Phénomène du Big Bang : Formation - Structure - Univers



Les fluctuations de densité qui apparurent pendant l'ère inflationnaire pouvaient en théorie être de deux types différents. Il pouvait d'abord s'agir de fluctuations qualifiées d'isothermes si le rayonnement et la matière étaient complètement indépendants l'un de l'autre. Dans ce cas, la densité de matière pouvait varier sans que la distribution du rayonnement ne soit affectée. Il pouvait également s'agir de fluctuations qualifiées d'adiabatiques si le rayonnement et la matière étaient intimement liés. Dans ce cas, les zones de grande concentration de matière devaient correspondre à des régions de plus forte densité de rayonnement et vice-versa.

Deux comportements différents possibles

Ces deux types de fluctuations ont un comportement très différent lors de la formation de structures. Dans le cas de fluctuations adiabatiques, le rayonnement et la matière sont intimement liés. Lorsque la gravité cherche à concentrer la matière, elle est également obligée de comprimer le rayonnement. Or ce dernier est moins docile et essaye de résister. Il y réussit lorsque l'intensité de la gravité n'est pas suffisamment élevée, donc lorsque la taille des fluctuations de densité n'est pas trop grande. Mais si le rayonnement échappe à l'emprise de la gravité, la matière y réussit également puisqu'elle est intimement liée. Ainsi, les fluctuations adiabatiques de petite taille ne participent pas à l'élaboration de structures, et seules importent les fluctuations de grande dimension.

La situation est différente dans le cas de fluctuations isothermes car la matière est alors indépendante du rayonnement. Ce dernier n'a donc aucun effet sur l'action de la gravité et les fluctuations de toutes tailles peuvent conduire à des structures.

La formation des structures de l'Univers dépend ainsi fortement du type de fluctuations en jeu. Si celles-ci sont isothermes, les petites fluctuations ont une grande importance. Ce sont elles qui se condensent en premier. Ainsi, des structures relativement petites d'environ un million de masses solaires apparaissent. Certaines restent isolées et deviennent des galaxies naines. Mais la plupart s'agglomèrent pour former des galaxies plus massives comme la nôtre. Ensuite, sous l'influence de la force de gravitation, les galaxies s'associent pour former des amas, qui eux-mêmes se regroupent en superamas.

Dans le cas des fluctuations adiabatiques, la situation est différente. Les petites fluctuations de densité disparaissent avant d'avoir pu se condenser et seules les grandes entrent en jeu. Ce sont d'énormes structures qui apparaissent, avec une masse de l'ordre de 10 millions de milliards de masses solaires. Ces ensembles s'aplatissent rapidement sous l'effet de la gravité. Naissent ainsi des structures très minces, appelées crêpes, qui sont à l'origine des superamas. Par la suite, chaque crêpe connaît une série de fragmentations, qui vont d'abord conduire à des ensembles de 10 000 milliards de masses solaires, les amas de galaxies, puis à des objets encore plus petits, les galaxies elles-mêmes. L'évolution se fait donc dans le sens inverse, les grandes structures apparaissent en premier et se fragmentent pour en produire de plus petites.

Matière sombre et évolution

La question qui se pose donc est la suivante : les fluctuations primordiales étaient-elles isothermes ou adiabatiques ? Si l'Univers était exclusivement formé de matière ordinaire, la réponse serait simple : les fluctuations seraient adiabatiques et les grandes structures auraient vu le jour en premier. Mais en réalité la densité de matière de l'Univers est dominée par de la matière sombre, en particulier une fraction exotique ou non baryonique très importante. La réponse à la question précédente est donc intimement liée à la nature de la masse cachée.

Les physiciens ont développé toute une panoplie de particules pour expliquer la matière exotique. En ce qui concerne la formation des structures de l'Univers, les propriétés déterminantes de ces particules sont leur masse et leur vitesse lors du découplement d'avec la matière baryonique. Si les particules sont peu massives et cette vitesse comparable à celle de la lumière, on parlera de matière sombre chaude. C'est par exemple le cas des neutrinos. Dans le cas contraire, si les particules sont massives et leur vitesse négligeable devant celle de la lumière, il s'agit de matière sombre froide.

La distinction entre matière sombre chaude et froide est cruciale car elle détermine l'avenir des fluctuations nées pendant l'inflation. En effet, si les particules ont une vitesse comparable à celle de la lumière, elles vont résister à la gravité comme le rayonnement. Par conséquent, les fluctuations trop petites vont disparaître et la formation des structures de l'Univers commencera par les superamas. Par contre, si les particules ont une vitesse négligeable, elles sont incapables de résister à la gravité. Les petites fluctuations survivent et ce sont donc des petits ensembles d'un million de masses solaires qui se forment en premier.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html