Dans l’histoire de l’univers, quel terme désigne immédiatement après le Big Bang ?
inflation
Le tout premier univers, depuis l'époque de Planck jusqu'à l'inflation cosmique, ou la première picoseconde du temps cosmique ; cette période est le domaine d’une recherche théorique active, actuellement hors de portée des expériences de physique des particules. L’époque de Planck est une époque de la cosmologie traditionnelle (non inflationniste) du big bang où la température était si élevée que les quatre forces fondamentales – l’électromagnétisme, la gravitation, l’interaction nucléaire faible et l’interaction nucléaire forte – constituaient une seule force fondamentale. On comprend peu de choses sur la physique à cette température ; différentes hypothèses proposent différents scénarios. La cosmologie traditionnelle du Big Bang prédit une singularité gravitationnelle avant cette époque, mais cette théorie repose sur la relativité générale et devrait s'effondrer en raison des effets quantiques. Dans la cosmologie inflationniste, les délais précédant la fin de l’inflation (environ 10 à 32 secondes après le Big Bang) ne suivent pas la chronologie traditionnelle du Big Bang. Selon la cosmologie traditionnelle du Big Bang, l'époque électrofaible a commencé 10 à 36 secondes après le Big Bang, lorsque la température de l'univers était suffisamment basse (1 028 K) pour séparer la force forte de la force électrofaible (le nom des forces unifiées de l'univers). électromagnétisme et interaction faible). Dans la cosmologie inflationniste, l’époque électrofaible a commencé à la fin de l’époque inflationniste, à environ 10−32 secondes. Époque inflationniste L’inflation cosmique était une époque d’expansion accélérée produite par un champ hypothétique appelé inflaton, qui aurait des propriétés similaires au champ de Higgs et à l’énergie noire. Alors qu’une expansion ralentie amplifierait les écarts par rapport à l’homogénéité, rendant l’univers plus chaotique, une expansion accélérée rendrait l’univers plus homogène. Une période d’expansion inflationniste suffisamment longue dans le passé pourrait expliquer le degré élevé d’homogénéité observé aujourd’hui dans l’univers à grande échelle, même si l’état de l’univers avant l’inflation était très désordonné. L'inflation a pris fin lorsque le champ d'inflation s'est désintégré en particules ordinaires dans un processus appelé « réchauffage », moment auquel l'expansion ordinaire du Big Bang a commencé. Le temps de réchauffage est généralement cité comme un temps « après le Big Bang ». Cela fait référence au temps qui se serait écoulé dans la cosmologie traditionnelle (non inflationniste) entre la singularité du Big Bang et la chute de l'univers à la même température produite par le réchauffement, même si, dans la cosmologie inflationniste, le Big Bang traditionnel ne s'est pas produit. . Selon les modèles inflationnistes les plus simples, l’inflation s’est terminée à une température correspondant à environ 10 à 32 secondes après le Big Bang. Comme expliqué ci-dessus, cela n’implique pas que la période inflationniste ait duré moins de 10 à 32 secondes. En fait, pour expliquer l’homogénéité observée de l’univers, la durée doit être supérieure à 10−32 secondes. Dans la cosmologie inflationniste, le moment le plus précoce « après le Big Bang » est celui de la fin de l’inflation. Le 17 mars 2014, les astrophysiciens de la collaboration BICEP2 ont annoncé la détection d'ondes gravitationnelles inflationnistes dans le spectre de puissance en mode B, ce qui a été interprété comme une preuve expérimentale claire de la théorie de l'inflation. Cependant, le 19 juin 2014, une baisse de confiance dans la confirmation des résultats de l'inflation cosmique a été signalée et finalement, le 2 février 2015, une analyse conjointe des données du satellite BICEP2/Keck et Planck a conclu que la « signification statistique [des données] est trop faible pour être interprétée comme une détection de modes B primordiaux » et peut être attribuée principalement à la poussière polarisée de la Voie Lactée. Il n’existe actuellement pas suffisamment de preuves observationnelles pour expliquer pourquoi l’univers contient bien plus de baryons que d’antibaryons. Une explication possible de ce phénomène doit permettre que les conditions de Sakharov soient satisfaites quelque temps après la fin de l’inflation cosmologique. Bien que la physique des particules suggère des asymétries dans lesquelles ces conditions sont remplies, ces asymétries sont empiriquement trop petites pour rendre compte de l'asymétrie baryon-antibaryon observée dans l'univers. Après la fin de l’inflation cosmique, l’univers se remplit d’un plasma quark-gluon. À partir de ce moment, la physique de l’univers primitif est mieux comprise et les énergies impliquées dans l’époque des quarks se prêtent directement à l’expérimentation. Selon ΛCDM, à ce stade, la matière noire froide domine, ouvrant la voie à un effondrement gravitationnel pour amplifier les infimes inhomogénéités laissées par l’inflation cosmique, rendant les régions denses plus denses et les régions raréfiées plus raréfiées. Cependant, comme les théories actuelles sur la nature de la matière noire ne sont pas concluantes, il n’existe pas encore de consensus quant à son origine à des époques antérieures, comme c’est le cas actuellement pour la matière baryonique. Les photons présents au moment du découplage sont les mêmes photons que nous voyons dans le rayonnement du fond diffus cosmologique (CMB), après avoir été fortement refroidis par l’expansion de l’univers. À peu près au même moment, les ondes de pression existantes dans le plasma électron-baryon – connues sous le nom d’oscillations acoustiques baryoniques – se sont intégrées dans la distribution de la matière à mesure qu’elle se condensait, donnant lieu à une très légère préférence dans la distribution des objets à grande échelle. Par conséquent, le fond diffus cosmologique est une image de l’univers à la fin de cette époque, y compris les minuscules fluctuations générées lors de l’inflation (voir diagramme), et la répartition des objets tels que les galaxies dans l’univers est une indication de l’échelle et de la taille de l’univers. l'univers tel qu'il s'est développé au fil du temps. Étant donné que l’expansion de l’univers semble s’accélérer, sa structure à grande échelle sera probablement la plus grande structure jamais formée dans l’univers. L’expansion accélérée actuelle empêche toute nouvelle structure inflationniste d’entrer dans l’horizon et empêche la formation de nouvelles structures liées gravitationnellement.
La chronologie de l'univers décrit l'histoire et l'avenir de l'univers selon la cosmologie du Big Bang, le modèle scientifique dominant de la façon dont l'univers s'est développé au fil du temps depuis l'époque de Planck, en utilisant le paramètre temporel cosmologique des coordonnées comobiles.
On estime que l’expansion métrique de l’espace a commencé il y a 13,8 milliards d’années. Le temps écoulé depuis le Big Bang est également appelé temps cosmique.
Pour les besoins de ce résumé, il convient de diviser la chronologie de l’univers en quatre parties :
Le tout premier univers, depuis l'époque de Planck jusqu'à l'inflation cosmique, ou la première picoseconde du temps cosmique ; cette période est le domaine d’une recherche théorique active, actuellement hors de portée des expériences de physique des particules.
L'univers primitif, de l'époque des quarks à l'époque des photons, ou les 380 000 premières années du temps cosmique, lorsque les forces familières et les particules élémentaires ont émergé mais que l'univers reste à l'état de plasma, suivi par « l'âge des ténèbres », de 380 000 ans à environ 150 millions d'années pendant lesquelles l'univers était transparent mais aucune structure à grande échelle ne s'était encore formée ;
La période de formation de structures à grande échelle, y compris l'évolution stellaire, la formation et l'évolution des galaxies et la formation d'amas et de superamas de galaxies, depuis environ 150 millions d'années jusqu'à aujourd'hui, et prospectivement jusqu'à environ 100 milliards d'années du temps cosmique ; Le disque mince de notre galaxie a commencé à se former il y a environ 5 milliards d'années.
Le système solaire s’est formé il y a environ 9,2 milliards d’années, les premières traces de vie sur Terre étant apparues il y a environ 9,8 milliards d’années.
Le futur lointain, après la cessation de la formation stellaire, avec divers scénarios sur le destin ultime de l'univers.
Résumé
Univers très ancien
époque Planck
Temps inférieurs à 10−43 secondes (temps de Planck)
L’époque de Planck est une époque de la cosmologie traditionnelle (non inflationniste) du big bang où la température était si élevée que les quatre forces fondamentales – l’électromagnétisme, la gravitation, l’interaction nucléaire faible et l’interaction nucléaire forte – constituaient une seule force fondamentale. On comprend peu de choses sur la physique à cette température ; différentes hypothèses proposent différents scénarios. La cosmologie traditionnelle du Big Bang prédit une singularité gravitationnelle avant cette époque, mais cette théorie repose sur la relativité générale et devrait s'effondrer en raison des effets quantiques.
Dans la cosmologie inflationniste, les délais précédant la fin de l’inflation (environ 10 à 32 secondes après le Big Bang) ne suivent pas la chronologie traditionnelle du Big Bang.
Les modèles tentant de formuler des processus de l'époque de Planck sont des propositions spéculatives pour la « Nouvelle Physique ».
Les exemples incluent l'état initial de Hartle – Hawking, le paysage des cordes, la cosmologie des gaz des cordes et l'univers ekpyrotique.
Époque de grande unification
Entre 10−43 secondes et 10−36 secondes après le Big Bang
À mesure que l’univers s’étendait et se refroidissait, il a traversé des températures de transition auxquelles les forces se séparent. Ce sont des transitions de phase un peu comme la condensation et le gel. L’époque de la grande unification a commencé lorsque la gravitation s’est séparée des autres forces de la nature, collectivement connues sous le nom de forces de jauge. La physique non gravitationnelle de cette époque serait décrite par ce qu’on appelle la théorie de la grande unification (GUT). L’époque de la grande unification s’est terminée lorsque les forces du GUT se sont davantage séparées en forces fortes et électrofaibles.
Époque électrofaible
Entre 10−36 secondes (ou la fin du gonflage) et 10−32 secondes après le Big Bang
Selon la cosmologie traditionnelle du Big Bang, l'époque électrofaible a commencé 10 à 36 secondes après le Big Bang, lorsque la température de l'univers était suffisamment basse (1 028 K) pour séparer la force forte de la force électrofaible (le nom des forces unifiées de l'univers). électromagnétisme et interaction faible). Dans la cosmologie inflationniste, l’époque électrofaible a commencé à la fin de l’époque inflationniste, à environ 10−32 secondes.
Époque inflationniste
Avant ca. 10 à 32 secondes après le Big Bang
L’inflation cosmique était une époque d’expansion accélérée produite par un champ hypothétique appelé inflaton, qui aurait des propriétés similaires au champ de Higgs et à l’énergie noire. Alors qu’une expansion ralentie amplifierait les écarts par rapport à l’homogénéité, rendant l’univers plus chaotique, une expansion accélérée rendrait l’univers plus homogène. Une période d’expansion inflationniste suffisamment longue dans le passé pourrait expliquer le degré élevé d’homogénéité observé aujourd’hui dans l’univers à grande échelle, même si l’état de l’univers avant l’inflation était très désordonné.
L'inflation a pris fin lorsque le champ d'inflation s'est désintégré en particules ordinaires dans un processus appelé « réchauffage », moment auquel l'expansion ordinaire du Big Bang a commencé. Le temps de réchauffage est généralement cité comme un temps « après le Big Bang ». Cela fait référence au temps qui se serait écoulé dans la cosmologie traditionnelle (non inflationniste) entre la singularité du Big Bang et la chute de l'univers à la même température produite par le réchauffement, même si, dans la cosmologie inflationniste, le Big Bang traditionnel ne s'est pas produit. .
Selon les modèles inflationnistes les plus simples, l’inflation s’est terminée à une température correspondant à environ 10 à 32 secondes après le Big Bang. Comme expliqué ci-dessus, cela n’implique pas que la période inflationniste ait duré moins de 10 à 32 secondes. En fait, pour expliquer l’homogénéité observée de l’univers, la durée doit être supérieure à 10−32 secondes. Dans la cosmologie inflationniste, le moment le plus précoce « après le Big Bang » est celui de la fin de l’inflation.
Le 17 mars 2014, les astrophysiciens de la collaboration BICEP2 ont annoncé la détection d'ondes gravitationnelles inflationnistes dans le spectre de puissance en mode B, ce qui a été interprété comme une preuve expérimentale claire de la théorie de l'inflation. Cependant, le 19 juin 2014, une baisse de confiance dans la confirmation des résultats de l'inflation cosmique a été signalée et finalement, le 2 février 2015, une analyse conjointe des données du satellite BICEP2/Keck et Planck a conclu que la « signification statistique [des données] est trop faible pour être interprétée comme une détection de modes B primordiaux » et peut être attribuée principalement à la poussière polarisée de la Voie Lactée.
Baryogenèse
Il n’existe actuellement pas suffisamment de preuves observationnelles pour expliquer pourquoi l’univers contient bien plus de baryons que d’antibaryons. Une explication possible de ce phénomène doit permettre que les conditions de Sakharov soient satisfaites quelque temps après la fin de l’inflation cosmologique. Bien que la physique des particules suggère des asymétries dans lesquelles ces conditions sont remplies, ces asymétries sont empiriquement trop petites pour rendre compte de l'asymétrie baryon-antibaryon observée dans l'univers.
Premier univers
Après la fin de l’inflation cosmique, l’univers se remplit d’un plasma quark-gluon. À partir de ce moment, la physique de l’univers primitif est mieux comprise et les énergies impliquées dans l’époque des quarks se prêtent directement à l’expérimentation.
Rupture de supersymétrie (spéculative)
Si la supersymétrie est une propriété de notre univers, alors elle doit être brisée à une énergie qui n’est pas inférieure à 1 TeV, l’échelle de symétrie électrofaible. Les masses des particules et de leurs superpartenaires ne seraient alors plus égales, ce qui pourrait expliquer pourquoi aucun superpartenaire des particules connues n'a jamais été observé.
Rupture de symétrie électrofaible et époque des quarks
Entre 10−12 secondes et 10−6 secondes après le Big Bang
Lorsque la température de l'univers tombe en dessous d'un certain niveau d'énergie très élevé, on pense que le champ de Higgs acquiert spontanément une valeur attendue du vide, ce qui brise la symétrie de jauge électrofaible. Cela a deux effets liés :
# La force faible et la force électromagnétique, ainsi que leurs bosons respectifs (les bosons W et Z et le photon) se manifestent différemment dans l'univers actuel, avec des portées différentes ;
# Via le mécanisme de Higgs, toutes les particules élémentaires interagissant avec le champ de Higgs deviennent massives, après avoir été sans masse à des niveaux d'énergie plus élevés.
A la fin de cette époque, les interactions fondamentales de la gravitation, de l'électromagnétisme, de l'interaction forte et de l'interaction faible ont désormais pris leurs formes actuelles, et les particules fondamentales ont une masse, mais la température de l'univers est encore trop élevée pour permettre aux quarks de se lier. ensemble pour former des hadrons.
Époque hadronique
Entre 10−6 secondes et 1 seconde après le Big Bang
Le plasma quark-gluon qui compose l'univers se refroidit jusqu'à ce que des hadrons, y compris des baryons tels que des protons et des neutrons, puissent se former. Environ 1 seconde après le Big Bang, les neutrinos se découplent et commencent à voyager librement dans l'espace. Ce fond de neutrinos cosmiques, bien qu'il soit peu probable qu'il soit jamais observé en détail puisque les énergies des neutrinos sont très faibles, est analogue au fond de micro-ondes cosmique qui a été émis beaucoup plus tard. (Voir ci-dessus concernant le plasma quark-gluon, à l'époque de la théorie des cordes.) Cependant, il existe de fortes preuves indirectes de l'existence du fond de neutrinos cosmiques, à la fois à partir des prédictions de la nucléosynthèse du Big Bang sur l'abondance de l'hélium et des anisotropies du fond cosmique des micro-ondes. .
Époque Lepton
Entre 1 seconde et 10 secondes après le Big Bang
La majorité des hadrons et des anti-hadrons s'annihilent à la fin de l'époque hadronique, laissant les leptons et les anti-leptons dominer la masse de l'univers. Environ 10 secondes après le Big Bang, la température de l'univers chute au point où de nouvelles paires leptons/antileptons ne sont plus créées et la plupart des leptons et antileptons sont éliminés dans des réactions d'annihilation, laissant un petit résidu de leptons.
Époque des photons
Entre 10 secondes et 380 000 ans après le Big Bang
Après l'annihilation de la plupart des leptons et des antileptons, à la fin de l'époque des leptons, l'énergie de l'univers est dominée par les photons. Ces photons interagissent encore fréquemment avec des protons chargés, des électrons et (éventuellement) des noyaux, et continueront de le faire pendant les 380 000 prochaines années.
Nucléosynthèse
Entre 3 minutes et 20 minutes après le Big Bang
À l’époque des photons, la température de l’univers chute au point où les noyaux atomiques peuvent commencer à se former. Les protons (ions hydrogène) et les neutrons commencent à se combiner en noyaux atomiques au cours du processus de fusion nucléaire. Les neutrons libres se combinent avec les protons pour former du deutérium. Le deutérium fusionne rapidement en hélium-4. La nucléosynthèse ne dure qu'environ dix-sept minutes, puisque la température et la densité de l'univers ont chuté au point que la fusion nucléaire ne peut plus se poursuivre. À ce stade, tous les neutrons ont été incorporés dans les noyaux d’hélium. Cela laisse environ trois fois plus d’hydrogène que d’hélium-4 (en masse) et seulement des traces d’autres noyaux légers.
Domination de la matière
70 000 ans après le Big Bang
A cette époque, les densités de matière non relativiste (noyaux atomiques) et de rayonnement relativiste (photons) sont égales. La longueur du jean, qui détermine les plus petites structures pouvant se former (en raison de la compétition entre l'attraction gravitationnelle et les effets de pression), commence à diminuer et les perturbations, au lieu d'être effacées par le rayonnement libre, peuvent commencer à croître en amplitude.
Selon ΛCDM, à ce stade, la matière noire froide domine, ouvrant la voie à un effondrement gravitationnel pour amplifier les infimes inhomogénéités laissées par l’inflation cosmique, rendant les régions denses plus denses et les régions raréfiées plus raréfiées. Cependant, comme les théories actuelles sur la nature de la matière noire ne sont pas concluantes, il n’existe pas encore de consensus quant à son origine à des époques antérieures, comme c’est le cas actuellement pour la matière baryonique.
Recombinaison
Californie. 377 000 ans après le Big Bang
Les atomes d'hydrogène et d'hélium commencent à se former à mesure que la densité de l'univers diminue. On pense que cela s’est produit environ 377 000 ans après le Big Bang. L'hydrogène et l'hélium sont au départ ionisés, c'est-à-dire qu'aucun électron n'est lié aux noyaux, qui (contenant des protons chargés positivement) sont donc chargés électriquement (+1 et +2 respectivement). À mesure que l’univers se refroidit, les électrons sont capturés par les ions, formant ainsi des atomes électriquement neutres. Ce processus est relativement rapide (et plus rapide pour l’hélium que pour l’hydrogène) et est connu sous le nom de recombinaison. À la fin de la recombinaison, la plupart des protons de l’univers sont liés à des atomes neutres. Ainsi, le libre parcours moyen des photons devient effectivement infini et les photons peuvent désormais voyager librement (voir diffusion de Thomson) : l'univers est devenu transparent. Cet événement cosmique est généralement appelé découplage.
Les photons présents au moment du découplage sont les mêmes photons que nous voyons dans le rayonnement du fond diffus cosmologique (CMB), après avoir été fortement refroidis par l’expansion de l’univers. À peu près au même moment, les ondes de pression existantes dans le plasma électron-baryon – connues sous le nom d’oscillations acoustiques baryoniques – se sont intégrées dans la distribution de la matière à mesure qu’elle se condensait, donnant lieu à une très légère préférence dans la distribution des objets à grande échelle. Par conséquent, le fond diffus cosmologique est une image de l’univers à la fin de cette époque, y compris les minuscules fluctuations générées lors de l’inflation (voir diagramme), et la répartition des objets tels que les galaxies dans l’univers est une indication de l’échelle et de la taille de l’univers. l'univers tel qu'il s'est développé au fil du temps.
Temps sombres
Avant le découplage, la plupart des photons de l’univers interagissaient avec les électrons et les protons du fluide photon-baryon. En conséquence, l’univers était opaque ou « brumeux ». Il y avait de la lumière, mais pas celle que nous pouvons désormais observer à travers des télescopes. La matière baryonique de l'univers était constituée de plasma ionisé et elle n'est devenue neutre que lorsqu'elle a gagné des électrons libres lors de la « recombinaison », libérant ainsi les photons créant le CMB. Lorsque les photons ont été libérés (ou découplés), l’univers est devenu transparent. À ce stade, le seul rayonnement émis était la raie de spin de 21 cm de l’hydrogène neutre. Un effort d'observation est actuellement en cours pour détecter ce faible rayonnement, car il s'agit en principe d'un outil encore plus puissant que le fond diffus cosmologique pour étudier l'univers primitif. On estime actuellement que l’âge des ténèbres a duré entre 150 et 800 millions d’années après le Big Bang. La découverte en octobre 2010 d'UDFy-38135539, la première galaxie observée à avoir existé au cours de l'époque de réionisation suivante, nous ouvre une fenêtre sur cette époque. La galaxie la plus ancienne observée au cours de cette période et donc aussi la galaxie la plus éloignée jamais observée figure actuellement dans les archives de Richard J. Bouwens et Garth D. Illingsworth de l'Université de Leiden de l'UC Observatories/Lick Observatory. Ils ont découvert que la galaxie UDFj-39546284 se trouvait à une époque quelque 480 millions d'années après le Big Bang, soit à peu près à mi-chemin de l'âge des ténèbres cosmiques, à une distance d'environ 13,2 milliards d'années-lumière. Plus récemment, les galaxies UDFy-38135539, EGSY8p7 et GN-z11 se sont retrouvées environ 380 à 550 millions d'années après le Big Bang et à une distance d'environ 13,4 milliards d'années-lumière.
L'« Âge des ténèbres » couvre une période au cours de laquelle la température du rayonnement cosmique s'est refroidie, passant d'environ 4 000 K à environ 60 K.
La température de fond était comprise entre 373 K et 273 K, ce qui permettait la présence d'eau liquide, pendant une période d'environ 7 millions d'années, d'environ 10 à 17 millions après le Big Bang (redshift 137-100). Loeb (2014) a émis l'hypothèse que la vie primitive aurait pu en principe apparaître pendant cette fenêtre, qu'il a appelée « l'époque habitable du premier univers ».
Formation de structures à grande échelle
La formation des structures dans le modèle du Big Bang se déroule de manière hiérarchique, les structures plus petites se formant avant les plus grandes. Les premières structures à se former sont des quasars, que l’on pense être des galaxies brillantes et actives, et des étoiles de population III. Avant cette époque, l’évolution de l’univers pouvait être comprise grâce à la théorie des perturbations cosmologiques linéaires : c’est-à-dire que toutes les structures pouvaient être comprises comme de petites déviations par rapport à un univers parfaitement homogène. Ceci est relativement facile à étudier sur le plan informatique. À ce stade, des structures non linéaires commencent à se former et le problème informatique devient beaucoup plus difficile, impliquant, par exemple, des simulations à N corps avec des milliards de particules.
Réionisation
150 millions à 1 milliard d’années après le Big Bang
Les premières étoiles et quasars se forment à la suite d’un effondrement gravitationnel. Le rayonnement intense qu’ils émettent réionise l’univers environnant. À partir de ce moment, la majeure partie de l’univers est composée de plasma.
Formation d'étoiles
Les premières étoiles, très probablement des étoiles de la population III, se forment et démarrent le processus de transformation des éléments légers formés lors du Big Bang (hydrogène, hélium et lithium) en éléments plus lourds. Cependant, aucune étoile de population III n’a encore été observée, et leur compréhension repose actuellement sur des modèles informatiques de leur formation et de leur évolution. Heureusement, les observations du rayonnement de fond cosmique micro-ondes peuvent être utilisées pour dater le début sérieux de la formation des étoiles. L'analyse de ces observations faites par le télescope Planck de l'Agence spatiale européenne, rapportée par BBC News début février 2015, conclut que la première génération d'étoiles s'est allumée 560 millions d'années après le Big Bang.
Galaxies, amas et superamas
De grandes quantités de matière s’effondrent pour former une galaxie. Les étoiles de la population II se forment au début de ce processus, les étoiles de la population I se formant plus tard.
Le projet de Johannes Schedler a identifié un quasar CFHQS 1641+3755 à 12,7 milliards d'années-lumière,[http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap070906.html APOD : 6 septembre 2007 - Time Tunnel] lorsque l'univers était seulement 7% de son âge actuel.
Le 11 juillet 2007, à l'aide du télescope Keck II de 10 mètres sur Mauna Kea, Richard Ellis du California Institute of Technology à Pasadena et son équipe ont découvert six galaxies en formation d'étoiles à environ 13,2 milliards d'années-lumière et donc créées alors que l'univers n'était qu'à 500 millions d'années. Seulement une dizaine de ces objets extrêmement anciens sont actuellement connus. être plus courte que celle indiquée précédemment. La galaxie la plus éloignée observée en octobre 2013 se trouverait à 13,1 milliards d'années-lumière.
Le champ ultra profond de Hubble montre un certain nombre de petites galaxies fusionnant pour en former de plus grandes, à 13 milliards d'années-lumière, alors que l'univers n'avait que 5 % de son âge actuel. .html APOD : 9 mars 2004 – Le champ ultra profond de Hubble] On pense maintenant que cette estimation d'âge est légèrement plus courte.
Sur la base de la science émergente de la nucléocosmochronologie, on estime que le disque mince galactique de la Voie lactée s'est formé il y a 8,8 ± 1,7 milliards d'années.
L’attraction gravitationnelle attire les galaxies les unes vers les autres pour former des groupes, des amas et des superamas.
Le système solaire
Le système solaire a commencé à se former il y a environ 4,6 milliards d’années, soit environ 9 milliards d’années après le Big Bang. Un fragment d'un nuage moléculaire composé principalement d'hydrogène et de traces d'autres éléments a commencé à s'effondrer, formant une grande sphère au centre qui allait devenir le Soleil, ainsi qu'un disque environnant. Le disque d’accrétion environnant fusionnerait en une multitude d’objets plus petits qui deviendraient des planètes, des astéroïdes et des comètes. Le Soleil est une étoile de dernière génération et le système solaire intègre de la matière créée par les générations d’étoiles précédentes.
On estime que le Big Bang s'est produit il y a environ 13,799 ± 0,021 milliards d'années avant le présent.
Étant donné que l’expansion de l’univers semble s’accélérer, sa structure à grande échelle sera probablement la plus grande structure jamais formée dans l’univers. L’expansion accélérée actuelle empêche toute nouvelle structure inflationniste d’entrer dans l’horizon et empêche la formation de nouvelles structures liées gravitationnellement.
Le Soleil étant une étoile de la séquence principale, son évolution future peut être prédite avec une certaine certitude.
Sur une échelle de temps d’un milliard d’années ou plus, la Terre et le système solaire sont instables.
La biosphère terrestre existante devrait disparaître dans environ un milliard d'années, à mesure que la production de chaleur du Soleil augmente progressivement au point que l'eau liquide et la vie sont improbables ; les champs magnétiques, l'inclinaison axiale et l'atmosphère de la Terre sont sujets à des changements à long terme ; et le système solaire lui-même est chaotique sur des échelles de temps de plusieurs millions et milliards d’années.
À terme, d’ici environ 5,4 milliards d’années, le noyau du Soleil deviendra suffisamment chaud pour déclencher la fusion de l’hélium dans sa coquille environnante. Cela entraînera une expansion considérable des couches externes de l’étoile et l’étoile entrera dans une phase de sa vie dans laquelle elle sera appelée géante rouge. D’ici 7,5 milliards d’années, le Soleil aura atteint un rayon de 1,2 UA, soit 256 fois sa taille actuelle, et des études annoncées en 2008 montrent qu’en raison de l’interaction des marées entre le Soleil et la Terre, la Terre retomberait sur une orbite inférieure, et sont engloutis et incorporés à l’intérieur du Soleil avant que celui-ci n’atteigne sa plus grande taille, malgré la perte d’environ 38 % de sa masse.
Le Soleil lui-même continuera d’exister pendant plusieurs milliards d’années, passant par un certain nombre de phases et finissant par devenir une naine blanche à longue durée de vie. Finalement, après des milliards d’années supplémentaires, le Soleil cessera complètement de briller et deviendra une naine noire.
Destin ultime de l'univers
Il existe plusieurs scénarios concurrents concernant l’évolution possible à long terme de l’univers. Laquelle d'entre elles va se produire dépend des valeurs précises des constantes physiques telles que la constante cosmologique, la possibilité de désintégration des protons et les lois naturelles au-delà du modèle standard.
*Mort thermique : dans le cas d'une expansion métrique indéfinie de l'espace, la densité d'énergie dans l'univers diminuera jusqu'à ce qu'après un temps estimé de 101 000 ans, elle atteigne l'équilibre thermodynamique et qu'aucune structure ne soit plus possible. Cela ne se produira qu’après un temps extrêmement long, car dans un premier temps, toute la matière s’effondrera en trous noirs, qui s’évaporeront ensuite extrêmement lentement via le rayonnement Hawking. Dans ce scénario, l'univers cessera d'être capable de supporter la vie bien plus tôt que cela, après environ 1014 ans, lorsque la formation d'étoiles cessera. Un univers mourant : le destin à long terme et l'évolution des objets astrophysiques, Fred C. Adams et Gregory Laughlin, Reviews of Modern Physics 69, #2 (avril 1997), pp. . ., §IID. Dans certaines grandes théories unifiées, la désintégration des protons après au moins 1 034 ans convertirait le gaz interstellaire restant et les restes stellaires en leptons (tels que les positrons et les électrons) et en photons. Certains positrons et électrons vont ensuite se recombiner en photons., §IV, §VF. Dans ce cas, l’univers a atteint un état de haute entropie constitué d’un bain de particules et d’un rayonnement de faible énergie. On ne sait cependant pas s'il atteint finalement l'équilibre thermodynamique., §VIB, VID. L’hypothèse d’une mort thermique universelle découle des idées des années 1850 de William Thomson (Lord Kelvin) qui a extrapolé la théorie des vues thermiques de la perte d’énergie mécanique dans la nature, telle qu’incarnée dans les deux premières lois de la thermodynamique, au fonctionnement universel.
*Big Rip : Pour des valeurs suffisamment élevées pour le contenu en énergie noire de l'univers, le taux d'expansion de l'univers continuera d'augmenter sans limite. Les systèmes liés par la gravitation, tels que les amas de galaxies, les galaxies et, à terme, le système solaire seront déchirés. Finalement, l'expansion sera si rapide qu'elle dépassera les forces électromagnétiques qui maintiennent les molécules et les atomes ensemble. Finalement, même les noyaux atomiques seront déchirés et l’univers tel que nous le connaissons se terminera par une sorte inhabituelle de singularité gravitationnelle.
*Big Crunch : à l'opposé du scénario "Big Rip", l'expansion métrique de l'espace serait à un moment donné inversée et l'univers se contracterait vers un état chaud et dense. Il s’agit d’un élément obligatoire des scénarios d’univers oscillatoires, tels que le modèle cyclique, bien qu’un Big Crunch n’implique pas nécessairement un univers oscillatoire. Les observations actuelles suggèrent qu’il est peu probable que ce modèle de l’univers soit correct et que l’expansion va se poursuivre, voire s’accélérer.
*Instabilité du vide : la cosmologie a traditionnellement supposé un univers stable ou au moins métastable, mais la possibilité d'un faux vide dans la théorie quantique des champs implique que l'univers, à tout moment de l'espace-temps, pourrait s'effondrer spontanément dans un état d'énergie inférieur (voir Nucléation des bulles). un « vrai vide » plus stable, qui s'étendrait ensuite vers l'extérieur à partir de ce point avec la vitesse de la lumière.