Qui n’a jamais rêvé de percer les mystères de l’Univers ?
La Voie lactée, où nous vivons, fascine et interroge depuis toujours, mais comment tout a commencé ? Du Big Bang jusqu’à la formation du Système solaire, partez à la découverte des origines du cosmos et des éléments qui le composent. Préparez-vous à un voyage au cœur de la création…
Les origines de la théorie du Big Bang
La théorie voit le jour pour la première fois en 1930, et c’est en 1948 que l’astrophysicien britannique Fred Hoyle lui attribue le nom de « Big Bang ». L’idée du Big Bang émerge à la suite de l’admission dans la communauté scientifique que l’Univers est en expansion. L’expansion de l’Univers c’est un peu comme une marre qui grandit mais qui contient toujours le même nombre de nénuphars. Plus la marre est grande, plus les nénuphares sont loin les uns des autres. En science, on dit que la densité de nénuphares dans la marre diminue. Retour dans l’Univers, les physiciens ont remarqué que moins l’Univers est dense et plus il est froid. Si on réfléchit dans l’autre sens, l’Univers d’hier est plus chaud et plus dense que celui d’aujourd’hui, voilà comment est apparue l’idée du Big Bang.
Remonter aux limites de la physique
Le Big Bang est plus qu’une théorie de l’origine de l’Univers, c’est un modèle physique de son évolution sur 13,7 milliards d’années. L’histoire de l’Univers comme on la conçoit aujourd’hui ne commence pas au temps zéro. Il nous est seulement possible de remonter jusqu’à l’instant où nos lois actuelles de la physique ne fonctionnent plus, on appelle cette limite : le mur de Planck. Avant cela, même les notions de temps et d’espace sont indescriptibles.
Une trace des premiers instants de l’Univers
Aujourd’hui, il existe très peu de preuves observationnelles du Big Bang. Pourtant, en 1964, un rayonnement électromagnétique (une onde se propageant dans le vide à la vitesse de la lumière) intrigue deux ingénieurs radio, Arno A. Penzias et Robert W. Wilson. Sur leur instrument, ils captent un drôle de signal, continu et identique, peu importe la direction dans laquelle ils orientent leurs antennes. Ils demandent alors de l’aide à plusieurs astrophysiciens et ceux-ci comprennent qu’ils ont sous les yeux un rayonnement théorisé une dizaine d’années auparavant : le Fond Diffus Cosmologique (FDC). Le FDC constituerait une trace du rayonnement électromagnétique qui remplissait l’Univers à ses débuts.
La soupe primordiale de quarks et de gluons :
Lors du Big Bang, l’ensemble des particules élémentaires composant l’Univers commence son expansion, en une sorte de “soupe” homogène. L’expansion s’accompagne d’une baisse rapide de la température. Ce refroidissement permet à des particules, les quarks, de s’agglomérer pour former des protons et des neutrons.
Durant les 3 à 20 minutes qui suivent l’explosion primaire du Big Bang, la température continue de diminuer, ce qui permet aux protons et neutrons de s’associer pour former les premiers noyaux d’hydrogène, d’hélium et de lithium. C’est le phénomène de la nucléosynthèse primordiale, qui s’arrête lorsque la température passe en dessous de la barre du milliard de degrés !
380 000 ans après le début de l’expansion, la température de l’Univers descend à environ 3 000 degrés. Là, les électrons qui ont assez ralenti peuvent se lier aux noyaux existants et former des atomes, les unités qui composeront ensuite la matière.
La nucléosynthèse stellaire :
La synthèse de la matière de l’Univers n’a pas eu lieu exclusivement des suites du Big Bang. D’autres processus, regroupés sous le nom de “nucléosynthèse stellaire” peuvent être à l’origine de la formation de matière.
Dans le cœur des étoiles ont lieu de nombreuses réactions nucléaires. Ainsi, des atomes plus lourds que l’hydrogène sont créés. Au centre des étoiles, tous les éléments plus légers que le fer peuvent être synthétisés de cette manière.
Les autres éléments nécessitent des conditions encore plus extrêmes. Ils peuvent apparaître lorsqu’une étoile au moins 8 fois plus massive que le Soleil arrive en fin de vie. Son cœur se contracte alors sur lui-même et ses couches extérieures sont expulsées dans une violente explosion : une supernova.
Formation d’une étoile
Les étoiles se forment par effondrement gravitationnel dû à la répartition irrégulière de la matière dans les premiers âges de l’Univers. En s’agglomérant, le gaz et la poussière forment des nuages appelés nébuleuses. Ces “pouponnières d’étoiles” mènent à la formation des proto-étoiles à mesure que le gaz se contracte. Leur température et leur pression interne vont augmenter au fur et à mesure jusqu’à atteindre le seuil de 10 millions de degrés ! La fusion nucléaire de l’hydrogène peut alors débuter. Elle génère une immense quantité d’énergie qui pousse les couches extérieures de l’étoile naissante. La gravitation, elle, exerce une force opposée en direction du cœur, permettant de stabiliser l’astre.
Vie et fin des étoiles
Malheureusement, l’équilibre entre la fusion nucléaire de l’hydrogène et la gravité n’est pas éternel : l’hydrogène vient à manquer un jour. C’est comme un ballon rempli d’air qui se rétracte quand il se vide. Pour une étoile, lorsque tout l’hydrogène a été consommé, le cœur de l’étoile va se contracter sur lui-même. L’astre va alors devenir une géante rouge, puis commencera à souffler son atmosphère vers l’espace. Bientôt, l’astre ne conservera alors qu’un cœur très chaud et très lourd : une naine blanche. Particulièrement dense, une cuillère à café de la matière qui le compose pèse l’équivalent d’une voiture !
Cette étape marque la fin prochaine de l’étoile, qui au bout de plusieurs milliards d’années finira par mourir en tant que naine noire.
Qu’est-ce qu’une galaxie ?
Les galaxies sont des systèmes composés de poussières, de gaz, de matière noire et d’étoiles. Selon sa taille, une galaxie peut contenir entre 1 million et 1 000 milliards d’étoiles ! La plupart des galaxies connues ont un trou noir extrêmement massif en leur centre.
Leur formation fait débat : certaines théories parlent de leur construction autour de halo de matière noire, ce qui a permis la création de trous noirs au centre des galaxies. Pour d’autres, elles se sont formées à partir de petits amas de maximum un million d’étoiles.
Il en existe de divers types :
Selon la théorie la plus acceptée par les scientifiques, notre Système solaire s’est formé à partir d’une nébuleuse.
Mais qu’est-ce qu’une nébuleuse ?
Imaginez un gigantesque nuage de gaz et de poussière flottant dans l’espace. Ces nébuleuses, bien qu’on les surnomme parfois « nuages », n’ont rien en commun avec ceux que nous voyons dans le ciel terrestre. Elles sont incomparablement plus vastes, s’étendant sur des dizaines, voire des centaines d’années-lumière, bien au-delà de la taille de notre système solaire.
Alors, que s’est-il passé au sein de la nébuleuse à l’origine de notre système solaire ?
Sous l’effet de la gravité, le centre de cette nébuleuse a commencé à s’effondrer sur lui-même tout en tournant. Ce mouvement de rotation s’est accéléré au fur et à mesure que la matière se concentrait. Pendant ce temps, une supernova survenue dans une autre région de l’espace a perturbé notre nébuleuse. L’onde de choc générée par cette explosion a traversé la nébuleuse, comprimant davantage la matière et lui donnant une forme aplatie, semblable à une crêpe géante. Ce disque aplati est ce qu’on appelle un disque protoplanétaire.
Au cœur de ce disque, un objet a commencé à se former : une protoétoile, l’ancêtre de notre Soleil. À ce stade, cette étoile était encore « éteinte », incapable de produire de la lumière par elle-même.
Mais comment, à partir de ce disque, des planètes ont-elles vu le jour ?
Autour de la protoétoile, la matière restante s’est regroupée pour former de petits amas solides appelés planétésimaux. Ces blocs primitifs de roche et de glace, en tournant autour de l’étoile, ont continué à grossir en attirant d’autres particules grâce à leur gravité. Petit à petit, ces planétésimaux se sont assemblés pour former les planètes que nous connaissons aujourd’hui. Les planètes proches du Soleil, comme la Terre, se sont constituées principalement de roche, tandis que les planètes plus éloignées, comme Jupiter, ont accumulé plus de gaz.
Et voilà comment, grâce à ce gigantesque nuage de gaz et de poussières, notre système solaire est né. Le Soleil a finalement commencé à briller en déclenchant des réactions thermonucléaires en son cœur, éclairant tout le système solaire !