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.

COBE
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.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html