Pourquoi le Big Bang ?

Date : dim 25 Oct 2015 Catégorie
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Auteur : Antoine Bret – Physicien Chercheur.
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Le Big Bang fait couler tellement d’encre dans le débat science/foi qu’il n’est peut-être pas inutile d’en préciser certains aspects. Voyons donc ce qu’il est, ce qu’il n’est pas, comment l’idée même est apparue, ainsi que les preuves de son existence.

Le sujet est vaste. Afin de le traiter dans un nombre de pages raisonnables, j’ai dû tailler dans le vif. Le lecteur avisé trouvera sûrement que j’omets tel ou tel point. C’est volontaire, et je ne prétends pas avoir fait les meilleurs arbitrages. En tout état de cause, les notes de bas de page et les liens permettent d’approfondir les notions évoquées ici.

Une remarque importante : la lecture de cet article est fortement recommandée, avant ou après la lecture de celui-ci.

C’est parti !…

 

Premiers soupçons : théorie
R_Big_Bang-1

 

Vers la fin des années 1920, Alexander Friedman et Georges Lemaître entreprirent d’appliquer la toute fraiche théorie de la relativité générale d’Einstein, à l’univers tout entier. Et c’est Lemaître qui réalise que les équations d’Einstein donnent un univers dans lequel les objets s’éloignent les uns des autres d’autant plus rapidement qu’ils sont distants. En notant « D » la distance entre deux objets célestes, et « V » leur vitesse d’éloignement, Lemaître trouve,

V=HD

où H est une constante (dans l’espace, pas dans le temps). L’image, souvent donnée, des points qui s’éloignent l’un de l’autre sur un ballon que l’on gonfle est assez bonne. Le ballon c’est l’espace. Et comme il gonfle, deux galaxies collées dessus s’éloignent l’une de l’autre. Deux ans plus tard, seulement, l’observation allait confirmer cette loi.

 

 

Premiers soupçons : observation
R_Big_Bang-2

 

Toujours vers la fin des années 1920 donc, peu de temps après que Friedman et Lemaître aient fait leurs calculs, Edwin Hubble entreprend de mesurer la relation entre la vitesse d’objets lointains (par rapport à la terre), et leur distance.

Comment mesure-t-on les vitesses en question ? Exactement de la même manière que les radars mesurent celle de votre voiture : on regarde les longueurs d’onde de la lumière émise par les atomes de ces objets. Leur décalage par rapport aux longueurs d’onde des mêmes atomes au repos, donne la vitesse de l’objet en question.

Comment mesure-t-on les distances en question ? Il existe un très grand nombre de méthodes pour mesurer la distance qui nous séparent des astres. L’article Wikipedia sur le sujet est à ce titre très instructif. Sans rentrer dans les détails, signalons simplement deux points importants :

  • Certaines méthodes, comme la parallaxe, fonctionnent jusqu’à 30 000 années lumières environ[1]. D’autres, comme les Céphéides, jusqu’à quelques millions d’années lumières. Bref, chaque méthode couvre un intervalle de distance.
  • Chose importante : les intervalles se recouvrent abondamment. C’est ce qui permet de calibrer les méthodes les unes par rapport aux autres, et de vérifier qu’on ne dit pas de bêtises. Juste un exemple parmi tant d’autres : la distance qui nous sépare du Grand Nuage de Magellan a été évaluée au moins 80 fois, et par 21 méthodes différentes[2] ! La moyenne de toutes ces mesures situe le Grand Nuage à environ 160 000 années lumières. Les estimations les plus extrêmes ne s’éloignent de ce chiffre que de ±20%.

En comparant la distance « D » et la vitesse d’éloignement « V » de quelques dizaines d’objets célestes, Hubble constate que la seconde semble proportionnelle à la première, c’est-à-dire,

V=HD

où « H » est la célèbre constante de Hubble. C’est tout à fait la relation qu’avait trouvée Lemaître. Presque 100 ans plus tard, maintes observations supplémentaires l’ont amplement confirmée[3] et fait converger sa valeur vers environ 70 (km/s)/Mpc. Kezako ? Un « Mpc », c’est un « mégaparsec », soit un million de « parsecs », c’est à dire environ 3,2 millions d’années lumières. La relation ci-dessus veut ainsi dire que 2 points distants de 3,2 millions d’années lumières s’éloignent l’un de l’autre à la vitesse de 70 km/s. S’ils sont distants de 2×3,2 millions d’années lumières, la vitesse d’éloignement sera de 2×70 m/s, etc.

 

Si donc on observe que les galaxies s’éloignent les unes des autres, il est tentant de passer le film à l’envers mentalement. Se pourrait-il que dans un lointain passé, elles se soient touchées ? Qu’elles soient toutes pour ainsi dire parties du même endroit[4], dans une sorte de « Big Bang » ? Et si en plus de cela, on a une théorie qui dit la même chose, on commence à avoir de forts soupçons.

C’est un peu comme si une série de photos vous montrait deux balles de tennis qui s’éloignent l’une de l’autre. Vous pouvez utiliser les photos pour imaginer les trajectoires passées. Vous pouvez aussi écrire les équations du mouvement des balles, et vous servir des photos pour calculer les trajectoires passées. Si dans les deux cas, vous trouvez que les balles ont dû se heurter, peu de doutes demeurent qu’elles ne l’ont pas fait. Et pour les dissiper, vous pouvez toujours chercher des preuves de la collision. C’est exactement ce que les gens ont fait avec le Big Bang.

 

Les soupçons confirmés : Le fond diffus cosmologique (FDC)
R_Big_Bang-03

 

Supposons que vous êtes sur terre battue. Lorsque les deux balles se sont heurtées, elles ont dû laisser un petit nuage de terre battue sur les lieux de la collision. Ce nuage a dû se redéposer, et on devrait donc trouver un excès de terre battue sur le sol, à la verticale du lieu de la collision.

C’est un peu ce qui s’est passé avec le FDC. Voici le raisonnement dans les grandes lignes : si toute la matière de l’univers a été concentrée dans un passé lointain, la matière de l’époque devait être très dense et chaude. On sait que dans ces conditions, la lumière est intimement couplée à la matière. Les grains de lumière, les « photons » sont absorbés, émis, re-absorbé, re-émis, etc. en permanence par la matière, un peu comme des balles de golf rebondissant sans cesse sur les arbres d’une forêt trop dense.

Si cet univers dense est en expansion, sa température et sa densité baissent, et il arrivera un moment où la lumière se heurtera moins souvent à la matière, puis rarement, puis presque jamais. De surcroît, la matière froide interagit beaucoup moins avec la lumière que la matière chaude[5]. La forêt est devenue un parcours de golf où les balles ne tapent presque jamais les arbres. Une fois la lumière libérée de la matière, elle n’interagit plus avec personne. Et cette lumière émise il y a très longtemps, elle devrait encore être là de nos jours.

Tel est le raisonnement que plusieurs tinrent vers la fin des années 1940. Bien évidemment, ils se mirent à calculer à quoi devrait ressembler cette lumière aujourd’hui. Concrètement, cela signifie calculer le pourcentage de photons (les « grains » de lumière) de telle ou telle longueur d’onde. Ce qu’on appelle le « spectre ». Ils prédirent un spectre qui dépend d’un paramètre, une température. De même que le soleil nous envoie un rayonnement à la température d’environ 5 000 degrés, les calculs estimaient que le Big Bang devrait avoir laissé derrière lui un rayonnement dont la température actuelle devrait avoisiner les 5 degrés (Kelvin).

En 1964, plus de 20 ans après les prédictions, le rayonnement en question, le fameux Fond Diffus Cosmologique, fut découvert de manière fortuite. La forme du spectre s’accordait presque parfaitement avec les prédictions. Sa température était de 2,7 degrés Kelvin, en bon accord avec les 5 degrés prévus.

 

Le FDC a depuis été étudié avec une précision inouïe, confirmant entre autre ce que l’on avait appris en 1964. Chose intéressante, la structure du FDC dépend de la constante de Hubble et fournit donc une seconde manière de calculer cette dernière. Les deux méthodes (étude du FDC, et étude du rapport « vitesse d’éloignement » sur « distance ») fournissent des valeurs très proches. Soit dit en passant, il en va de même pour le temps écoulé depuis le Big Bang. On peut soit le déduire de l’observation du FDC (pas facile à expliquer), soit de la loi de Hubble (là, c’est facile[6] : âge de l’univers ~ D/V ~ 1/H). Dans les 2 cas, on trouve environ 14 milliards d’années[7].

L’existence du FDC est, à juste titre, considérée comme une des principales pièces à conviction en faveur de l’existence du Big Bang. La découverte, théorique et observationnel, de l’expansion de l’univers suggérait fortement que l’univers avait un passé très dense et chaud. Le FDC en constitua la preuve attendue, puis observée. Mais ce ne serait pas la seule.

 

Les soupçons re-confirmés : La nucléosynthèse primordiale
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Le noyau d’un atome d’hélium-4 contient deux protons et deux neutrons. L’observation de l’univers montre que l’hélium-4 constitue environ 25% de sa masse. Le reste est presque exclusivement de l’hydrogène. Les autres atomes du tableau périodique tiennent dans les virgules qui restent. Question : d’où vient tout cet hélium-4 ? Les seuls endroits où il fait assez chaud pour fabriquer un hélium-4 à partir de ses constituants, protons et neutrons, sont le cœur des étoiles. Et on comprend suffisamment bien ce qui s’y passe (voir ici, par exemple) pour savoir que toutes seules, les étoiles n’arriveraient jamais à produire autant d’hélium-4.

Un autre raisonnement mène au même point : la quantité d’helium-4 produite dans les étoiles est étroitement corrélée avec la quantité d’autres atomes produits dans les mêmes conditions, comme l’oxygène par exemple. Si tout l’helium-4 venait des étoiles, on observerait quelque chose comme « pas d’helium-4, pas d’oxygène. Beaucoup d’helium-4, beaucoup d’oxygène », puisque les deux sortent de la même chaine de production. Mais ce n’est pas du tout ce qu’on voit. Ce qu’on voit, c’est que même quand il n’y  a pas d’oxygène, il reste beaucoup d’helium-4[1b].

La conclusion est la même dans les 2 cas : l’essentiel de l’helium-4 ne vient pas des étoiles. Mais d’où vient-il alors ? Le scenario du Big Bang fournit une réponse immédiate. Tant qu’il est encore trop chaud, l’univers ne peut fabriquer de l’helium-4 car même les neutrons et les protons ne sont pas là. On a juste affaire à une soupe de « quarks », qui sont les constituants des protons et des neutrons. Puis en se diluant, l’univers se refroidit. Protons (c’est-à-dire hydrogène) et neutrons peuvent apparaître. Mais la température reste assez élevée pour que deux hydrogènes puissent fusionner et donner un helium-4. Puis l’univers poursuit son expansion. La température tombe encore, et les réactions de fusion deviennent impossibles[2b]. A ce stade, la production d’helium-4 est terminée.

On conçoit qu’on peut donc calculer la quantité d’helium-4 fabriquée pendant cet intervalle de temps. La réponse[3b] est 25%, en très bon accord avec les observations.

 

Ce que l’on vient de faire avec l’helium-4, peut-on le faire avec d’autres atomes ? Tout à fait. Le même raisonnement s’applique au deutérium (1 proton + 1 neutron), à l’helium-3 (2 protons + 1 neutron), au lithium-7 (3 protons + 4 neutrons). L’accord théorie/observation est très bon pour tout le monde, sauf pour le lithium-7 pour qui les mesures sont assez compliquées.

 

Les soupçons re-re-confirmés :
La formations des structures primordiales
R_Big_Bang-05

 

Examinons d’autres conséquences attendues du Big Bang. On part donc d’une soupe chaude de matière. L’étude du FDC montre que cette soupe est très homogène, mais pas parfaitement. Y’a des grumeaux. Peu contrastés, certes, mais y’en a[4b]. S’il y a un plus de matière ici que là, il y aura un plus de gravité ici que là. La matière environnante sera attirée par les grumeaux. Ces derniers vont donc grandir, attirant d’autant plus ce qui les entoure, etc. On forme ainsi des étoiles, puis des amas d’étoiles, puis des amas d’amas, c’est-à-dire des galaxies, puis des amas de galaxies.

De même, si le Big Bang ne fabrique rien de plus lourd que du berylium-8 et que le reste ne peut se fabriquer que dans les étoiles, alors les premières étoiles ne peuvent contenir autre chose que les éléments mentionnés au paragraphe précédent. Ces premières étoiles fabriqueront quelques éléments plus lourds, puis, arrivée en fin de vie, exploseront. Ce faisant, elles mettent en circulation leurs atomes lourds. Ceux-ci peuvent entrer dans la composition d’une seconde génération d’étoiles qui vont s’en servir pour fabriquer des atomes encore plus lourds avant d’exploser à leur tour, etc.

On devrait donc observer les choses suivantes :

  1. Des structures qui grandissent avec le temps. Des amas de galaxies en formation maintenant, mais pas au début. Et
  2. Des étoiles d’autant plus pauvres en éléments lourds qu’elles sont anciennes.

 

Observe-t-on tout cela ? Tout à fait. Rappelons pour commencer que l’on peut tout à fait observer le passé. Il suffit d’observer loin. De même que je vois le soleil tel qu’il était il y a 8 minutes (temps qu’il a fallu à la lumière pour venir), je vois la Grand Nuage de Magellan tel qu’il était il y a environ 160 000 ans.

Apres des dizaines d’années d’observation et le catalogage de milliards d’objets célestes, on voit clairement que les étoiles se font de plus en plus rares dans le passé[5b]. De même pour les galaxies, et de même pour les amas de galaxies. Le plus ancien « sursaut gamma » jamais détecté, significatif de la mort d’une étoile, datait de 630 millions d’années après le Big Bang. La plus vieille galaxie connue est née 670 millions d’années après le Big Bang. Le plus vieil amas de galaxies connu date de 3,3 milliards d’années après le Big Bang[6b].

Concernant la présence d’éléments plus lourds que le béryllium, c’est la même chose. Les observations[7b] montrant clairement un taux qui baisse d’autant plus que les étoiles sont vieilles.

Ici aussi, on trouve tout à fait ce que l’on attend.

 

Les soupçons re-re… (ça va, on a compris) :
Les oscillations baryoniques acoustiques
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Prenez un lac. Jetez-y des pierres. Ca fait des ronds qui grandissent. Au bout d’un certain temps, gelez l’eau instantanément. Vous obtenez une surface parsemée de cercles de, disons, 10 mètres de diamètres.

Maintenant, calculez la probabilité de trouver 2 bosses dans l’eau, distantes de 1 mètre l’une de l’autre, de 2 mètres, 3 mètres, 5 mètres, etc. En y réfléchissant un peu, vous trouverez que la probabilité en question aura un pic autour de 10 mètres. Pourquoi ? Parce qu’avec tous les cercles de 10 mètres de diamètres qui parsèment la surface du lac, vous avez plein de bosses distantes de 10 mètres, et beaucoup moins qui sont distantes de 5 ou 15 mètres.

Et si d’autres phénomènes (un bateau qui passe, du vent, etc.) se sont produits dans le lac avant que vous ne le congeliez, et que vous avez un peu de chance, le pic autour de 10 mètres se verra toujours. Certes, les autres phénomènes vont modifier votre probabilité, mais le pic à 10 mètres peut tout à fait rester visible.

 

Quel rapport avec le Big Bang ? J’y viens.
A l’époque où la lumière était piégée avec la matière, avant que cette même lumière ne se libère pour donner le fond diffus cosmologique (voir premier paragraphe), on avait affaire à une soupe de matière chaude et de lumière.

Cette soupe était presque homogène, mais pas parfaitement. Comme on l’a vu, y’avait des grumeaux. Et les grumeaux y ont excité des ondes concentriques, du genre de celles que vous avez produites sur le lac. Lorsque la lumière s’est libérée de la matière, ces ondes se sont congelées (pour des raisons techniques dans lesquelles je n’entrerai pas). Et puis l’univers a continué son expansion, et les galaxies se sont formées autour des excès de matière primordiaux (voir paragraphe précédent). Cette image illustre plus ou moins les choses :

Big Bang_A

 

On peut tout  fait calculer le diamètre que devaient avoir ces « cercles » au moment du découplage matière/lumière qui vit naitre le FDC. On peut ensuite calculer comment tout cela a dû évoluer avec l’expansion de l’univers. Donc, aujourd’hui, si l’on mesure la probabilité de trouver deux galaxies distantes de « x » année lumières l’une de l’autre, on devrait trouver un pic, à l’instar de l’exemple des bosses dans le lac.

Au début des années 2000, Daniel Eisenstein et ses copains ont mesuré la probabilité en question à partir de la mesure des positions de 46 748 galaxies[1c]. On s’attendait à trouver un pic autour de 150 mégaparsecs, c’est-à-dire environ 490 millions d’années lumières. Voici la courbe issue des mesures :

Big Bang_B

 

 

Le consensus, et ses limites
R_Big_Bang-07

 

On le voit, la théorie du Big Bang est soutenue par maintes observations. Et la liste est plus longue. Je pourrais par exemple ajouter la résolution du paradoxe d’Olbers, ou bien la mesure de la température du FDC à d’autres époques que la nôtre[2c], mais bon, ça suffit comme ça.

Une précision importante : comme il a été expliqué ici, personne ne peut rien dire sur « l’instant zéro », si tant est que l’expression ait un sens. C’est un peu comme si vous voyiez une balle tomber d’un trou du plafond. En passant le film en arrière, il est facile de déduire que la balle est sortie du trou. Mais comme vous ne voyez pas ce qu’il y a au-dessus, vous ne pouvez rien dire sur le sort de la balle avant qu’elle ne soit sortie du trou.

Ici, c’est pareil. On voit l’univers en expansion. Armés des lois que nous connaissons bien, on rembobine le film. Elles nous disent qu’il y a eu, dans le passé, un « instant zéro » où la densité de l’univers était infinie. Cet « infini » est le signe, évidemment, que nos lois ne marchent pas jusqu’à cet instant zéro. On peut tout à fait se demander avant quel moment les lois que nous connaissons ne sont plus valables. Réponse : 10-43 secondes. C’est-à-dire 0,0…42 zéros…1 seconde. C’est pas beaucoup, mais ce n’est pas 0. Avant cela, c’est le trou caché dans le plafond que nous ne pouvons voir pour le moment. C’est ce que certains appellent le « mur de Planck », en référence aux 10-43 s, le dénommé « temps de Planck ».

Ceci étant dit, on pourrait résumer ainsi les « grandes lignes » du Big Bang :

il y a environ 14 milliards d’années, notre univers est sorti d’une phase si dense et chaude que même les protons et neutrons n’était pas assemblés. Depuis, il est en expansion et se refroidit.

Quel est le consensus, parmi les cosmologistes, sur cette phrase ? Environ 100%. Juste quelques références pour étayer cette affirmation :

  • Dans cette vidéo où il est question du Big Bang, Neil Turok, grand spécialiste du sujet, ancien professeur à Cambridge, puis Princeton, et maintenant au Perimeter Institute de Toronto, déclare à la minute 5:17 « presque personne parmi les cosmologistes ne pense que c’est faux »[3c].
  • Un autre grand spécialiste de la question, Burt Ovrut, déclare ouvertement dans cette interview « je dirais que le consensus est de 100%, vraiment. Des preuves évidentes ? Toutes les prédictions sont vraies ».
  • A mon humble niveau, je peux témoigner qu’après avoir côtoyé les astrophysiciens pendant des années et passé 10 mois au département d’astrophysique de l’université de Harvard, jamais je n’ai entendu quelqu’un mettre en doute les grandes lignes de l’histoire.

Y’a-t-il débat scientifique sur ce qui s’est produit « avant le Bang » ?  Tout à fait ! Débat même sur les premiers instants du « Bang » (inflation, etc.), bien sûr. Reste-t-il des questions en suspens ? Evidemment. Nous ne savons toujours pas ce que sont l’énergie sombre et la matière noire[4c]. Ni pourquoi il y a aujourd’hui plus de matière que d’antimatière (les neutrinos du dernier prix Nobel fournissent des pistes). Mais aucune de ces interrogations ne remet en question les grandes lignes de l’histoire.

Libre aux uns et aux autres d’en tirer les conséquences philosophiques ou théologiques qui leur plaisent (ou pas). Mais c’est désormais un fait établit : il y a eu un Big Bang.

 


 

NOTES

[1] A. Sanna, et al. Trigonometric parallaxes of massive star-forming regions. ix. The outer arm in the first quadrant. The Astrophysical Journal, 745:82 (2012).

[2] Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator RR Lyrae, Benedict et al, The Astronomical Journal, Volume 123, Issue 1, pp. 473-484 (2002).

[3] Voir par exemple: Freedman et al, Final results from the Hubble Space Telescope Key Project to measure the Hubble constant. The Astrophysical Journal 553 (1): 47–72 (2001)

[4] Ce point peut être assez subtil. Mais on peut simplifier sans trop trahir la version complète.

[5] “Ionisée”, pour les intimes.

[6] Ce calcul grossier fournit presque la bonne réponse. Cela vient de ce que l’expansion a tout d’abords ralenti avec de s’accélérer, les deux se compensant.

[7] H est l’inverse d’un temps. 70 (km/s)/Mpc, ça fait 2,27 10-18 s-1, ce qui donne 1/H = 14 109 années. Pour la petite histoire, Hubble trouva une valeur de 500 (km/s)Mpc en 1920 car il s’était trompé dans ses mesures de distances. Cela donnait un âge d’environ 2 milliards d’années à l’univers, à une époque où l’on commençait sérieusement à soupçonner que la terre était plus vieille que cela. La théorie du Big Bang n’a pas eu une enfance facile.

[1b] Izotov & Thuan, The Primordial Abundance of 4He: Evidence for Non-Standard Big Bang Nucleosynthesis, The Astrophysical Journal Letters, Volume 710, Issue 1, pp. L67-L71 (2010).

[2b] Il faut énormément d’énergie pour que deux noyaux fusionnent car tant qu’ils ne sont pas assez proches l’un de l’autre, leurs protons respectifs se repoussent à cause de la force de Coulomb. C’est la raison pour laquelle on n’arrive toujours pas à produire de l’énergie à partir de la fusion thermonucléaire, en dépit de plus de 60 années de recherche.

[3b] Burles et al, Big-Bang Nucleosynthesis: Linking Inner Space and Outer Space, eprint arXiv:astro-ph/9903300

[4b] Les mesures du FDC montrent qu’il faut amplifier la photo environ 100 000 fois pour voir les grumeaux.

[5b] Eyles et al, The stellar mass density at z ~ 6 from Spitzer imaging of i’-drop galaxies, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 374, Issue 3, pp. 910-930. (2007)

[6b] Gobat et al, A mature cluster with X-ray emission at z = 2.07, Astronomy and Astrophysics, Volume 526, id.A133, 13 pp.(2011).

Bromm & Larson, The First Stars, Annual Review of Astronomy &Astrophysics, vol. 42, Issue 1, pp.79-118 (2004).

[7b] Voir par exemple http://www.ifa.hawaii.edu/~kewley/Terschelling/node4.html

[1c] Eisenstein et al, Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large-Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies The Astrophysical Journal, Volume 633, Issue 2, pp. 560-574 (2005).

[2c] Srianand et al, The cosmic microwave background radiation temperature at a redshift of 2.34, Nature 408, 931-935 (2000)

[3c] “There is almost no one working in cosmology who does not believe that this is basically correct”.

[4c] Contrairement à ce que l’on entend souvent, ces deux bestioles ne sont pas du tout des inventions ad-hoc pour sauver le Big Bang. Elles pointent leur nez dans des contextes astrophysiques autres que le Big Bang, et les portraits robots qui en émergent sont remarquablement cohérents entre eux. Mais ça, ce serait un autre article.

Au sujet des principales inconnues du Big Bang, voir : Bennett, Cosmology from start to finish, Nature, Volume 440, Pages 1126-1131 (2006).

 

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