Pour mieux comprendre l’origine et les effets du rayonnement cosmique sur l’individu, étudions de façon sommaire l’origine et la composition de l’Univers.
La théorie du Big Bang
Hubble a montré que les galaxies semblaient s’éloigner de nous, à une vitesse d’autant plus grande qu’elles étaient lointaines. Cette propriété fondamentale implique que l’Univers est en expansion. La théorie moderne du Big Bang a été pour la première fois introduite par Gamow, en collaboration avec Ralph Alpher et Hans Bethe en 1948.
Le Big Bang s’est produit il y a environ 14 milliards d’années. Nous ne pouvons donc observer que les objets dont la lumière a mis moins de 14 milliards d’années à venir jusqu’à nous : c’est l’Univers observable. Impossible de savoir quoi que ce soit de ce qui pourrait exister « au-delà », et qui ne pourra se dévoiler peu à peu qu’au fur et à mesure que la lumière nous arrivera. L’Univers observable a donc une taille finie. Trois grands arguments en faveur du modèle du Big Bang sont présentés ici : le décalage vers le rouge des galaxies, qui implique une expansion générale de l’Univers, l’existence du fonds diffus cosmologique et de ses petites fluctuations, origines des grandes structures observées
actuellement, et les résultats de la nucléosynthèse.
1. En examinant des spectres de galaxies dans les années 1920, les astronomes américains Vesto Slipher et Edwin Hubble ont les premiers montré de façon irréfutable que presque tous les spectres présentaient des raies d’absorption ou d’émission décalées vers le rouge par rapport aux mêmes raies observées en laboratoire. Hubble a de plus montré en 1929 que le décalage vers le rouge des galaxies était d’autant plus élevé que leur distance (mesurée par une autre méthode) était grande. Il en a conclu qu’il observait là un effet de type Doppler-Fizeau, où la fréquence semble plus basse lorsque la source s’éloigne et plus élevée lorsqu’elle se rapproche de l’observateur.
Figure 99 : Spectres en lumière visible d'une
galaxie très proche (Messier 31), en noir, et d'une galaxie plus lointaine dont on cherche à mesurer le décalage spectral, en rouge. Un logiciel permet d'estimer avec précision de combien le spectre rouge doit être décalé pour être superposé au spectre noir, ce qui donne une mesure de son décalage spectral relativement à celui, bien connu, de M 31.Crédit : Florence Durret
2. Dans les années 60, les premiers radiotélescopes observant notre galaxie ont détecté un signal supérieur à celui prévu. De plus, le signal observé était isotrope, non polarisé et constant dans le temps. Après avoir éliminé l’hypothèse d’artéfacts techniques, les théoriciens l’ont attribué à un fond diffus cosmologique, rayonnement qui aurait été émis par l’Univers tout entier environ 300 000 ans après le Big Bang, au moment où protons et électrons ont commencé à se recombiner pour donner des atomes d’hydrogène, laissant s’échapper les premiers photons. Les hautes températures régnant dans l’Univers primordial (plus d’un milliards de degrés) ont laissé une « empreinte » dans l’Univers sous la forme d’un rayonnement cosmologique fossile.(170) Ce rayonnement est celui d’un corps noir à une température de 2,73 K. Les fluctuations de l’image suivante correspondent à des fluctuations en température de quelques
millièmes de degrés. Ces fluctuations correspondent aussi à de faibles inhomogénéités de la densité de la matière (tant ordinaire que sombre). Éventuellement, ces hétérogénéités dans la répartition de la matière donneront naissance aux étoiles et aux galaxies.
3. Un troisième argument : la surabondance des éléments légers (hydrogène, hélium, lithium) dans l’Univers signe qu’ils ont effectivement été produits pendant la nucléosynthèse primordiale et non stellaire. Nous y reviendrons plus loin. Ce fait a été corroboré par l’étude de l’abondance des éléments « légers » dans les quasars lointains. Les quasars sont des noyaux de certaines galaxies, qui contiennent un trou noir massif (quelques millions à quelques milliards de masses solaires). Toute la matière contenue dans le centre de la galaxie tombe en spiralant sur le trou noir. Dans cette chute, la matière chauffée à des températures très élevées émet de la lumière à toutes les longueurs d’ondes de l’ultraviolet à l’infrarouge. On observe également une augmentation de la fraction d’hélium au sein des galaxies proches, signe de l’enrichissement progressif du milieu interstellaire par les éléments synthétisés par les étoiles.
Figure 100 : Fond diffus cosmologique vu par le
Au cours des premières secondes, le taux d’expansion de l’Univers est extrêmement élevé (on parle d’une phase inflationniste), et une partie de son contenu, dominé initialement par de l’énergie, se transforme en matière ordinaire (protons, neutrons, électrons) et en matière sombre (dont la nature est encore inconnue à ce jour). Après quelques minutes, une partie de la matière ordinaire a déjà été transmutée en hydrogène, deutérium, hélium et lithium lors d’un épisode de nucléosynthèse primordiale.
Par la suite, et pour les prochaines 380 000 années, l’expansion de l’Univers se poursuit sans aucun événement majeur. Les photons qui remplissent l’Univers interagissent constamment avec les électrons de telle sorte que l’Univers se comporte comme un immense brouillard dans lequel la lumière ne peut circuler facilement. Au fur et à mesure que l’expansion se poursuit, la température moyenne de l’Univers diminue. Lorsque l’Univers atteint un âge de 380 000 ans, sa température moyenne est d’environ 3 000 degrés, les électrons s’associent aux protons pour former de l’hydrogène neutre, et les photons peuvent alors circuler librement et les 4 forces fondamentales peuvent exercer leur action propre. L’Univers devient transparent. Le rayonnement cosmologique fossile est un reflet de cette époque lointaine.
Dans son article décrivant pour la première fois la relativité générale en 1916, Einstein applique sa toute nouvelle théorie de la gravitation à l’espace-temps dans son ensemble. L’objet d’étude est non plus le champ gravitationnel généré par une masse isolée mais bien le champ gravitationnel associé à toute la matière contenue dans l’Univers. Compte tenu de l’ambition de cet objectif - il s’agit d’obtenir une théorie scientifique de tout l’Univers, Einstein dut recourir à une hypothèse simplificatrice en vue de pouvoir caractériser simplement l’aspect global de l’Univers, ainsi que la distribution de la matière qui l’habite. Cette hypothèse porte le nom de principe cosmologique parfait procédant de deux postulats fondamentaux:
- Principe d’isotropie : les propriétés cosmologiques ne dépendent pas de la direction choisie pour en réaliser l’étude de sorte que l’Univers, à grande échelle, puisse être considéré en bonne approximation comme identique à lui-même dans n’importe quelle direction.
- Principe d’universalité : les caractéristiques du cosmos sont indépendantes de la position du cosmologiste ainsi que de l’époque à laquelle il les met en évidence. Les résultats des observations concernant les propriétés globales de l’Univers ne doivent donc pas dépendre ni de l’endroit ni de l’époque où elles ont été réalisées. Ce second principe sera mis en défaut par les observations.
- Finalement, la version restreinte du principe cosmologique présuppose que l’Univers se doit d’être homogène et isotrope mais ses propriétés physiques, comme la densité moyenne de matière, ont varié et varieront au cours du temps ce qui est à l’origine du modèle actuel de l’Univers.
Composition de l’Univers : le modèle standard
Dans le jargon astrophysique, le terme « rayonnement » désigne toute population de particules ou ondes électromagnétiques ultra-relativistes et la « matière », toute population de particules non-relativistes.
Figure 102 : Composition comparative de