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La théorie du Big Bang
La réionisation (VI) Environ 700 millions d'années après le Big Bang, nous entrons progressivement dans la phase de réionisation cosmique. Pendant les premiers centaines de millions d'années de l'histoire de l'Univers et les "Âges Sombres", l'espace était totalement opaque au rayonnement. Les ions d'hydrogène et d'hélium ont commencé à attirer des électrons, se transformant en atomes neutres, créant un épais brouillard opaque à la lumière. La réionisation cosmique marque l'époque où l'hydrogène neutre HI contenu dans l'Univers commença à s'ioniser. L'Univers est alors devenu transparent pour ces photons, c'est-à-dire que les sources ont pu dès ce moment émettre de la lumière qui a pu parcourir librement le cosmos sans être immédiatement réabsorbée. Juste avant la réionisation cosmique, les émissions des premières régions HI à haut décalage Doppler (z>3) étaient encore uniformes. A présent, les baryons et les premiers atomes sont découplés des photons et n'entravent plus leur évolution. En d'autres termes, la matière peut s'organiser. En effet, conséquence des instabilités gravitationnelles apparues après le découplage, un peu partout dans l'Univers des poches de matière baryonique se développent, la matière sombre (ou noire) non baryonique interagissant très peu avec la matière et pas du tout avec le rayonnement. Selon les mesures effectuées par les satellites micro-ondes dont Planck, la dimension angulaire de ces nuages baryoniques primordiaux est très variable en fonction des régions mais peut atteindre quelques dizaines de minutes d'arc ce qui correspond à l'échelle de l'Univers à des structures de plusieurs centaines de millions d'années-lumière. En tenant compte des effets des inflatons - les champs scalaires de Higgs - selon certains modèles inflationnaires (il existe des dizaines de modèles ΛCDM), il faudrait attendre près d'un milliard d'années pour que les premières galaxies se forment, il y a environ 12.8 milliards d'années vers z = 6.7. Or on observe quelques rares galaxies dont le décalage Doppler est supérieur à z = 11 (par exemple GN-z11), les situant à plus de 13.3 milliards d'années. Il existait donc déjà des galaxies quelque 400 millions d'années après le Big Bang, même si leurs propriétés étaient différentes (plus petites, irrégulières, plus actives, etc.) des galaxies formées beaucoup plus tard. Ces modèles cosmologiques doivent donc tenir compte de la contribution de la matière et de l'énergie sombres, dont la nature fait toujours l'objet de discussions. Dans cet univers contenant encore beaucoup de plasma mais où le gaz neutre est dominant, aux endroits où la densité de matière est suffisamment élevée et la température suffisamment basse, les instabilités gravitationnelles sont propices à l'accrétion des premiers aggrégats de matière. Il s'agit tout d'abord de gigantesques nuages de plasma et de gaz diffus composés de matière et d'énergie sombres qui piègent les baryons, ceux là même qui formeront plus tard les grands halos qui enveloppent encore les galaxies, les amas et superamas. Environ 100 millions d'années après le Big Bang, on observe la formation de la matière sombre. Elle va contribuer insidieusement à la condensation et l'accrétion de la matière au sein de grands nuages de gaz laissés après le Big Bang. Un peu partout dans l'Univers, en fonction des conditions du milieu plus ou moins instables, des nuages de matière sombre et diffuse mêlée de baryons s'effondrent de manière chaotique, formant ci et là des structures d'environ 1000 milliards de masses solaires ou de 150000 années-lumière de diamètre, les prémices des protogalaxies. Sous l'effet des perturbations gravitationnelles, ces halos excercent une force mutuelle sur les halos voisins, ce qui les met lentement en rotation. La matière baryonique contenue dans ces halos sombres continuant à se refroidir et à se contracter, pour conserver son moment angulaire, elle accélère son mouvement de rotation et prend lentement la forme d'un disque aplati. Selon les prédictions des modèles galactiques corroborées par des observations récentes, toutes les protogalaxies connurent une phase dite de "galaxie sombre", durant laquelle est furent incapables de former des étoiles. Elles contenaient des nuages d'hydrogène qu'on peut encore détecter aujourd'hui à travers leurs émissions Lyman alpha (il s'agit des sources LAE, voir plus bas), mais leur température, leur densité et parfois la quantité de gaz étaient insuffisantes pour créer des étoiles. En principe, on peut découvrir ces galaxies sombres à toute distance ou décalage vers le rouge (actuellement les premières galaxies sombres furent découvertes entre z = 2.4 et 3.5 soit 2 à 3 milliards d'années après le Big Bang).
Dès que la densité et la température le permettent, des effondrement similaires se produisent à une plus petite échelle à travers tout le halo et dans tout l'Univers. Comme nous l'avons expliqué à propos des découvertes récentes en astrophysique, vers 180 millions d'années seulement après le Big Bang soit vers z = 18 et une température d'environ 60 K, on assiste à la formation des premières étoiles (cf. J.D. Bowman et al., 2018). Jusqu'ici on pensait que ces premières étoiles étaient apparues 250 à 350 millions d'années après le Big Bang. Il s'agit des étoiles de la première
génération dite de Population III constituées d'hydrogène pur. Ce sont
des hypergéantes bleues hyperchaudes dont la taille oscillait entre
30 et 300 fois celle du Soleil et la masse bien supérieure à 100 M A ce jour les astronomes n'ont pas encore directement découvert d'étoiles de Population III car elles résident au-delà des moyens des télescopes actuels. De plus, elles n'ont vécu que très peu de temps dans l'échelle des temps cosmiques. Ce que Bowman et ses collègues ont découvert c'est la trace d'une raie d'absorption de l'hydrogène à 21 cm à z~18 (avec le décalage Doppler cela correspond à une fréquence ~100 MHz) qui prouve l'existence d'une excitation de l'hydrogène neutre, c'est-à-dire de son ionisation par le rayonnement UV d'une étoile et donc indirectement la présence d'étoiles de Population III à cette époque reculée. En
l'espace de 10 à 100 millions d'années, ces étoiles hypermassives et donc très
instables ont explosé en supernovae ou hypernovae. Toutefois, les plus massives
(200-300 M En fonction du taux de rotation des halos, les structures les plus lentes ont formé les protogalaxies elliptiques, les plus rapides les protogalaxies spirales présentant un disque aplati et un centre bulbeux. Mais nous verrons que leur dynamique interne (séculaire) et parfois externe (par ex. les fusions de galaxies) vont modifier leur morphologie. Le développement des premières étoiles puis l'explosion des supernovae ainsi que l'évolution des protogalaxies a produit énormément de rayonnement suffisamment énergétique pour réioniser l'Univers. Ce processus va démarrer environ 100 millions d'années après le Big Bang, en même temps que la formation des protogalaxies, entre 15 < z < 30 et durer plusieurs centaines de millions d'années. Ce processus fut très lent. En effet, quelque 400 millions d'années après le Big Bang (cf. GN-z11), on constate qu'à peine 10% de l'Univers est ionisé. Puisque les Âges Sombres (cf. l'effet de polarisation des photons à 2.7 K) se sont terminés vers 700 millions d'années après le Big Bang, cela signifie également que bien que les premières étoiles et protogalaxies étaient en formation, il fallut encore patienter 400 millions d'années pour qu'elles soient suffisamment nombreuses pour que l'univers soit totalement réionisé. L'hydrogène neutre et la raie Lyman alpha Les quasars et les trous noirs supermassifs qu'ils abritent ont peu contribué à la réionisation car la majorité d'entre eux se sont formés bien plus tard. Les sondages du ciel profond ont montré que les quasars étaient peu nombreux 700 millions d'années après le Big Bang alors que les étoiles et les galaxies avaient déjà envahi l'Univers. Selon une étude publiée en 2016 par Eduardo Bañados des Observatoires de la Carnegie Institution des Sciences (OCIS) et son équipe, sur base du sondage Pan-STARRS1 de l'IfA d'Hawaï on compte à peine 124 quasars dans l'Univers primordial entre 5.6 < z < 6.7, c'est-à-dire jusqu'à 12.8 milliards d'années-lumière. Indirectement, cela signifie aussi qu'il existait déjà des trous noirs supermassifs 1 milliard d'années après le Big Bang et même un peu plus tôt (cf. les trous noirs les plus âgés). A
voir : The era of reionisation (simulation),
ESO, 2022 Lyman alpha, UCL, 2015
L'intense rayonnement UV des jeunes étoiles de Population III constituant les premières grandes structures cosmiques avant même les protogalaxies et longtemps avant les quasars brûla l'hydrogène obscurcissant, formant des bulles de plus en plus vastes qui finalement ont ionisé la totalité de l'hydrogène présent dans l'espace. Ensuite les protogalaxies ont poursuivi le processus. Les protogalaxies qui ont ionisé le gaz neutre présent dans le milieu intergalactique sont encore visibles au télescope. Elles se situent au-delà de 12 milliards d'années-lumière. Avant même de les avoir découverts, les astronomes ont déjà calculé leurs propriétés et connaissent la fréquence de leur rayonnement. Arrivé à ce stade, le rayonnement Lyman alpha - qui est la raie spectrale la plus intense de l'hydrogène - libéré par ces nuages d'hydrogène chauffés par le rayonnement UV des jeunes étoiles a pu se propager librement dans l'Univers jusqu'à parvenir sur Terre. Etant donné que ce rayonnement est émis par des objets très éloignés, cette raie spectrale qui se trouve dans la partie UV du spectre à 121.558 nm au repos est décalée soit dans le bleu vers 451 nm pour z = 2.4 voire même dans le proche infrarouge jusqu'à 1160 nm pour z = 8. C'est la raison pour laquelle de nos jours, les télescopes spatiaux infrarouge sont plus souvent utilisés que leur contrepartie limitée à la bande visible pour enregistrer les spectres des objets les plus éloignés de l'espace. Les modèles prédisent que les dimensions de ces bulles ionisées est de l'ordre de 10 Mpc ou 30 millions d'années-lumière à z = 6, correspondant à des signaux HI d'une fréquence de quelques mégahertz. Ces émissions sont très difficiles à détecter car elles sont très faibles (quelques dizaines de mK), présentent un spectre à large bande et décalé vers les basses fréquences (< 200 MHz). Elles sont également noyées dans les interférences radiofréquences et cachées derrière les radiosources beaucoup plus brillantes (des dizaines de K) du continuum extragalactique.
Ce phénomène de réionisation est très mal connu mais les astronomes peuvent l'étudier de plusieurs manières. Ils peuvent par exemple l'étudier grâce à l'effet Gunn-Peterson observé dans le spectre des quasars, l'hydrogène neutre absorbant le rayonnement UV. Ils peuvent aussi l'étudier via la raie de l'hygrogène neutre à 21 cm, tout en tenant compte du fort décalage Doppler vu l'époque étudiée. Selon la proportion entre l'hydrogène neutre et ionisé, le degré de transmission à travers ces nuages atteint une certaine valeur. Lorsque la lumière rencontre un nuage d'hydrogène très ionisé, elle ne peut pas absorber le rayonnement UV aussi efficacement. C'est cette propriété que les chercheurs étudient dont l'équipe de Sarah Bosman de l'Institut Max Planck d'astronomie (voir plus bas). En théorie, l'analyse du changement de transmission dans la raie spectrale devrait donner la distance (et l'époque) à laquelle l'hydrogène fut complètement ionisé. Malheureusement, ce n'est pas aussi simple car des conditions locales compliquent les mesures. Il faut donc recourir à des modèles pour démêler les influences concurrentes et calculer les corrections nécessaires. L'un des moyens pour détecter ce signal HI remontant à l'époque de la réionisation est le projet PAPER (Precision Array to Probe the Epoch of Reionization) développé à partir de 2005 par l'Université de Berkeley, le NRAO et l'Université de Virginie qui ont installé dans ce but un radiotélescope à Green Bank et un second système en Afrique du Sud, à l'abri des interférences. Rappelons qu'en 2018 les astronomes du CSIRO australien ont détecté sur 78 MHz les émissions des nuages ionisés par les premières étoiles quelques 180 millions d'années seulement après le Big Bang. Enfin, l'hydrogène ionisé interagit avec le rayonnement cosmologique ainsi que sur sa polarisation. Ainsi, la carte en fausses couleurs dressée par Planck nous explique indirectement comment la réionisation s'est installée et comment les galaxies se sont formées à partir des fluctuations locales de la densité de matière et de l'énergie sombre. En plaçant des cartes prises à différentes époques en séquence chronologique, on constate que des fluctuations dans la densité de matière originale ont été amplifiées par l’attraction gravitationnelle, au point de freiner localement l’expansion de l’Univers, permettant à la gravité de jouer son rôle de grand attracteur comme l'a bien décrit James Peebles[18]. Une équipe internationale d'astronomes dirigée par Sarah Bosman de l'Institut Max Planck d'astronomie (MPIA) à Heidelberg, en Allemagne, a réussi à calculer avec précision que la fin de l'époque de la réionisation est survenue 1.1 milliard d'années après le Big Bang. Cette découverte fit l'objet d'un article publié dans les "MNRAS" en 2022. Cet évènement cosmique est une borne majeure qui mérite quelques explications. Pour déterminer quand l'Univers fut complètement ionisé, les chercheurs ont appliqué différentes méthodes. L'une consiste à mesurer l'émission de l'hydrogène neutre dans la fameuse raie spectrale à 21 cm expliquée ci-dessus. Cependant, Bosman et ses collègues ont procédé de manière indirecte, en analysant le spectre de 67 quasars. Parmi ceux-ci, 25 proviennent du sondage XQR-30 de l'ESO, un programme d'observation de près de 250 heures qui permit d'obtenir des spectres en haute définition de 30 quasars grâce au spectrographe X-shooter installé sur le VLT UT3).
Depuis la fin de la réionisation, seul l'espace intergalactique est totalement ionisé. Ce qu'on appelle la "toile cosmique" est composée de matière partiellement neutre qui relie les galaxies et les amas de galaxies. Là où l'hydrogène est neutre, il laisse également sa signature dans la lumière des quasars situés à l'arrière-plan. Pour démêler les différences sources d'influences sur la lumière des quasars, les chercheurs ont appliqué un modèle physique qui reproduit les variations mesurées à une époque beaucoup plus tardive, lorsque le gaz intergalactique était complètement ionisé. Lorsqu'ils ont comparé le modèle avec leurs résultats, ils ont découvert que l'effet Doppler sur la raie Lyman alpha valait z = 5.3 correspondant à un âge cosmique de 1.1 milliard d'années. C'est à cette époque là que les changements observés dans la lumière des quasars concernés deviennent incompatibles avec les fluctuations de la seule toile cosmique. Par conséquent, c'était la dernière période où l'hydrogène neutre devait être présent dans l'espace intergalactique avant d'être ionisé. Cela marque la fin de l'Aube Cosmique. Cette correction temporelle de 100 à 200 millions d'années plus tard que prévu par rapport aux études antérieures peut paraître marginale compte tenu de l'âge de l'Univers. Mais ces quelques centaines de millions d'années de plus ont suffi pour produire plusieurs dizaines de générations d'étoiles. Cette nouvelle valeur ajoute une contrainte sur la nature et la durée de vie des sources ionisantes présentes durant cette période et fournira une référence cruciale pour les prochaines simulations numériques du premier milliard d'années de l'Univers. Rappelons que cette approche indirecte à travers l'étude du spectre des quasars est actuellement le seul moyen de caractériser les objets à l'origine du processus de réionisation, l'observation directe de ces premières étoiles et galaxies dépassant les capacités des télescopes actuels, y compris de la nouvelle génération de télescopes comme l'ELT de l'ESO ou le télescope spatial James Webb. L'ère stellaire Selon les résultats de la mission Planck, l'ère stellaire débuta à z = 8.8 soit 560 millions d'années après le Big Bang, il y a 13.2 milliards d'années. Toutefois, les modèles et certaines observations suggèrent qu'elle commença probablement entre 250 et 500 millions d'années après le Big Bang vers z = 20 et une température de 60 K.
Les premières galaxies apparues vers z = 30 sont des naines irrégulières très riches en gaz et très actives sur le plan stellaire. Au cours du temps et au rythme des fusions des protogalaxies, leur masse stellaire a augmenté. Ces galaxies parfois rassemblées au sein des premiers amas ont conservé leur halo sombre contenant un plasma à haute température (~107 K), des baryons et éventuellement des particules massive peu interactives, les WIMPs et autres neutralinos issus des GUT et des théories de supersymétrie mais qui manquent toujours à l'appel. En se refroidissant, la matière sombre réagit avec les particules chargées, induisant une importante émission de rayonnements X tandis que les baryons continuent à se refroidir et à faciliter la contraction des nuages interstellaires. Rappelons que c'est Vera Rubin qui découvrit en 1970 que le gaz contenu dans le halo était beaucoup plus massif que la masse stellaire et influence le taux de rotation dans la région périphérique des galaxies. On y reviendra en détails dans l'article consacré aux problèmes du modèle Standard qui conduisirent les physiciens à proposer la théorie de l'inflation et le modèle ΛCDM avec leur lot de particules exotiques. Au début du processus de formation des protogalaxies, seules de petites structures galactiques se forment sur une période d'un ou deux milliards d'années. Les quasars ont suivi une évolution différente et plus violente; ils résultent probablement de la fusion de galaxies. Des fusions majeures de deux ou plusieurs galaxies massives ont conduit à la formation des galaxies elliptiques tandis que les fusions mineures (une galaxie aborbant une plus petite) a laissé la galaxie plus massive à peu près intacte, ses bras spiralés devenant plus grands et plus épais à mesure qu'elle a absorbé les plus petites galaxies, dont beaucoup de naines. La fusion entraînant la majorité du matériel stellaire au centre des galaxies, il est probable que toutes les vieilles galaxies ont connu une phase Quasar lorsque l'un des trous noirs qu'elle abritait est devenu supermassif. C'est
entre 150 millions d'années et 1 milliard d'années après le Big Bang
qu'on assiste au développement des Emetteurs
Lyman Alpha (ELA ou LAE), des galaxies caractérisées par un excès
d'émission en UV. Ces galaxies ancestrales sont généralement jeunes
(200-600 millions d'années) et peu massives (< 1011
M Les "Globules Lyman-alpha" ou Lyman-alpha blob (LAB) tel LAB-1 découvert en 2000 sont également nés à cette époque ou peu après. Ces entités produisaient ~100 fois plus d'étoiles que la Voie Lactée aujourd'hui. On y reviendra à propos des découverte récentes. Ensemble, les sources LAE et LAB auraient donné naissance aux galaxies les plus massives. En effet, selon les modèles les galaxies de grandes tailles, similaire à la nôtre, se seraient formées entre z = 5 et z = 3, soit entre 1.5 et 2 milliards d'années après le Big Bang. A cette époque, l'Univers était 100 fois plus dense qu'aujourd'hui et seulement 10% de la masse des halos se trouvaient sous forme de baryons.
A présent la chimie vient du froid. En dessous de 100 K (-173°C), la température est non destructive et peut abriter les réactions biologiques qui donneront naissance à la vie. Un milliard d'années après le Big Bang, la température de l'Univers est déjà retombée à 18 K (-255°C). Les molécules s'organisent et le temps passe, apparemment sans évènement marquant. Il faut encore attendre quelques milliards d'années pour que le gaz intergalactique s'enrichisse avec l'explosion des premières supernovae. Dans un espace visible qui fait déjà plus d'un milliard d'années-lumière de rayon, la lumière, qu'elle soit issue de quasars diamétralement opposés ou des étoiles garde la même fréquence, la même intensité de façon isotrope, en-dehors du principe de causalité qui empêche deux régions distantes de s'unir à une vitesse supérieure à celle de la lumière. Malgré les études sur les quasars, actuellement aucune théorie n'explique ce paradoxe. Mais il y en a d'autres (la structure fine, etc).
C'est vers z = 3 soit environ 2 milliards d'années après le Big Bang qu'on trouve la concentration maximum de quasars, au-delà de laquelle ils sont pratiquement inexistants. La plupart de ces objets en proie à une activité nucléaire intense liée à la présence d'un trou noir supermassif actif se situent à des distances comprises entre 1 et 12 milliards d'années-lumière. Environ 5 milliards après le Big Bang, vers z = 1.3, soit il y a un peu plus de 8 milliards d'années, le taux de production des étoiles atteint son paroxysme. Depuis, il n'a cessé de diminuer pour devenir en moyenne cent fois plus faible et tend inévitablement vers zéro à mesure que les éons passent (du moins dans le cas où l'univers ne serait pas fermé et ne s'effondrerait pas et tendrait vers un "Big Freeze"). Pendant ce temps, les galaxies, les quasars et les trous noirs supermassifs continuent à se développer tandis que le milieu interstellaire composé de gaz léger s'enrichit des premiers éléments lourds. La métallicité des nouvelles étoiles augmente et certaines étoiles massives entament déjà leur phase de transformation en géantes bleues, jaunes ou rouges ou deviennent des supernovae avant de disparaître. Le télescope spatial James Webb (JWST) de 6.5 m opérationnel depuis juillet 2022 permet de sonder l'Univers jusqu'à plus de 13.5 milliards d'années-lumière soit z > 20 et d'observer des objets qui se sont formés à peine 200 millions d'années après le Big Bang. Nous pénétrons là dans un univers très différent d'aujourd'hui, beaucoup plus dense et en pleine réionisation, à l'ère des protogalaxies et des premières étoiles, bref une nouvelle grande aventure pour la science. Grâce au JWST les astronomes espèrent découvrir la nature des trous noirs supermassifs et préciser l'époque exacte à laquelle l'Univers fut totalement réionisé. L'ère stellaire s'acheva lorsque l'Univers fut totalement réionisé, vers 1.1 milliard d'années après le Big Bang, vers z = 6 et une température de ~19 K. Nous entrons dans l'époque "actuelle" qui couvre grosso modo tous les évènements suivant le premier milliard d'années après le Big Bang, soit plus de 12 milliards d'années d'évolution cosmique. La matière s'organise à petite et grande échelles Pour une raison qui demeure inconnue, l'expansion de l'Univers subit une accélération quelque 7 milliards d'années après le Big Bang. A grande échelle, une forme d'énergie répulsive et invisible accélère l'expansion de l'Univers tandis qu'une matière sombre à peine détectable indirectement en rayonnement X maintient la cohésion des galaxies. On y reviendra à propos de la nouvelle constante cosmologique. 7 à 8 milliards d'années se sont écoulées depuis la création de l'Univers et les premières molécules complexes présageant la vie apparaissent ci et là et notamment à la surface des comètes. La température est proche de 3 K. Le milieu interstellaire s'enrichit en éléments lourds grâce aux gaz expulsés dans l'espace par les étoiles de la première génération ou les plus massives de la deuxième génération qui ont brûlé leur vingt ans.
Document T.Lombry. Localement des atomes lourds rassemblés en nappes denses et compactes rendent le milieu plus opaque. L'attraction gravitationnelle étant directement proportionnelle au produit des masses, ces atomes plus lourds rendent la contraction des nuages protostellaires plus aisée que par le passé, lorsque les gaz étaient encore légers. La contraction des nuages s'accélère d'elle-même, ils entrent en rotation, les étoiles de la deuxième ou troisième génération naissent. La Voie Lactée s'est formée environ 1 milliard d'années après le Big Bang à partir d'un nuage protogalactique, probablement en même temps quela galaxie d'Andromède M31. Notre Galaxie présentait déjà des bras spiralés 1.8 à 2 milliards d'années après la formation de son disque et présentait une forme assez semblable à aujourd'hui 8 à 9 milliards d'années après le Big Bang. Toutefois, comme l'explique très bien l'article de Cristina Chiappini sur la formation et l'évolution de la Voie Lactée (en anglais), le transfert du gaz du halo dans les parties extérieures du disque est un processus extrêmement lent. Il faudra patienter plus de 10 milliards d'années et donc l'époque qui vit la naissance du Soleil, pour que le disque de la Voie Lactée prenne l'apparence actuelle. Il continue de s'étendre et sa dimension horizontale a doublé en 7 ou 8 milliards d'années. A présent, la Voie Lactée présente au moins six bras spiralés et une barre nucléaire et est escortée par les deux Nuages de Magellan et des dizaines de galaxies naines. Comme celui de la plupart des galaxies, le coeur plus dense de la Voie Lactée (appelé pseudo-bulbe) attire les vieilles étoiles et passe d'une couleur terne et froide à une teinte chaude jaune-orangée. Un trou noir supermassif d'environ 4.3 millions de masses solaires s'y est formé et a récemment libéré deux immenses bulles de plasma. Enfin, les amas globulaires composés principalement de vieilles étoiles se sont rassemblés dans le halo galactique où la matière et l'énergie sombres représentent encore les deux-tiers de la masse totale.
Durant ces milliards d'années, la Voie Lactée a capturé des dizaines de petites galaxies et vu sa taille ainsi que sa masse augmenter. Elle mesure à présent près de 130000 années-lumière de diamètre et regroupe entre 200 et 400 milliards d'étoiles pour une masse totale comprise entre 700 et 850 milliards de masses solaires dont à peine un quart est distribué dans le disque. Le reste est en grande partie invisible, constitué de matière sombre. Ceci explique que son attraction est encore sensible à 260000 années-lumière du centre bien que son champ de gravité soit bien plus étendu. Partout dans l'Univers, les galaxies se rassemblent pour former des amas de galaxies qui eux-mêmes se rassemblent dans des superamas, formant localement de véritables murs sur des centaines de millions d'années-lumière. Le plus vaste fut découvert en 2016, c'est le "Grand Mur BOSS" qui se situe à plus de 4.5 milliards d'années-lumière et s'étend sur 1 milliard d'années-lumière ! Il rassemble 830 galaxies. A petite échelle, la Voie Lactée n'a pas échappé à cette attraction qui est également entretenue par l'influence, certes discrète mais continue, de l'énergie sombre. Accompagnée d'au moins 50 galaxies naines, la Voie Lactée et ses deux Nuages de Magellan se sont regroupés dans le Groupe Local avec la galaxie d'Andromède M31 et ses 26 satellites et M33. Dans 4.5 milliards d'années, la Voie Lactée et M31se frôleront et selon l'intensité des interactions, les effets gravitationnels passeront inaperçus dans notre banlieue ou auront des conséquences catastrophiques. On y reviendra à propos des interactions entre galaxies.
Aujourd'hui, les astronomes doivent affiner ce scénario. Ils doivent notamment déterminer si les fréquences des collisions et des fusions de galaxies se sont toujours produites ou si elles furent plus nombreuses à certaines époques, et comprendre pourquoi la forme et la luminosité des galaxies les plus lointaines ne ressemblent pas à celles des galaxies spirales ou elliptiques qu'on trouve dans notre voisinage, autant de paramètres qu'on peut déterminer par l'observation. Ici aussi, les astronomes attendent beaucoup du télescope spatial JWST. Du Soleil et des hommes Il y a 5 milliards d'années, plus de 8.5 milliards d'années après le Big Bang, en périphérie de la Voie Lactée, dans le bras intérieur d'Orion situé à environ 25000 années-lumière du centre galactique, la matière éjectée des étoiles de la première et deuxième génération permit à un petit nuage protostellaire de se condenser et de donner naissance au Soleil et son cortège de planètes et de petits corps. Il faudra encore attendre environ 1 milliard d'années pour voir la vie émerger sur la Terre primitive sous forme d'organismes unicellulaires. Le développement d'une vie complexe est un très long processus. La transition de la cellule eucaryote autonome vers les métazoaires serait apparue au moins 2.5 milliards d'années après la naissance des premiers organismes, soit entre 1 milliard et 600 millions d'années avant notre ère. Il faudra encore patienter près d'un milliard d'années, jusqu'à environ 10 millions d'années avant notre ère, pour que l'ancêtre de l'Homme apparaisse en Afrique. Aujourd'hui l'Univers contient 85% d'hydrogène et entre 7 et 10% d'hélium. L'Univers continue son expansion accélérée comme t2/3 et sa température se dilue toujours pour atteindre environ 2.73 K. A lire sur ce site : Les grandes étapes de l'évolution de la vie sur Terre L'origine et l'avenir de l'Homme
Voilà semble-t-il une histoire complète et cohérente qui résume le passé de notre Univers. Cette théorie est approuvée par la majorité des cosmologistes. Seuls les détails restent sous caution, mais dans l'ensemble elle explique très bien l'évolution de l'Univers jusqu'à aujourd'hui. Toutefois il reste beaucoup d'inconnues et de questions ouvertes : pourquoi y a-t-il eu un Big Bang, pourquoi l'inflation, pourquoi une expansion accélérée, et bien d'autres questions d'astrophysique mais également du ressort de la métaphysique qui n'auront probablement pas de réponse avant longtemps. A présent que nous avons décrit le passé, pour ne pas surcharger cet article, nous décrirons séparément ce que nous pouvons présager du futur, à savoir un "Big Freeze" ou un "Big Crunch", y compris le concept d'univers oscillant et la survie dans ces conditions selon Freeman Dyson. Sur ce site Les problèmes du modèle Standard La matière et l'énergie sombres dans l'univers Download (articles historiques) Ressources sur Internet L'invention du Big Bang, Jean-Pierre Luminet, CNRS/LAM La mission Planck, ESA Un peu de lumière sur la matière noire (PDF), F.Combes, 2007 Les publications d'Andrei Linde, U.Stanford Les publications d'Alan Guth, MIT L’infiniment grand - L’Univers de la cosmologie moderne, Y.Mellier, IAP, 2011 La magie du cosmos - Univers ou multivers, YouTube (reportage sur les travaux d'A.Guth, A.Linde, B.Greene, etc) LATTICEEASY(logiciel), G.Felder et I.Tkachev Vidéos sur YouTube L'Univers - Les mystères du Big Bang A propos de la constante cosmologique Nature et valeur de la constante cosmologique, L.Nottale, CNRS, 2009 La constante cosmologique, F.Bernardeau et J.-P. Uzan, CNRS, 2008 The Acceleration of the Expansion of the Universe, G.Goldhaber, 2009 Supernovae, Dark Energy, and the Accelerating Universe, S.Perlmutter, 1999 Revues Formation, cours, thèses et articles arXiv (articles scientifiques) Cours de cosmologie, Podcast de l'Université de Grenoble (F) Cours de cosmologie, SAF/IAP Cours de cosmologie (PDF, niveau Master), F.-X. Désert, Obs. Grenoble, 2004 Cours d'astronomie et de cosmologie (PDF, Cours C4, niveau Master), F.Combes, Obs.de Paris-Meudon, 1983 Ondes, matière et Univers, G.Belaubre et al., EDP Sciences, 2018 Cosmology
Tutorial (partiellement en français), Ned Wright, UCLA, 2015
Historical
Introduction to ΛCDM, Joel Primack, U.Californie UCSC, 2013 Standard
Cosmology (support de cours) Condensé
cosmologique (évènements et dates clés, .doc), Félix Pharand, 2003 Dynamique non-linéaire et anisotropie primordiale en cosmologie
(thèse), Cyril Pitrou, 2008 Explaining Why the Universe Can Be Transparent,
UCR Today, 2016 Inflation
cosmologique et théorie des cordes (thèse), Sébastien Renaux-Petel, 2010 Prospects
of Inflation, A.Linde, 2004 (ArXiv) The inflationary Universe
- birth, death and transfiguration (Nuffield Workshop), J.Barrow et M.Turner, 1982 Quelques
livres (cf. détails dans ma bibliothèque
dont la rubrique Cosmologie) Niveau vulgarisation La
plus belle ruse de la lumière, David Elbaz, Odile Jacob, 2021 Jusqu'à
la fin des temps: Notre destin dans l'Univers, Brian Greene, Flammarion, 2021 Big bang: Histoire critique d'une idée,
Thomas Lepeltier et Jean-Marc Bonnet-Bidaud, Folio Essais, 2021 L'Écume
de l'espace-temps, Jean-Pierre Luminet, Odile Jacob, 2020 Voyage dans les mathématiques de l'espace-temps : Trous noirs, big-bang, singularités,
S.Collion, EDP Sciences, 2019 Le Futur du cosmos: Matière noire et énergie, Joseph Silk,
Odile Jacob, 2015 L'invention
du Big Bang, Jean-Pierre Luminet, Le Seuil/Points Sciences,
2004/2014 Dernières
nouvelles du cosmos (2 tomes), Hubert Reeves, Le Seuil, 1994/2014 A
la recherche de la matière noire : histoire d'une découverte
fondamentale, Robert Sanders, De Boeck, 2012 Initiation
à la cosmologie, Marc Lachièze-Rey, Dunod, 1999/2013 Le
roman du Big-Bang, Simon Singh, Editions JC.Lattès, 2005; Fayard/Pluriel, 2011 L'Univers
dans une coquille de noix, Stephen Hawking, Odile Jacob, 2002/2009 Matière
sombre et énergie noire, Alain Bouquet et Emmanuel Monnier, Dunod, 2008 L'univers
chiffonné, Jean-Pierre Luminet, Fayard, 2001; Gallimard/Folio Essais 449, 2005 Matière
noire et autres cachotteries de l'Univers, Alain Bouquet et al., Dunod, 2003 The
Inflationary Universe, Alan H.Guth, Jonathan Cape, 1997 (relié);
Perseus Books, 1998; Vintage, 1998 Essais de
Cosmologie. L'invention du Big Bang, A. Friedmann et G. Lemaître,
Seuil-Sources du Savoir, 1997 Le Big Bang, Joseph Silk, W.H.Freeman, 1988; Odile Jacob, 1997 Les
rides du temps, George Smoot et Keay Davidson, Flammarion, 1994; Flammarion-Champs, 1997 La
naissance de l'univers, Fang Lizhi/Li Shuxian, Dunod InterEditions, 1990/1997 A
la poursuite du Big Bang, John Gribbin, Ed.du Rocher, 1991/1993 Une
brève histoire du temps, Stephen Hawking, Flammarion, 1989;
J'ai Lu, 2007; Flammarion-Champs, 2008 L'expansion
de l'univers, Evry Schatzman, Hachette, 1989 300
years of gravitation, Stephen Hawking et Werner Israel, Cambridge University Press, 1989 Les
trois premières minutes de l'Univers, Steven Weinberg, Le Seuil-Points Sciences, 20, 1978/1988 La
création de l'univers, George Gamow, Dunod, 1954/1961 Niveau avancé ou universitaire The Science of The Big Bang
Theory (1 ou 2 tomes), Paul F.Kisak, CreateSpace Independent Publishing Platform, 2015 Dark
Matter. Theories on its Origin & Substance, Paul F.Kisak, CreateSpace Independent Publishing Platform, 2015
The
First Galaxies in the Universe, Abraham Loeb et Steven R.
Furlanetto, Princeton University Press, 2013 Cosmologie
primordiale, Patrick Peter et Jean-Philippe Uzan, Belin coll.Echelles, 2005/ 2012 Particle
Astrophysics, D.H.Perkins, Oxford University Press, 2008 (ou sur
OUP
ou en
ligne Éd. 2004) Cosmologie. Cours & exercices corrigés d’astrophysique, James.A.Rich, Vuibert, 2010 Cosmologie.
Des fondements théoriques aux observations,
Francis Bernardeau, EDP Sciences, 2007 Dark Matter In The Universe,
John Bahcall, Tsvi Piran et Steven Weinberg, World Scientific Publishing Co Pte Ltd, 2004 Cosmological Inflation and Large-Scale Structure,
Andrew R. Liddle et David H. Lyth, Cambridge University Press, 2000. [18]
P.J.Peebles, “Principles of physical cosmology”, Princeton
University Press, 1993. |
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Des simulations suggèrent même que ces étoiles avaient une masse
supérieure à 100000 M
