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Nous commencerons notre histoire de l'Univers lorsque celui-ci avait une température de l'ordre de 1016 K (degrés kelvin) et que son âge était de l'ordre de 10-10 s. A cette époque, les particules élémentaires tels que les quarks et les leptons (électronsélectrons, muonsmuons et taus) sont relativistes et forment un plasma. Il faut attendre que l'Univers ait un âge de l'ordre de 10-3 s pour que les protonsprotons et les neutronsneutrons se forment en combinant trois quarks.
NGC 6240. © NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration, and A. Evans (University of Virginia, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University) CC BY 3.0
Les neutrons et les protons sont alors non-relativistes, avec des vitessesvitesses faibles comparées à celle de la lumièrelumière. Ce n'est que lorsque l'univers atteint l'âge d'une seconde que se produit un phénomène extrêmement important et que nous allons détailler : la nucléosynthèsenucléosynthèse primordiale, c'est-à-dire la formation des premiers noyaux. Ce phénomène se termine après quelques centaines de secondes. La nucléosynthèse est une applicationapplication fondamentale de la physiquephysique des particules et en particulier de l'interaction faibleinteraction faible à la physique de l'univers.
Pendant la nucléosynthèse, tous les noyaux de neutron se combinent pour former des noyaux d'héliumhélium 4He. En termes d'abondance, le calcul donne que celle de l'hélium 4 est de l'ordre de 25%. Cette valeur coïncide avec les observations. Il se crée aussi d'autres éléments légers tels que l'hélium 3, le deutérium et le lithiumlithium 7. L'abondance de ces noyaux dépend d'un paramètre fondamentale qui mesure la proportion relative du nombre de particules de matièrematière (conventionnellement appelés baryonsbaryons) et du nombre de photonsphotons. Ce nombre est constant dans l'histoire de l'Univers :
Cette valeur permet de déterminer l'abondance des éléments légers. En effet, si le nombre de photons est trop grand, alors aucun noyau ne peut se former à cause du bombardement régulier qu'ils subissent de la part des photons. Ce paramètre intervient de façon cruciale dans le calcul des abondances (voir figure 2).
Ainsi la nucléosynthèse primordiale permet de déterminer un paramètre fondamental, mais elle permet aussi de calculer à partir de premiers principes l'abondance d'hélium 4. C'est un succès probant de la description de l'Univers Primordial grâce à la physique des particules. De plus la nucléosynthèse est l'événement le plus ancien de l'histoire de l'univers auquel on a accès. Bien sûr, notre observation de la nucléosynthèse est indirecte puisqu'elle n'est vérifiable qu'à partir des abondances des éléments existant maintenant et non juste après leur création.
La nucléosynthèse prédit l’abondance d’hélium 4 et permet de mesurer le rapport du nombre de baryons sur nombre de photons . Crédit : Wmap-Nasa.
Les éléments plus lourds jusqu'au ferfer sont créés dans le coeur des étoilesétoiles. Les éléments encore plus lourds apparaissent dans l'explosion des supernovaesupernovae. Les atomesatomes comme l'hydrogènehydrogène ne sont présents que bien plus tard après que l'univers soit devenu transparenttransparent pour la lumière, vers 380.000 ans. L'évolution de l'Univers fait apparaître du gazgaz neutre qui formera les étoiles par effondrementeffondrement gravitationnel et enfin les galaxiesgalaxies et leurs amas.
Le rapport devrait être expliqué par la physique de l'infiniment petit. Au moment de la nucléosynthèse, ce rapport est fixé. Il trouve son origine dans la phase précédente dans l'histoire de l'Univers que l'on appelle la baryogenèse. Pendant cette période, les protons et les neutrons se forment à partir des briques fondamentales que sont les quarks. Or en physique des particules, chaque particule est associée à une antiparticuleantiparticule de même massemasse mais de charge électrique opposée. Ainsi chaque quark possède son antiquark. Il peut donc se former à la fois des baryons et des antibaryons en nombre identique. Curieusement, nul n'a jamais observé de quantité importante d'antimatièreantimatière dans l'Univers bien qu'iI soit facile d'en créer en accélérateurs comme au CERNCERN. Les rayons cosmiquesrayons cosmiques qui nous bombardent de particules continûment en provenance du cosmoscosmos peuvent aussi être porteurs d'antiparticules.
Mais de l'antimatière stable en contact avec la matière, ceci est impossible, car il se produit une désintégration explosive mutuelle quand de la matière entre en contact avec l'antimatière. Notre Univers est ainsi fait de matière. Ceci pose un problème ardu : comment se fait-il que l'univers ait préféré évoluer vers un état où la matière domine sur l'antimatière ? Et comment expliquer la petitesse du nombre de baryons par rapport au nombre de photons ?
Pour ce résoudre ce problème de la baryogenèse, la physique des particules énonce trois conditions dites d'Andreï SakharovAndreï Sakharov.
- Il doit exister des interactions entre particules qui ne conservent pas le nombre de baryons.
- La baryogenèse doit avoir lieu en dehors de l'équilibre thermodynamiquethermodynamique
- Il doit exister une flèche du temps microscopique.
La première de ces conditions paraît tautologique. La seconde tient au fait que, comme pour une réaction chimiqueréaction chimique, une réaction de physique des particules qui tendrait à créer des baryons à l'équilibre thermodynamique serait aussi favorable à leur disparition. Enfin, s'il existe une flèche du temps alors un déséquilibre entre matière et antimatière créé par des réactions hors de l'équilibre thermodynamique ne peut être effacé par le processus inverse. Le modèle standardmodèle standard de la physique des particules réunit ces trois conditions. Malheureusement, si la baryogenèse est qualitativement possible dans le modèle standard, il est impossible d'en rendre compte quantitativement. C'est là un échec de notre compréhension de l'infiniment petit qui est mis en évidence par des considérations cosmologiques. La cosmologiecosmologie joue ici son rôle de laboratoire de l'infiniment petit.
Il existe d'autres phénomènes où la cosmologie permet de guider la recherche en physique de l'infiniment petit. Une observation cruciale faite par Zwicky dans les années trente et Vera Rubin dans les années soixante-dix concerne la dynamique des galaxies et de leurs amas.
Lorsque que l'on observe la rotation d'une galaxie sur elle-même, il est possible de mesurer la vitesse des étoiles qui la compose. La loi de Newton permet alors de remonter à la quantité de matière qui engendre ce mouvementmouvement. Il est aussi possible de mesurer la masse des objets lumineux de la galaxie (en utilisant leur luminositéluminosité justement !). Or, il se trouve que la masse engendrant la rotation des galaxies est plus grande que la masse lumineuse. Cette masse manquante porteporte le nom de matière noirematière noire. Elle fait l'objet d'intenses recherches. En effet, elle joue non seulement un rôle dans la dynamique des galaxies mais de façon encore plus importante dans la formation des structures de l'Univers (galaxies et amas de galaxiesamas de galaxies). Il semble en effet que la matière noire soit répartie de façon non-uniforme dans l'Univers et s'agglutine en halos qui attirent le gaz de matière normale existant dans l'univers pour ainsi former les étoiles puis les galaxies.
Ce scenario de formation des structures depuis les petits objets jusqu'aux plus grands est bien établi et fait partie du modèle standard cosmologique. Il nécessite que l'Univers soit composé de 25% de matière noire. Plus surprenant encore, la matière baryonique qui a été créée pendant la nucléosynthèse et se retrouve dans les étoiles et les galaxies ne forme que 5% de l'univers. Nous reviendrons en détail sur les 70% restants. La matière noire peut trouver son explication dans le cadre de la physique des particules. De nombreuses indications nous permettent de penser que sa découverte n'est pas très éloignée de nous.
La matière lumineuse ne compose pas toute la matière d’une galaxie. La matière manquante joue un rôle fondamental en cosmologie et représente 25% du contenu de l’Univers. On voit ici la galaxie spirale M64. Crédit : Nasa.
La matière noire forme un halo qui entoure chaque amas galaxie. Ici la collision de deux amas (le bullet cluster) montre comment les halos (en bleu) s’interpénètrent sans interagir, alors que le gaz de matière normal (en rouge) interagit et donc se retrouve décalé. Crédits : rayons XNASA/CXC/CfA/ M.Markevitch et al.; lentille gravitationnelle : NASA/STScI; ESO WFI; Magellan/U.Arizona/ D.Clowe et al. Visible : NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.
Une autre source de questionnement provient du fait que l'Univers lui-même joue le rôle de gigantesque accélérateur de particules. Ces particules qui sont accélérées par l'Univers lors de l'explosion de supernovae par exemple arrivent sur terre et heurtent l'atmosphèreatmosphère en provoquant des gerbes de particules que l'on nomme rayons cosmiques. Un immense détecteur à rayons cosmiques se trouve dans la Pampa argentine et porte le nom du physicienphysicien français Pierre Auger. Il est particulièrement important de mesurer le spectre du nombre de particules arrivant sur terre en fonction de leur énergieénergie. En effet, il existe une borne appelée GKZ au delà de laquelle les protons accélérés sur de grandes distances par l'univers ne peuvent atteindre la Terre. Cette borne est de l'ordre de 1020 eV. Elle provient de l'opacité de l'Univers à des particules d'énergie supérieure à la collision de ces particules, comme le proton, avec les photons du rayonnement de fond cosmologique. Nous aurons l'occasion de revenir sur ce rayonnement ; il correspond aux photons émis pendant l'univers très primordial quand celui-ci devint transparent et nous parvient avec une température très basse de l'ordre de 3 K du fait de l'expansion de l'Univers (on dit que l'énergie a été décalée vers le rouge). La détection de rayons cosmiques d'énergie supérieure à la borne GKZ nous indiquerait qu'un phénomène tel la désintégration de particules ultra massives a eu lieu proche de la Terre. Si l'observatoire Auger rendait compte de quelques événements de ce type, cela aurait un impact fort sur la physique des particules.
Le flux des rayons cosmiques en fonction de leur énergie. Par exemple, une particule par année et par kilomètre carré est observée aux plus hautes énergies.
Finalement, l'Univers très primordial et certains phénomènes astrophysiquesastrophysiques exceptionnels (comme la collision de trous noirstrous noirs) devraient émettre des ondes gravitationnellesondes gravitationnelles. La dualité onde-corpusculedualité onde-corpuscule permet aussi de voir ces ondes comme la manifestation de l'existence des gravitons, équivalents pour la gravitégravité des photons pour l'interaction électromagnétique. De nombreuses expériences terrestres cherchent les ondes gravitationnelles grâce à d'immenses interféromètresinterféromètres.
Une vue d’artiste de l’expérience LISA. Un rayon laser serait émis entre trois satellites correspondant ainsi à deux interféromètres ayant des bras de l’ordre de 5 millions de kilomètres. Crédit : Caltech.
En effet, le passage d'une onde gravitationnelle viendrait déformer les bras de ces interféromètres et ainsi modifier les figures d'interférenceinterférence. Pour améliorer la sensibilité de ces expériences, des projets satellitaires tels LISALISA sont même envisagés. La détection d'ondes gravitationnelles primordiales serait un triomphe de la description des phénomènes cosmologiques par la physique de l'infiniment petit : les gravitons auraient été émis dans les tous premiers instants de l'univers, bien avant la formation des premiers éléments.
