Origine des galaxies

Les astrophysiciens n'ont pas trouvé de meilleur modèle que le Big Bang pour expliquer l'histoire de l'Univers. Si on prend par exemple l'histoire des galaxies, selon ce modèle, elle débuterait approximativement entre 300 à 400 millions d'années  après l'instant "zéro", avec la chute de température et de densité de l‘univers, les photons cessent d'interagir avec la matière et l‘univers opaque devient transparent à la suite du découplage de la matière et du rayonnement. Cet événement marque la frontière de notre univers observable.

Aujourd’hui la galaxie GN-z11 ( ci-dessous) est la plus ancienne galaxie connue avec un red-shift de 11,09 ce qui fait à peu près 400 millions d’années après le Big-Bang. La galaxie GN-z11 a été identifiée dans la constellation de la Grande Ourse en mars 2016 par une équipe chargée de l'analyse des données issues du télescope spatial Hubble et du télescope spatial Spitzer.

La lumière libérée lors de cet évènement et provenant de tout point de l'espace peut être actuellement captée par les astrophysiciens: c'est le fameux rayonnement fossile, vestige du Big Bang.

Grâce aux mesures et à l'observation précise de ses irrégularités, on commence à comprendre comment notre Univers s'est peuplé d'étoiles et de galaxies. Il est admis que la force gravitationnelle est la cause principale de la formation des galaxies. Mais il a fallu un point de départ, c'est à dire des variations de densité dans un univers presque parfaitement homogène. La théorie de l'inflation cosmologique émet l'hypothèse que des fluctuations quantiques ont été étirées suffisamment, juste après le Big Bang, pour constituer les variations de densité selon lesquelles la matière fraîchement apparue s'est répartie.

Les évènement marquants de l'évolution de l'Univers sont sujette à diverses interprétations selon les modèles envisagés. Bien évidement les calculs, concepts et terminologies permettant de travailler sur diverses hypothèses ne sont pas à la portée du néophyte. Si toutefois on souhaite avoir une idée des échelles temporelles ou de la nature des évènements entrant la chronologie de la naissance de l'Univers la liste  suivante pourrait nous éclairer.

1) "Big Bang" T=0: naissance de notre univers il y a 13.7 milliards d’années.

2) Entre 0 et 10^-43 sec. : "Ere de Planck" les quatre interactions fondamentales (électromagnétisme, interaction faible, interaction forte et gravitation) sont peut-être unifiées en une unique force fondamentale...  .Les physiciens espèrent que les théories de gravité quantique proposées telles que la théorie des cordes, la théorie de la gravitation quantique à boucles et les conjonctions causales (en) mèneront finalement à une meilleure compréhension de cette ère dont on connaît peu de choses.

3)  Entre de 10^-43 et 10^-36 sec. : "Ere de grande unification" Avec l’expansion et le refroidissement de l’Univers qui succède à l’ère de Planck, la gravitation commence à se séparer des interactions de jauge fondamentales : l’électromagnétisme et les forces nucléaires fortes et faibles. À ces échelles, la physique est décrite par une Théorie de la Grande Unification dans laquelle le groupe de jauge du Modèle standard est intégré dans un groupe beaucoup plus vaste, qui est rompu pour produire les forces naturelles observées. Finalement, la Grande Unification est elle-même rompue lorsque la force nucléaire forte se sépare de la force électrofaible. Ceci se produit en même temps que l’inflation. Selon certaines théories, cela pourrait conduire à la production de monopôles magnétiques. L’unification de l’interaction forte et de la force électrofaible conduit à ce que la seule particule à laquelle on puisse s’attendre à cette période est le boson de Higgs.  (Selon certains modèles, l'amplitude de l'expansion qui succède à l'Ere de Planck se situerait entre 10²⁶ au minimum et 10^1000000 , dans ce dernier l'univers cas il aurait eu une taille initiale minuscule. Sa  masse volumique se situant entre 10⁸⁶ et 10⁹⁰ kg/m³ et sa température pouvant être comprise entre 10²⁶ à 10 ²⁸°K.)

4) Entre 10^-36 et 10^-12 sec.:  "Ere électrofaible" durant cette ère la température de l'univers a suffisamment diminué ( 10²⁸K) pour que la force forte se sépare de la force faible ( unification des forces électromagnétiques et de l'interaction faible) . Cette phase engendre une période d'expansion exponentielle connue sous le nom d'inflation cosmique. Au terme de cette inflation; l'énergie des interactions entre les particules est encore suffisante pour créer un grand nombre de particules "exotiques" dont les bosons "W" , "Z" et de Higgs. Cette aire peut se décomposer en trois étapes :

• 4a) "Ere inflationnaire" ( entre 10^-36 et 10^-32 sec.) La température (et donc le temps) à laquelle s’est produit l’inflation cosmique n’est pas connue avec certitude. Durant l’inflation, l’Univers est aplati (sa courbure spatiale est critique) et il entre dans une phase d’expansion rapide, homogène et isotrope dans laquelle apparaît la graine des formations des futures structures déposées sous la forme d’un spectre primordial de fluctuations d’échelle presque invariante. Une partie de l’énergie des photons devient des quarks virtuels et des hyperons, mais ces particules se désintègrent rapidement. Un scénario suggère qu’avant l’inflation cosmique, l’Univers était froid et vide, et que la chaleur et la quantité d’énergie immenses associées aux premiers âges du Big Bang ont été créées lors du changement de phase associé avec la fin de l’inflation.
• 4b) "Réchauffement" Pendant la phase de réchauffement, l'expansion exponentielle qui s’était produite pendant l’inflation cesse et l’énergie potentielle du champ d’inflation se désintègre en un plasma de particules relativiste et chaud. Si la Grande unification est bien une caractéristique de notre univers, alors l’inflation cosmique a dû se produire pendant ou après la brisure de symétrie de la grande unification, sinon les monopôles magnétiques seraient observés dans l’univers visible. À ce stade, l’Univers est dominé par le rayonnement ; des quarks, des électrons et des neutrinos se forment.
• 4c)"Baryogénèse" Il n'existe pas actuellement de preuves observationnelles suffisantes pour expliquer pourquoi l’Univers contient beaucoup plus de baryons que d’antibaryons. Une explication possible de ce phénomène doit autoriser les conditions de Sakharov pour qu’elle soit satisfaite quelque temps après la fin de l’inflation cosmique. Alors que la physique des particules suggère des asymétries sous lesquelles ces conditions sont respectées, ces asymétries sont empiriquement trop petites pour rendre compte de la dissymétrie de l’Univers au point de vue de la présence baryons/antibaryons. Après la baryogénèse, l’Univers est rempli d’un plasma de quarks-gluons. À partir de ce point, la physique de l’univers primordial est mieux connue et moins spéculative.

 5) "Rupture de supersymétrie" Si la supersymétrie est une propriété de notre univers, alors elle doit être brisée à des énergies aussi basses que 1 TeV, l’échelle de symétrie électrofaible. La masse des particules ne serait alors plus égale à celle de leurs superpartenaires, ce qui pourrait expliquer pourquoi il n’a jamais été possible d’observer aucun superpartenaire d’une particule connue.

6) Entre 10^-12 et 10^-6 sec.: "Ere des quarks". à la fin de l'ère précédente, on pense que toutes les particules fondamentales acquièrent une masse par le mécanisme de Higgs dans lequel le bonson de Higgs acquiert une valeur d'espérance dans le vide. Les interaction fondamentales de la gravitation, de l'électromagnétisme de l'interaction forte et de l'interaction faible ont adopté leur forme actuelle. La température de l'Univers est cependant trop élevée pour permettre le liaison des quarks en hadrons.

6) Entre 10^-6 et 1 sec. "Ere des hadrons" Le plasma de quark-gluon qui compose l'Univers se refroidit jusqu'à la formation des hadrons, les baryons tel que les protons et les neutrons. Une seconde après le Big Bang, le découplage des neutrinos déclenche leur interminable voyage à travers l'espace, libres de quasiment toute interaction avec la matière existante.

7) Entre 1 sec. et 10 sec. " Ere des leptons" la majorité des hadrons et des anti-hadrons s'annihilent mutuellement à la fin de l'ère des hadrons, laissant les leptons et les anti-leptons dominer la masse de l'univers. Au terme des 10 secondes la température de l'Univers descend au point ou il n'y a plus de création de paire leptons/anti-leptons.

8) Entre 10 sec. et 380.000 ans " Ere des photons" L'énergie de l'univers est dominée par des photons. Ces derniers sont encore en interaction fréquente avec des protons ou des electrons chargés et finalement avec des noyaux atomiques, continuant ainsi durant 300000 ans.

• 8a) Entre 3 mn et 20 mn "nucléosynthèse".Pendant l’ère des photons, la température de l’Univers descend au point où la formation des noyaux atomiques peut commencer. Les protons (des ions hydrogène) et les neutrons commencent à se combiner en noyaux atomiques en suivant le processus de la fusion nucléaire. Cependant, la nucléosynthèse ne dure approximativement que 17 minutes, temps après lequel la température et la densité de l’Univers sont descendues en dessous du point où la fusion peut continuer. À ce moment, il existe environ trois fois plus d’hydrogène que d’hélium-4 (en masse) et seulement quelques traces des autres noyaux.
• 8b)"Domination de la matière"À ce moment, la densité de matières non-relativistes (noyaux atomiques) et celle des rayonnements relativistes (photons) sont égales. La longueur de Jeans, qui détermine la plus petite structure qui puisse se former (du fait de l’opposition entre l’attraction gravitationnelle et les effets de la pression), commence à diminuer et l’amplitude des perturbations peut augmenter au lieu d’être balayée par des rayonnements circulant librement. Selon le modèle ΛCDM, à ce stade, la matière sombre froide domine, préparant le terrain pour l'effondrement gravitationnel qui amplifie les inhomogénéités ténues laissées par l'inflation cosmique : renforcement de la densité des régions déjà denses et de la rareté dans les régions où la matière est déjà rare. Cependant, comme les théories actuelles sur la nature de la matière noire sont incapables de mener à une conclusion, il n'existe jusqu'ici aucun consensus sur ses origines dans des temps plus reculés, comme il y en existe pour la matière baryonique.
• 8c) vers + 377 000 ans "Recombinaison"Les atomes d'hydrogène et d'hélium commencent à se former et la densité de l'univers décroît. Au début de cette période, l'hydrogène et l'hélium sont ionisés, c'est-à-dire qu'aucun électron n'est lié aux noyaux, qui sont de ce fait chargés électriquement (+1 pour l'hydrogène et +2 pour l'hélium). Avec le refroidissement de l'univers, les électrons sont capturés par les ions, ce qui les rend électriquement neutres. Ce processus est relativement rapide (en réalité plus rapide pour l'hélium que pour l'hydrogène) et est connu sous le nom de "recombinaison". À la fin de ce processus, la plupart des atomes de l'univers sont neutres, ce qui permet le libre déplacement des photons, l'Univers est alors devenu transparent. Les photons émis juste après la recombinaison peuvent désormais se déplacer sans perturbation, et ce sont eux que l'on voit lorsqu'on observe le rayonnement du fond diffus cosmologique. Celui-ci constitue donc une image de l'univers à la fin de cette époque.

9) "Formation des structures" La formation des structures dans le modèle du Big Bang se déroule de façon hiérarchique, les petites structures se formant avant les plus grandes. Les premières structures à se former sont les quasars, dont on pense qu'il s'agit de galaxies actives primordiales brillantes et d'étoiles de population III. Avant cette ère, l'évolution de l'univers pouvait se comprendre au travers d'une théorie des perturbations cosmologiques linéaire : c'est-à-dire que toutes les structures pouvaient s'analyser comme de petites déviations d'un univers parfaitement homogène. C'est relativement aisé à étudier à l'aide de l'informatique. À ce stade, des structures non-linéaires commencent à se former, et le problème devient beaucoup plus difficile au plan informatique, avec par exemple l'implication de simulations à N corps avec des milliards de particules.

10) Entre 150.000.000 d'années et 1 milliard "Réionisation" Les premiers quasars se forment à partir des effondrements gravitationnels. Ils émettent un rayonnement intense qui réionise quasiment toute la matière présente à leurs alentours. À partir de ce moment, la majeure partie de l'Univers est composée de plasma.

• 10a) "Formation des étoiles" Les premières étoiles, très probablement de population III, se forment et commencent le processus de transmutation des éléments chimiques les plus légers (hydrogène, hélium et lithium) en éléments plus lourds. Cependant, jusqu'à ce jour, aucune étoile de population III n'a été observée, ce qui maintient le mystère sur leur formation.
• 10b) "Formation des galaxies" Un grand volume de matière s'effondre et forme une galaxie. Les étoiles de population II, les premières à se former lors de ce processus, sont suivies ultérieurement des étoiles de population I. Un projet mené par Johannes Schedler a identifié un quasar (CFHQS 1641+3755) situé à 12,7 milliards d'al9 (année-lumière), c'est-à-dire à une distance où nous voyons l'Univers alors qu'il n'était âgé que de 7 % de son âge d'aujourd'hui. Le 11 juillet 2007, en utilisant le télescope Keck de 10 mètres de diamètre, situé sur le volcan Mauna Kea, à Hawaii, Richard Ellis et son équipe, du Caltech de Pasadena en Californie, ont trouvé six galaxies en phase de formation d'étoiles à une distance de l'ordre de 13,2 milliards d'al, donc lorsque l'Univers n'était âgé que de 500 millions d'années. On ne connait aujourd'hui qu'une dizaine de ces objets relevant réellement de l'Univers primordial.
• 10c) Vers 8 milliard d'années "Format de notre système" Enfin, des objets de la taille de notre système solaire se forment. Notre soleil est une étoile de génération tardive, qui incorpore des débris de nombreuses générations antérieures d’étoiles, et il s’est formé il y a approximativement 5 milliards d’années soit approximativement 8 à 9 milliards d’années après le Big Bang.

NB : Le destin de l'Univers tout comme ses origines font l'objets de multiples spéculations . Trois modèles principaux sont aujourd'hui étudiés

1- Le "Big Freeze" ( 10¹⁴ années): Ce scénario est généralement considéré comme le plus probable, puisqu’il se produit si l’Univers continue son expansion comme jusqu’ici. Sur une échelle de temps de l’ordre de 10¹⁴ années ou moins, les étoiles existantes auront brûlé, la création des nouvelles étoiles aura cessé, et l’Univers s’assombrira. Sur une échelle de temps encore beaucoup plus longue dans les ères suivant celle-ci, les galaxies s’évaporent en même temps que les résidus stellaires qui les composent s’échappent dans l’espace, et les trous noirs s’évaporent via le rayonnement de Hawking.

2- Le "Big Crunch" (+ 100 milliards d'années): Si la densité de l’énergie sombre était négative, ou si l’Univers était fermé, alors, il serait possible que l’expansion s’inverse et que l’Univers se contracte jusqu’à un état « final » dense et chaud. Ce modèle" est souvent proposé comme une partie d’un scénario d’univers oscillant comme le modèle cyclique. Les observations actuelles suggèrent qu’il est peu probable que ce modèle d’univers soit correct, et que l’expansion continuera, ou même accélérera.

3-"Le big Rip" (+20 milliards d'années): Ce scénario n’est possible que si la densité d’énergie de la matière sombre augmente réellement de façon illimitée avec le temps. Une telle énergie est appelée énergie fantôme et ne ressemble à aucune forme d’énergie connue. Dans ce cas, le taux d’expansion de l’Univers augmentera de façon illimitée. Les systèmes liés gravitationnellement tels que les amas de galaxies, les galaxies, et finalement le système solaire se "déchireront". Finalement, l’expansion deviendra si rapide qu’elle surpassera les forces électromagnétiques assurant la cohésion des atomes et des molécules. Et à terme, même les noyaux atomiques se décomposeront et l’Univers tel que nous le connaissons se terminera dans une sorte inhabituelle de singularité gravitationnelle. En d’autres termes, l’expansion de l’Univers sera telle que la force électromagnétique qui retient les choses ensemble n’aura plus aucun effet, et que tout objet sera "déchiré".