√ģtre avec la distance alors qu'en r√©alit√© elle reste plate. De grandes quantit√©s de mati√®re, que l'on imaginait encore √™tre de la mati√®re ordinaire (principalement protons et neutrons), devait √©chaper √† l'observation.

L'√©nigme est devenue d√®s lors plus pressante. Et, de fait, dans les ann√©es 1980, d'autres r√©sultats sont venus installer solidement l'id√©e qu'une partie de la masse de mati√®re contenue dans l'univers n'√©tait pas visible. Certains ph√©nom√®nes de mirages gravitationnels en courbant (selon pr√©visions de la relativit√© g√©n√©rale) le parcours de rayons lumineux qui subissent son champ gravitationnel ne pouvait s'expliquer sans supposer une composante sombre. De m√™me, l'existence d'immenses concentrations de gaz intergalactique tr√®s chaud (observable dans le domaine X du spectre √©l√©ctromagn√©tique) que leur tr√®s haute temp√©rature aurait d√Ľ disperser depuis longtemps apparaissent li√©s, contenus, sous l'effet d'une importante force de gravitation, qui elle aussi pointe vers la pr√©sence d'une mati√®re √©chappant √† l'observation directe, et que l'on a appel√© mati√®re sombre, ou mati√®re sombre exotique car compos√©e de particules diff√©rentes de celles qui constituent la mati√®re ordinaire.
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Amas de galaxies Abell 2744 par l'observatoire X Chandra.
Gaz intergalactique ionis√© de l'amas de galaxies Abell 2744 (constellation du Sculpteur), visualis√© en 2015 dans le domaine X (en rose) par l'observatoire spatial Chandra. Comme c'est le cas pour beaucoup d'autres amas observ√©s de la m√™me fa√ßon, l'attraction gravitationnelle imputable aux galaxies pr√©sentes ne suffit pas √† expliquer la concentration observ√©e de gaz tr√®s chaud. Celui-ci aurait d√Ľ se disperser depuis longtemps. Cela conduit √† 'invoquer l'attraction gravitationnelle suppl√©mentaire attribuable √† la pr√©sence dans et entre les galaxies d'une importante quantit√© de mati√®re sombre, c'est-√†-dire de mati√®re √©chappant √† l'observation directe. Cr√©dits :  X-ray: NASA/CXC/Ecole Polytechnique Federale de Lausanne/D.Harvey & NASA/CXC/Durham Univ/R.Massey; Optical & Lensing Map: NASA, ESA, D. Harvey (Ecole Polytechnique Federale de Lausanne) and R. Massey (Durham University, UK).

On ne conna√ģt toujours pas la nature de cette mati√®re. On sait seulement qu'il ne s'agit pas d'atomes ou de particules atomiques (protons, √©lectrons) qui interagissent avec le rayonnement √©lectromagn√©tique et devraient donc √™tre d√©tectables d'une mani√®re ou d'une autre. Tout au plus, les astronomes peuvent-ils affirmer qu'il s'agit de mati√®re "froide" (c'est-√†-dire de mati√®re dont les particules se d√©placent lentement parce que relativement massives). Parmi les particules dont pourrait √™tre form√©e la mati√®re sombre, plusieurs candidats - certains connus, d'autres hypoth√©tiques - ont √©t√© invoqu√©s, parmi lequels le boson de higgs, par exemple, dont on sait qu'il existe, ou d'autres particules encore sp√©culatives pr√©vues par les th√©ories supersym√©triques.

L'accélération de l'expansion cosmique et l'énergie sombre.
Une augmentation aussi importante de la quantit√© de mati√®re et donc de la densit√© de l'univers, conduisait √† attendre, en vertu des mod√®les cosmologiques,  √† un ralentissement de l'expansion de l'univers encore plus important que celui qui √©tait envisag√© auparavant. Une tr√®s grande surprise attendait les astronomes. En 1998,  l'√©tude de supernovae de type Ia lointaines a montr√© que l'expansion de l'univers, tout au contraire, s'acc√©l√©rait dans le temps. L'√©tude de la luminosit√© de ces supernovae montrait qu'elles √©taient plus √©loign√©es que leur d√©calage spectral z ne le laissait suposer. Autrement dit la dilatation du cosmos, entre l'√©mission de leur lumi√®re et nous, a √©t√© plus grande qu'attendue. Des confirmations de ce r√©sultat onrt √©t√© faites ensuite ind√©pendamment √† 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 d√©couverte 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 tr√®s curieusement, les mod√®les cosmologiques √©labor√©s √† partir des concepts de la relativit√© g√©n√©rale peuvent tr√®s bien s'accomoder de cette acc√©l√©ration. Ils pr√©voyaient en effet, au d√©part, un param√®tre 0, appel√© la constante cosmologique, dont la valeur n'√©tait contrainte par aucune observation (on ne voyait pas quel sens physique donner √† ce param√®tre d'origine purement math√©matique), aussi avait-on cru, pendant plusieurs d√©cennies, pouvoir l'√©vacuer des √©quations en lui donnant la valeur 0 = 0. Or, en lui donnant une valeur non nulle, il √©tait possible de rendre compte de l'acc√©l√©ration de l'expansion de l'univers, sans donc remettre en cause l'√©difice. La th√©orie du big bang √©tait ainsi capable d√®s l'origine d'absorber une d√©couverte aussi inattendue que celle de l'√©nergie 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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Contenu de l'univers.


√Čvolution des estimations du contenu de l'univers depuis les ann√©es 1970. - Ce diagramme montre les changements dans notre compr√©hension du contenu de l'univers au cours des trois derni√®res d√©cennies du XXe si√®cle. Dans les ann√©es 1970, on soup√ßonnait que la majeure partie de la mati√®re de l'univers √©tait invisible, mais on pensait que cette mati√®re pouvait √™tre de la mati√®re ordinaire (protons, neutrons, etc.) qui ne produisait tout simplement pas suffisament de rayonnement √©lectromagn√©tique pour √™tre observ√©e avec nos instruments. Dans les ann√©es 1980, il est devenu tr√®s vraisemblable que la majeure partie de la mati√®re sombre √©tait constitu√©e de quelque chose qui n'a jamais √©t√© d√©tect√© sur Terre. A partir de 1998, diverses exp√©riences ont montr√© que nous vivons dans un univers √† densit√© critique (ou extr√™ment proche de cette densit√©) et que l'√©nergie sombre contribue √† environ 70% de ce qui est n√©cessaire pour atteindre la densit√© critique. Notez comment l'estimation de l'importance relative de la mati√®re lumineuse ordinaire (repr√©sent√©e couleur moutarde) a diminu√© avec le temps. (Source : Openstax).


En librairie. - Aur√©lien Barrau, Big Bang et au-del√†, Format Kindle et Dunod, 2023. - James Peebles - Cosmologie moderne: Origine, nature et √©volution de l'Univers : √©pop√©e de l'infiniment grand, Dunod, 2022. - Marc Lachi√®ze-Rey, Initiation √† la Cosmologie, ‚ÄéDunod, 5e √©dition 2020. Fran√ßoise Combes, Le Big Bang, QSJ, 2019; de la m√™me,  La mati√®re noire, cl√© 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 Premi√®res Minutes de l'univers, r√©ed. 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 ‚Äď 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,‚Äé Harvard University Press, 2000. 

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Dictionnaire cosmographique
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