Nous ne savons pas comment une étoile apparaît, mais nous voulons savoir comment 10 milliards d'étoiles apparaissent
- Carlos Frank
En regardant dans les parties reculées de l'Univers, nous regardons son passé. Plus l'objet est éloigné, plus sa lumière est allée longtemps à nos yeux. Et chaque fois que nous parvenons à regarder plus loin qu'auparavant, nous nous penchons sur un passé plus profond - plus proche du Big Bang.
Le premier que nous avons vu est, bien sûr, le rayonnement relique, la lueur résiduelle du Big Bang. Lorsque nous observons ce rayonnement de fond émis à un moment où l'Univers s'est finalement refroidi à des températures permettant à des atomes de se former, nous obtenons une image de l'Univers à l'âge de 380 000 ans!
Mais il existe une prédiction théorique concernant le Big Bang, qui remonte à des temps encore plus anciens. C'est peut-être la première de toutes les prédictions qui peuvent être vérifiées! Le big bang ne parle pas seulement du moment où les atomes étaient censés se former pour la première fois, mais aussi du type d'atomes qu'ils étaient censés être.
Comment est-ce? Avançons rapidement jusqu'aux premières étapes dont nous pouvons parler et auxquelles nous sommes encore sûrs à 100% de l'exactitude de la physique.
N'oubliez pas que l'Univers se dilate et se refroidit, ce qui signifie qu'il était plus chaud et plus dense dans le passé! Bien sûr, quand l'univers avait moins de 380 000 ans, il faisait trop chaud pour des atomes neutres, mais que faire si nous allons encore plus loin?
À un moment donné, il était trop chaud et dense même pour les noyaux, et même plus tôt - trop énergétique pour l'existence de protons et de neutrons! Lorsque l'âge de l'Univers ne dépassait pas une petite fraction de seconde, nous n'avions qu'une mer de quarks, de gluons, de leptons, d'antileptons et de radiations superhot, et tout cela flottait dans la soupe primaire du premier Univers!
Dans cet état, tout entre en collision extrêmement rapidement et est en équilibre thermique. La création et l'annihilation de paires de particules / antiparticules se produisent très rapidement. Cependant, presque toutes les particules sont instables. Avec l'expansion et le refroidissement de l'Univers, les leptons et les quarks lourds se désintègrent, l'excès de matière et l'antimatière se produisent et s'annihilent, et les quarks restants (quarks supérieur et inférieur en quantités approximativement égales) se refroidissent suffisamment pour se condenser en protons et neutrons individuels. Au moment où l'univers atteint 10 microsecondes, il y a un nombre approximativement égal de protons et de neutrons.
Cependant, l'univers est également rempli d'électrons et d'antiélectrons, mieux connus sous le nom de positrons. Chaque fois qu'un proton entre en collision avec un électron suffisamment énergétique, un neutron (et un neutrino) naît, et chaque fois qu'un neutron entre en collision avec un positron suffisamment énergétique, un proton (et un antineutrino) naît. Initialement, ces réactions se déroulent à peu près à la même vitesse, et nous obtenons un univers avec de la matière normale, 50% composée de protons et 50% de neutrons.
Mais du fait que les protons sont plus légers que les neutrons, il devient plus rentable d'
augmenter énergiquement
le nombre de protons et de réduire le nombre de neutrons . Au moment où l'Univers a 3 secondes et toutes les transformations se sont pratiquement arrêtées, il y a déjà
85% de protons et 15% de neutrons dans l'Univers. Et à ce moment, il est encore assez chaud et dense pour que les protons et les neutrons tentent de démarrer la fusion nucléaire du deutérium, le premier isotope lourd de l'hydrogène!
Mais dans l'Univers, il y a plus d'un milliard de photons par proton ou neutron, et la température est encore trop élevée pour que le deutérium résultant ne soit pas immédiatement détruit. Nous attendons donc, attendons et attendons que l'Univers se refroidisse pour créer du deutérium et ne pas le casser tout de suite. En attendant, le problème est que le neutron est instable, et certains neutrons se désintègrent en protons, électrons et antineutrinos.
Enfin, entre 3 et 4 minutes d'existence de l'Univers, les photons sont suffisamment refroidis pour ne pas briser le deutérium plus vite que les protons et les neutrons ne peuvent le créer. L'univers passe par un goulot d'étranglement associé au deutérium. En ce moment, en raison des caries, dans l'Univers il y a 88% de protons et 12% de neutrons.
Lorsque le deutérium commence à se former dans l'Univers, il y ajoute immédiatement des protons et / ou des neutrons, gravissant l'échelle des éléments jusqu'au tritium ou à l'hélium-3, puis à l'hélium-4 extrêmement stable!
Presque tous les neutrons ont été trouvés dans les atomes d'hélium-4, représentant 24% de tous les atomes en masse après cette nucléosynthèse. Les noyaux d'hydrogène - juste des protons individuels - représentaient les 76% restants. Il y avait également une petite fraction (de 0,001% à 0,01%) d'hélium-3, de tritium (en décomposition en hélium-3) et de deutérium, et une proportion encore plus petite de différentes formes de lithium et de béryllium résultant de la nucléosynthèse avec le noyau d'hélium-4.
Mais en raison d'une combinaison de facteurs - le manque de noyaux stables avec une masse de 5 ou 8, la température et la densité relativement faibles de l'Univers à cette époque, et la forte répulsion électrique des isotopes lourds - rien de plus lourd ne s'est formé.
Et ces éléments ont été prédits par la théorie du Big Bang. Grâce à notre connaissance du CMB, nous pouvons déterminer - avec une précision incroyable - la quantité spécifique d'hélium-4, d'hélium-3, de deutérium et de lithium-7 qui devrait être aujourd'hui. Cette prédiction - l'abondance initiale d'éléments légers - est l'une des plus grandes prédictions issues du modèle Big Bang.
Après cela, l'Univers se dilate et se refroidit simplement, et les isotopes instables (tels que le tritium) se désintègrent en des isotopes stables, jusqu'à ce que ces noyaux atomiques - créés dans le four nucléaire de Big Bang - capturent des électrons et se transforment en atomes neutres.
Bien sûr, voir ces atomes et mesurer leur abondance est une tâche particulièrement difficile. Pourquoi? Voyons ce que vous pouvez voir si vous regardez dans le premier univers.
Nous voulons voir les tout premiers atomes: ceux qui existaient dans les temps sombres de l'espace. Mais c'est extrêmement difficile.
Nous déterminons la présence d'éléments dans l'Univers à partir de leurs transitions atomiques. Ils montrent soit des raies d'émission si les atomes sont suffisamment chauds et leurs électrons excités se déplacent vers un état d'énergie inférieur, soit des raies d'absorption si les atomes sont froids avec une faible énergie, mais il y a une source chaude derrière eux, dont les photons sont absorbés au bon niveau d'énergie des atomes.
Le problème, bien sûr, est que ces atomes «d'âges sombres» eux-mêmes sont trop froids pour dégager des raies d'émission, et le rayonnement derrière eux est trop faible pour provoquer des raies d'absorption! Par conséquent, nous devons attendre que la gravité fasse son travail et en tire suffisamment en un seul endroit pour que nous puissions utiliser quelque chose d'assez énergique pour leur causer des raies d'absorption!
Après un effondrement gravitationnel suffisamment fort, l'Univers à certains endroits devient suffisamment dense pour former des étoiles pour la première fois! Les régions qui se densifient plus rapidement que les autres forment d'abord des étoiles - 50 à 150 millions d'années après le Big Bang - et les autres régions restent neutres, exemptes d'étoiles et intactes.
Le premier problème est que lorsque ces premières étoiles sont créées, leur lumière est bloquée par des atomes neutres, tout comme la lumière des étoiles est bloquée par un nuage dense de gaz interstellaire.
Par conséquent, nous devons, si nous voulons voir la lumière de ces étoiles (ou de toute source de lumière), nous débarrasser de ces atomes neutres. Pour cela, il est nécessaire de former suffisamment d'étoiles dans l'Univers afin de réioniser la plupart des atomes neutres (99% +). Heureusement, l'Univers le fait seul et en moins d'un milliard d'années.
Un autre problème est que lorsque l'effondrement gravitationnel se produit et que les premières étoiles apparaissent, elles obstruent non seulement l'Univers avec les éléments lourds qu'elles créent, mais détruisent également ces maigres éléments légers - le deutérium, le lithium, l'hélium-3 - que nous voulons mesurer!
Vous pourriez donc penser que l'
astuce 22 fonctionne ici. Comment mesurer ces premiers atomes intacts, si nous ne pouvons les mesurer qu'après un milliard d'années, alors que tout ce qui se passera polluera les atomes de l'univers?
Mais il y a de l'espoir.
Dans l'Univers, il existe - bien qu'elles soient difficiles à trouver - des galaxies isolées de très petite masse, comme la pompe de galaxie naine (de la
pompe de constellation), illustrée ci-dessus.
Théoriquement, des morceaux de matière extrêmement isolés, dont la masse est d'environ 0,0001% de la masse de notre galaxie de la Voie lactée, pourraient survivre sans former d'étoiles du tout et ne pas être contaminés par la masse post-stellaire à côté d'eux pendant plus d'un milliard d'années. Mais pour trouver une telle pièce, il fallait être très chanceux.
Eh bien, nous avons
eu de la chance exactement comme nous l'espérions.
Les objets les plus brillants et les plus brillants visibles sur les bords éloignés de l'Univers sont des
quasars , dont la plupart sont visibles au tout dernier stade de la réionisation - lorsque la matière devient transparente à la lumière - dans l'Univers. L'heureux accident a permis, après
58 ans d'étude spectroscopique des quasars indiqués par l'équipe de Fumagali, Omear et Prochask, de trouver deux nuages de gaz vierge et non pollué préservés du Big Bang dans le spectre des quasars!
En haut de l'image, tirée des
travaux de Fumagali et d'autres , un spectre de quasars est représenté. L'échec sur un graphique en zigzag est un signe de la ligne d'absorption! Dans ce cas, les raies d'absorption présentent les caractéristiques d'un nuage de gaz d'hydrogène neutre avec un décalage vers le rouge légèrement supérieur à 3, soit environ 2 milliards d'années après le Big Bang (et environ 1 milliard d'années après que la première lumière a quitté ce quasar) ) Cependant, il existe généralement des signes d'activité vitale des étoiles précédentes - des éléments "polluants" tels que le carbone, l'oxygène, le silicium, etc. - pas seulement petit, mais très petit,
moins de 0,01% de la quantité contenue dans notre Soleil. C'est si l'on tient compte du fait que le prochain nuage de «pureté» que nous avons découvert dans l'Univers contient déjà
plus de 0,1% du nombre d'éléments lourds du Soleil.
Donc, ce n'est pas seulement l'ensemble d'atomes le moins pollué et le plus intact que nous ayons trouvé, c'est aussi le meilleur de tous les tests que l'abondance des éléments légers - à en juger par la force de leurs raies d'absorption spectrale - coïncide avec les prédictions de la théorie du Big Bang!
Quels résultats? Jetez un œil au point le plus à gauche et le plus à gauche du graphique; ce sont les données les plus fiables jamais obtenues par nous sur ce sujet!
Le travail dit:
Sur la ligne de visée des quasars, le log mesuré (D / H) = −4,55 ± 0,03 est recalculé en Ωb, 0h2 (BBN) = 0,0213 ± 0,0010, ce qui coïncide complètement avec la quantité issue du spectre de puissance du CMB, Ωb, 0h2 (CMB) = 0,02249 ± 0,00057. Cette belle coïncidence entre deux expériences indépendantes marque le triomphe de la théorie du Big Bang.
Et ce qui est le mieux - si nous voulons mieux mesurer les éléments trouvés dans ces nuages de gaz, nous avons juste besoin de les étudier un peu plus de temps! Oui, nous pouvons avoir de la chance et nous pouvons trouver encore plus de ces nuages de gaz immaculés (la règle empirique dit qu'un cas est un accident, et deux sont déjà un modèle possible), mais même si nous ne les trouvons pas, nous devons juste regarder plus longtemps et attentivement ces quasars, et nous pouvons encore mieux clarifier le nombre d'éléments en eux!
C'est ainsi que nous avons découvert les tout premiers atomes de l'Univers et comment ils ont prouvé l'exactitude d'une autre prédiction de la théorie du Big Bang.