l`univers et la planete terre (cosmochimie)

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L’UNIVERS ET LA PLANETE TERRE (COSMOCHIMIE)
I. NAISSANCE DE L’UNIVERS ET LA FORMATION DES ETOILES
I.1. L A THEORIE DU B IG B ANG
Il est important de garder à l’esprit avant toute chose que le big bang n'est qu'une théorie,
admise néanmoins par la plus grande partie de la communauté scientifique. La cosmologie du
Big Bang ne prétend pas être la seule description de l’univers. Elle fournit cependant un cadre
satisfaisant à l’explication d’une grande partie des observations faites par les astronomes. Elle a
également été à la base de prédictions par la suite vérifiées par l’observation et
l’expérimentation. Cette théorie change et s'affine rapidement. Ainsi des notions telles que l'âge
exact de l'Univers (10-15 10
9
années), ou encore son devenir (évolution vers une dilution ou une
recontraction), sont encore des thèmes soumis à controverse. Pourquoi?
Le big bang ne peut être décrit selon les équations connues de la physique qu'à partir de 10
-6
s
après la naissance de l’Univers. Entre 10
-43
et 10
-6
s, le big bang ne reste qu'un ensemble
d'hypothèses. Avant 10
-43
s, l'environnement de l'Univers est si extrême (masse de l'Univers
concentrée dans un point et température infinie?) que nos équations de la physique sont pour
l'instant humblement inopérantes...
L A CHRONOLOGIE DES FAITS
Instant 0: L'instant 0 pose beaucoup de problèmes aux astrophysiciens qui n'arrivent pas à savoir
ce qui s'est passé à ce moment-là précisément. Théoriquement, la masse volumique et la
température sont infinies, et l'univers naît de l'explosion brutale de l’« œuf cosmique » (sphère de
quelques millionième de millimètre) pour entreprendre son expansion. Mais aucune théorie ne
permet de prévoir le comportement de la matière pour des températures supérieures à 10
32
°C. La
température de l'univers descend au dessous de cette limite après 10
-43
s.
+10
-43
s ou “ temps de P LANCK ”: c’est une sorte de quantum (unité temporelle) incompressible.
Cet intervalle de temps est le plus petit possible selon la physique quantique, de la même
manière que la distance de P LANCK (10
-35
m) est la plus petite distance accessible à notre
physique. Cette phase primordiale est le domaine de la « superforce » (encore appelée gravité
quantique) qui unifiait alors les quatre interactions connues (planche 4) aujourd’hui.
A cet instant, l'univers a une température de 10
32
°C, et il est entièrement compris dans une

2
sphère 10
-33
cm de diamètre (10
7
fois plus petit qu’un atome de H). Autour de cette sphère il y a
du vide. A ce stade d'évolution, la matière n'était pas encore née, seul le "vide" régnait, mais
attention! Le vide de l'Univers n'était pas vide : il comprenait de nombreuses particules virtuelles
de matière et d'antimatière qui apparaissaient et disparaissaient à tout instant.
+10
-43
à 10
-35
s encore appelée « période de la grande unification »:
La superforce se scinde en deux forces: la gravitation, et la force électronucléaire.
• La gravitation fait donc sécession et quitte le monde quantique. Désormais, son action à
l'échelle des particules sera négligeable sauf dans des cas extrêmes (explosion d'étoiles
par exemple). (Planche 3)
• La force électronucléaire. Elle est décrite par la théorie actuelle de Grande Unification
ou GUT. (cf. Planche 4)
+10
-35
à 10
-32
s inflation de l’univers
Le thermomètre cosmique "descend" à environ 10
28
°K.
A ce moment précis de l'évolution universelle, il y a sécession de la force électronucléaire en
interaction forte et en interaction électrofaible. Avec la gravitation, Il existe donc désormais trois
forces distinctes dans l'Univers. A cette température de 10
28
°K, l'énorme énergie du vide est
libérée et imprime à l'Univers une expansion fulgurante que le physicien Alan Guth a appelé
inflation. Entre 10
-35
et 10
-32
s, son volume augmente d'un facteur 10
27
(ou 10
50
selon d'autres
sources ?) alors que dans les 15 milliards d'années suivantes, son volume n'augmentera que d'un
facteur 10
9
. (cf. Planche 4)
+10
-32
à 10
-12
s la naissance des quarks
A la fin de la période d'inflation, vers 10
-32
s après le Big Bang, l'Univers a la taille d'une orange
et sa température est de 10
25
°K. L'univers devient moins dense et moins chaud.
C'est à ce moment que les premières particules de quarks et d'antiquarks surgissent du vide
quantique dans un bain de photons. Cette matérialisation de matière et d'antimatière va entraîner
aussitôt une lutte entre ces deux composantes antagonistes: les paires de particules–antiparticules
vont s'annihiler pour devenir lumière (photons). Puis, ces mêmes photons vont, par une réaction
symétrique, se matérialiser en paires de particule–antiparticule. L'Univers est alors une soupe de
quarks et d'antiquarks en perpétuelle annihilation–matérialisation !
Remarque : Le nature a créé un univers de matière : si le nombre de particules et d'antiparticules

3
avait été strictement égal, l'histoire de l'univers se serait arrêté à ce moment-là car matière et
antimatière se seraient annihilées pour remplir l'univers de lumière. Mais la nature a créé
légèrement plus de matière que d'antimatière. Une estimation a donné le résultat suivant: pour un
10
9
particules de matière et d'antimatière qui s’annihile, il reste une particule de matière. Ainsi
c'est la matière qui subsiste.
+10
-12
à 10
-6
s: la naissance des leptons
Température = 10
15
°K.
L'univers se refroidit toujours et grossit pour devenir une sphère de 300 10
6
km de diamètre.
L'interaction électrofaible se dissocie à son tour en interaction faible et électromagnétique (cf.
Planche 4). Les 4 interactions fondamentales de l'univers sont donc différenciées comme elles le
sont toujours actuellement. (cf. Planche 3 ->expliquer)
Par ailleurs, la soupe de quarks et d'antiquarks s'est enrichie de particules légères, sensibles à
l'interaction faible: les leptons. Ces leptons regroupent des électrons et des antielectrons et les
neutrinos (leptons neutres), ainsi que leurs antiparticules (antineutrinos).
De 10
-6
à 10
-4
s: la phase des hadrons (ou formation des protons/neutrons)
Température = 10
13
°K.
Le volume de l'univers est équivalent au système solaire actuel, soit 10
13
m de diamètre.
La baisse de température fait que les quarks n'ont plus assez d'énergie pour exister seuls :
L'interaction forte peut alors grouper les quarks en hadrons:
(cf. Planche 5)
• 3 quarks forment des baryons: les protons et les neutrons naissent.
• 3 antiquarks forment des antibaryons: antiprotons et antineutrons.
• les paires quark-antiquark forment des mésons.
La fin de cette période marque aussi la disparition des antiquarks (1ere grande annihilation)
En effet, nous avons vu qu'il y avait un léger excès de quarks (1 quark en trop pour 10
9
d'antiquarks) dans la soupe primitive à 10
-32
s. Ainsi tous les protons et neutrons, nouvellement
formés, vont finir de s'annihiler avec leurs antiparticules: Il ne restera donc au final qu'un léger
excédent de matière. La température est devenu trop faible pour que les photons puissent se
rematérialiser en couple particule–antiparticule. Les rares protons et neutrons survivants sont
donc "gelés" et forment la matière de l'Univers.

4
De 10
-4
à 1 s... la phase des leptons
Température = 10
10
°K ou 10 milliards de degrés.
A cette température, il se produit une seconde grande annihilation de matière et d'antimatière:
elle concerne cette fois les leptons (electrons, neutrinos) et leurs antiparticules correspondantes.
En effet, les photons, épuisés par l'expansion de l'Univers, n'ont plus assez d'énergie pour se
convertir (par matérialisation) en paire électron–antiélectron. Les paires leptons-antileptons
subissent ainsi le sort des hadrons: ils s'annihilent dans un océan de photons et seule une fraction
d'un milliardième de leptons survit à l'hécatombe. Exit l'antimatière de l'Univers!
La matière est désormais au grand complet, mais la température est toujours trop élevée pour que
les atomes puissent se former. L'Univers est une grosse masse lumineuse de plasma brûlant
formé de hadrons et de leptons célibataires.
De 1 à 3 s... formation des premiers noyaux d'atomes
La température chute à 10
6
°K: elle est suffisamment basse pour que les protons et neutrons
puissent s'assembler durablement.
Les protons seuls forment des noyaux d'hydrogène. Les protons et neutrons qui se rencontrent,
peuvent aussi s'assembler pour former des noyaux d'hélium (2 protons + 2 neutrons). Ces
noyaux sont alors les structures les plus complexes de l'univers, car la matière est trop dispersée
pour se rencontrer et donc former des structures plus complexes.
Cette phase se nomme la nucléosynthèse primordiale. La matière de l'Univers se compose alors
des noyaux d'atomes suivants:
• 76% d'hydrogène H
• 24% d'hélium He
des traces de
7
Li (lithium à 3 protons et 4 neutrons),
7
Be et d'isotopes tels que Deutérium
(
2
H),
3
He,
4
He... (cf. Planche 5bis).
99% de la matière actuelle de l'Univers se forme à cette lointaine époque. Le 1% restant, non
encore apparu, est constitué de tous les atomes ayant plus de 2 protons dans leur noyau, parmi
lesquels les atomes de C, N, O dont nous sommes constitués. Tous ces atomes complexes seront
formés dans les réactions thermonucléaires qui se produisent dans le cœur des futures étoiles qui
vont naître par la suite...
A cette époque, les électrons sont toujours libres car très énergétiques. Ils ne se lient donc pas
encore aux noyaux pour former les atomes H (hydrogène) et He (hélium).
+3 min: Tous les noyaux d'hydrogène et d’hélium de l'univers sont formés, la T° est alors de

5
10
6
°K. Et il n'y a plus d’événement majeur pendant 300 000 ans.
De 3 min à 300 000 ans... l'Univers devient transparent
Température = 10
4
°K
Jusque là, les photons étaient continuellement émis et absorbés par les particules
environnantes. L’univers était donc totalement noir. Puis, avec la chute de température et de
masse volumique de l'univers, les photons vont cesser d'interagir avec la matière : ils vont
pouvoir enfin traverser l'univers sans obstacle: il y a découplage entre les photons et la matière:
l'Univers devient subitement transparent. Cette lumière libérée (400 photons cm
-3
) et provenant
de tout point de l'espace peut être actuellement observée par les astrophysiciens: il s’agit du
"rayonnement fossile" à 3°K de l'Univers, vestige du big bang.
La gravité entraîne la formation de zones chaudes, plus denses, qui deviendront par la suite des
galaxies. A l’intérieur de ces zones plus chaudes, il se forme des nuages interstellaires qui
donneront naissances aux étoiles.
300 000 ans à 10
6
ans: la formation des premiers atomes ou époque de la recombinaison
300 000 ans après le Big bang, les électrons vont enfin pouvoir être captés autour des noyaux
d'hydrogène et d'hélium présents. Les premiers atomes naissent enfin.... et l'interaction
électromagnétique (liant noyau et électrons) peut enfin jouer pleinement son rôle. (En résumé, cf.
Planches 6 & 7)
I.2. L ES HYPOTHESES EN FAVEUR DU B IG B ANG ; L ES F AIBLESSES DE LA T HEORIE
Preuve n°1 : décalage vers le rouge et effet Doppler
En fait, ce sont les astronomes et non les physiciens qui ont découvert l’expansion de l’Univers.
Dès 1913, une série de spectres de nébuleuses révéla que la plupart des nébuleuses avaient des
spectres d’absorption de la lumière décalés vers le rouge. Si on interprétait ce résultat par effet
Doppler, cela signifiait que les nébuleuses d’éloignaient de nous. On peut dire que c’est H UBBLE
qui découvrit concrètement que l’Univers était en expansion.
A la suite de ses études sur les décalages vers le rouge des spectres des galaxies, H UBBLE
énonça une loi qui aujourd’hui porte son nom qui relie ν , la vitesse de récession d’une galaxie
(la vitesse à laquelle elle s’éloigne de nous), et la distance D à laquelle elle se trouve au temps
d’observation :