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Génése
15/11/2005 00:34
big bang, théorie du, modèle cosmologique décrivant les premiers instants et l’évolution de l’Univers à grande échelle. Élaboré dans les années 1940 par George Gamow, le modèle du big bang constitue actuellement la représentation théorique la moins contestée des modèles cosmologiques et la plus en accord avec les observations.
Selon le modèle du big bang, une explosion initiale survenue il y a une quinzaine de milliards d’années dans un Univers alors extrêmement dense et chaud est à l’origine de l’expansion et de la structure de l’Univers tel qu’il est observé aujourd’hui. La théorie du big bang est donc un modèle évolutif qui s’oppose aux modèles cosmologiques statiques et stationnaires. L’expression big bang, de l’anglais big (grand) et de l’onomatopée « bang » décrivant le bruit d’une explosion violente, a été formulée en 1950 par l’astronome américain Fred Hoyle dans un esprit de facétie et de provocation, puisqu’il était lui-même l’un des fondateurs d’un modèle rival, celui de l’Univers stationnaire. Cette dénomination, bien que décriée par certains, et en particulier par le mensuel américain Sky & Telescope dans les années 1990, est fortement intégrée dans le vocabulaire de la cosmologie et dans le langage courant.
| 2.1 |
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L’Univers statique selon Einstein
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Tout modèle cosmologique moderne est fondé sur une théorie généralisée de la gravitation, interaction dominante à grande échelle. Ainsi le modèle du big bang se fonde sur les équations mathématiques, dites équations de champ, issues de la théorie de la relativité générale élaborée en 1915 par le physicien allemand Albert Einstein. Conscient de l’application possible de sa théorie à la cosmologie, Einstein calcule en 1917 des solutions décrivant l’Univers. Intimement persuadé que celui-ci est statique, il adopte le principe cosmologique qui postule que l’Univers est statique, uniforme et isotrope à grande échelle. Dans ces conditions, la seule solution qu’il obtient est un Univers vide. Il ajoute alors dans les équations une constante, la constante cosmologique (notée  ), afin d’obtenir une solution non triviale pour l’Univers. L’insertion de la constante cosmologique a pour effet d’annuler dans les équations les termes correspondant à une expansion ou à une contraction. Lorsque l’expansion de l’Univers est effectivement démontrée par Edwin Hubble en 1929, Einstein confesse que l’introduction de la constante cosmologique est la plus grande erreur de sa vie. Cependant, que ce soit par tradition ou pour inclure une hypothétique interaction supplémentaire qui agirait, comme la gravité, à grande échelle, la constante cosmologique est toujours conservée dans les équations.
| 2.2 |
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L’Univers en expansion selon Friedmann, Lemaître et Gamow
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En 1922, le physicien russe Alexander Friedmann et simultanément l’abbé astronome Georges Lemaître obtiennent, en résolvant les équations de champ, un ensemble de trois solutions attribuant toutes trois à l’Univers une phase première d’expansion (modèles de Friedmann-Lemaître, ou modèles standard). Cette prédiction est brillamment confirmée en 1929 par les observations de galaxies lointaines, réalisées par l’astronome américain Edwin Hubble. En effet, il note la présence systématique, dans le spectre des galaxies lointaines, d’un décalage des signatures spectrales vers les plus grandes longueurs d’onde (décalage spectral vers le rouge), décalage d’autant plus grand que les galaxies sont plus éloignées. Ce décalage vers le rouge indique que les galaxies s’éloignent les unes des autres d’autant plus rapidement qu’elles sont lointaines, ce qui conforte la prédiction d’un Univers en expansion uniforme. Mais il faut attendre la théorie élaborée par le physicien américain d’origine russe George Gamow dans les années 1940 avant d’obtenir une description physique des premiers instants de l’Univers, prédisant une phase primordiale extrêmement dense et chaude qui a incité Hoyle à lui donner, de façon ironique, le nom de big bang.
Les modèles de Friedmann-Lemaître confèrent une géométrie non euclidienne à l’espace, c’est-à-dire qu’une courbure lui est associée. La courbure de l’Univers, fixée par sa concentration en masse (densité), en détermine l’évolution future : si la courbure est positive, l’Univers subira une phase de contraction succédant à la phase d’expansion (Univers fermé); si elle est négative, l’expansion se poursuivra indéfiniment et l’Univers deviendra de plus en plus froid (Univers ouvert). Le modèle développé par l’astrophysicien néerlandais Willem De Sitter et par Einstein décrit un modèle d’Univers de courbure nulle (Univers plat).
| 3.1 |
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Temps de Planck et unification des interactions fondamentales
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La théorie du big bang cherche à décrire l’état physique de l’Univers lors de l’explosion primordiale. Mais les modèles se heurtent à une barrière temporelle, jusqu’à présent infranchissable, fixée à 10-43 seconde après le big bang. En deçà de cette limite, nommée temps de Planck, la théorie classique de la gravitation cesse d’être valide. Les quatre interactions fondamentales (gravitationnelle, électromagnétique, nucléaire faible, nucléaire forte) ont des portées comparables et sont confondues en une seule interaction (voir théorie des champs unifiée). C’est seulement plus tard, lorsque l’Univers s’est refroidi lors de son expansion, que cette force initiale se scinde en quatre forces distinctes de portée différente. Cependant, en l’état actuel des connaissances, la gravitation n’est toujours pas incluse dans une théorie quantique des champs (voir standard, modèle). Or une telle théorie serait nécessaire pour remonter le temps au-delà du temps de Planck.
Puisque aucune théorie ne décrit l’Univers en deçà du temps de Planck, le big bang, proprement dit, reste inaccessible aux scientifiques. L’origine même de l’Univers demeure donc une énigme indéchiffrable. De plus, la théorie du big bang ne décrit pas les événements précédant immédiatement l’explosion primordiale. Il se peut que le temps lui-même débute à l’instant du big bang ; tenter la description d’un « avant » n’aurait donc aucun sens.
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