Présentons brièvement les différentes étapes de l’histoire thermique de l’univers. Plutôt que raisonner en durées (qui ne sont pas toujours bien connues), il est plus commode de raisonner en température pour donner quelques unes des étapes marquantes de l’histoire de l’univers.

 De nos jours, l’espace est « froid » : il existe des objets astrophysiques très chauds (les étoiles), mais le gros du rayonnement électromagnétique qui emplit est très froid : sa température n’est que de -270 degré Celsius. De plus, l’univers est très peu dense : on compte quelques atomes par mètre cube en moyenne. L’univers est donc parfaitement transparent et l’on peut voir des objets situés à plusieurs milliards d’années lumière.

 Si l’on remonte dans le temps, la densité de matière augmente. Quand celle-ci devient trop élevée, l’univers devient opaque car un photon a peu de chance de ne jamais être intercepté par un atome. De plus, en remontant dans le temps la température augmente. Au dela d’une certaine température (environ 3000 degrés), les atomes d’hydrogène, qui sont les plus nombreux, commencent à s’ioniser (les électrons se désolidarisent des noyaux atomiques). Il se trouve que la matière ionisée est beaucoup plus opaque que la matière neutre : les électrons interagissent beaucoup plus avec la lumière quand ils sont libres que quand ils sont liés aux noyaux atomiques.

 La combinaison de ces deux phénomènes (augmentation de la densité et ionisation du fait de la température plus élevée) fait que l’univers est passé relativement brutalement d’un état très opaque à un état très transparent. Ainsi, la situation est assez semblable à ce qu’il se passe quand on regarde le soleil. L’espace situé entre la Terre et le soleil est parfaitement transparent mais l’intérieur du soleil est extrêmement opaque. Ainsi on ne peut voir que la surface du soleil. Bien sûr la lumière émise par le soleil est créée au centre de l’étoile, mais on ne peut pas remonter facilement aux conditions physique qui règnent là-bas, mais seulement à celles qui règnent à la surface car c’est elle que l’on voit.

 L’époque correspondant au passage opaque - transparent est celle durant laquelle a été émis le rayonnement fossile. Comme expliqué plus haut dans le cas du soleil, ce rayonnement existait déjà à des époques plus anciennes, mais ce n’est qu’à partir de ce moment là qu’il peut se propager librement jusqu’à nous. De plus, cette époque correspondant (de manière un peu fortuite) à celle où les noyaux atomiques se sont combinés aux électrons, on l’appelle couramment « recombinaison ». Le rayonnement le plus ancien de l’univers a donc été émis à la recombinaison. Ce rayonnement existe, c’est le rayonnement fossile dont l’étude est l’objectif principal de la mission Planck.

 Plus tôt dans l’histoire de l’univers la température est plus élevée. Quand elle dépasse un milliard de degré, les noyaux atomiques sont détruits par le rayonnement. Il n’y a donc plus de noyaux, mais seulement des protons et des neutrons. Le moment où la température baisse suffisamment pour permettre aux noyaux atomiques d’exister s’appelle la nucléosynthèse primordiale : c’est là que sont synthétisés les premier noyaux atomiques, essentiellement hydrogène, hélium et lithium. Tous les autres noyaux atomiques seront fabriqués bien plus tard dans les étoiles (on parle alors de nucléosynthèse stellaire).

La nucléosynthèse primordiale est l’époque la plus lointaine de l’histoire de l’univers que l’on comprenne parfaitement bien. Les époques plus anciennes sont moins bien connues, essentiellement car il y a peu d’observations qui nous permettent aujourd’hui de remonter de façon plus ou moins directes à ces époques là. Un des objectifs scientifiques de la mission Planck est précisément de permettre de mieux comprendre certains phénomèmes qui se sont déroulés avant la nucléosynthèse, en particulier une phase que l’on appelle inflation.

 Retour à l’index de la rubrique

 Article suivant : Jusqu’à quelle époque peut-on remonter ?