Notes sur le phénomène du Big Bang  la fluctuation - la densité, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez10 January 2014

Notes sur le phénomène du Big Bang la fluctuation - la densité, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur r le phénomène du Big Bang la fluctuation - la densité. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: Fluctuations de température, donc de densité, Origine des fluctuations
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Phénomène du Big Bang : Fluctuation -

Densité

L'époque de la recombinaison marque la fin de l'ère du rayonnement et le début de l'ère de la

matière. L'évolution de l'Univers n'est cependant pas terminée. En effet, lors

du découplement entre rayonnement et matière, l'Univers est très homogène, les densités de

matière et d'énergie sont plus ou moins les mêmes partout. Or, de nos jours, les télescopes

nous révèlent que l'Univers est très structuré : la matière se regroupe dans des galaxies, celles-

ci s'assemblent pour former des amas, eux-mêmes agencés en superamas. Le problème se

pose donc de savoir comment, à partir d'un Univers homogène, toutes ces structures ont pu

apparaître. Cette question est loin d'être résolue et constitue l'un des grands axes de recherche

de l'astrophysique moderne.

Le rayonnement fossile vu par le satellite COBE en 1992 (après correction du mouvement du système

solaire et des émissions de la Galaxie). La température moyenne du rayonnement est de 2,73 degrés

Kelvins. Les zones bleues et rouges sont des fluctuations infimes (de l'ordre du cent millième) de cette

température dans différentes directions du ciel. Ces fluctuations sont le résultat de faibles variations

dans la densité de l'Univers primordial, qui ont plus tard donné naissance à la structure à grande

échelle que nous observons aujourd'hui. Le rayonnement fossile a été mesuré avec encore plus de

précision par le satellite WMAP en 2003. Crédit : NASA/LAMBDA

Le problème de la formation des structures de l'Univers connut une avancée majeure en 1992

grâce aux observations du satellite COBE (qui furent confirmées en 2003 par le satellite WMAP).

La mission de ce satellite était d'étudier le rayonnement fossile, en particulier la façon dont son

intensité variait selon la direction dans le ciel.

COBE mit d'abord en évidence que le rayonnement fossile était d'une très grande isotropie,

c'est-à-dire que son intensité était la même dans toutes les directions du ciel, un phénomène

que le scénario inflationnaire pouvait très bien expliquer. Cependant, une analyse plus poussée

des résultats montra que le rayonnement n'était pas strictement homogène, mais présentait des

fluctuations très faibles, de l'ordre de 1 pour 100 000. Ces fluctuations montraient que la

température du rayonnement fossile n'était pas rigoureusement la même dans toutes les

directions du ciel, mais variait très légèrement autour de la valeur moyenne de 2,73 kelvins.

Fluctuations de température, donc de densité

Les variations de température dans le rayonnement fossile fournissaient la preuve que lors du

découplement entre rayonnement et matière il existait déjà des inhomogénéités dans la

répartition de matière de l'Univers. En effet, lorsqu'un rayon lumineux s'éloigne d'une forte

concentration de masse, il perd une légère fraction de son énergie et se trouve donc décalé vers

le rouge. C'est par le biais de ce phénomène que les inhomogénéités dans la distribution de

matière ont provoqué des fluctuations de température du rayonnement fossile. Les photons qui

proviennent des régions où la densité de matière était légèrement supérieure à la moyenne ont

perdu plus d'énergie que la moyenne. Le rayonnement paraît ainsi un peu plus froid qu'en

moyenne. Au contraire, la lumière des régions moins denses a été moins affectée que la

moyenne et sa température semble donc légèrement plus élevée.

La plupart des astrophysiciens pensent que ces fluctuations de densité primordiales sont à

l'origine des structures de l'Univers actuel. En effet, pour accomplir son travail, la gravité a

besoin d'un point de départ. Dans un Univers parfaitement homogène, aucune structure

n'apparaîtrait car la gravité ne saurait pas par où commencer. Ce sont les fluctuations de

densité primordiale qui jouent le rôle de guide. Grâce à elles, des régions apparaissent où la

concentration de matière est légèrement supérieure à la moyenne. Le tour est alors joué et il

suffit de laisser la gravitation agir. Les zones à haute densité vont commencer à attirer de plus

en plus de matière, alors que les autres vont en perdre. Avec le temps, la différence de densité

entre régions riches et pauvres en matière va s'accentuer. On aboutit finalement à un Univers

comme le nôtre, dans lequel la masse est concentrée dans des galaxies, des amas et des

superamas, le reste étant presque vide.

Origine des fluctuations

La question qui se pose maintenant est de savoir quelle est l'origine de ces fluctuations. Une

fois de plus, la solution va nous être apportée par l'inflation. Comme nous l'avons vu, cette

dernière est due à la présence dans l'Univers d'une formidable quantité d'énergie. Mais comme

nous l'apprend la mécanique quantique, l'énergie est soumise au principe d'incertitude et

connaît en conséquence des fluctuations. L'énergie présente dans l'Univers lors de l'ère

inflationnaire était donc elle-même soumise à des fluctuations microscopiques d'origine

quantique.

L'effet principal de l'inflation a été de multiplier la dimension de l'Univers par un facteur

gigantesque. Les fluctuations d'énergie, d'abord microscopiques, ont donc elles aussi été

démultipliées en taille. En conséquence, à la fin de l'ère inflationnaire, ces fluctuations ont

atteint une échelle gigantesque. Lorsque l'énergie est finalement libérée et donne naissance à la

matière, les fluctuations d'énergie conduisent à de légères variations de la densité de matière.

Ainsi naissent les inhomogénéités primordiales qui conduiront aux structures actuelles de

l'Univers.

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