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5.1.1 : Chronologie de la Terre - Géosciences

5.1.1 : Chronologie de la Terre - Géosciences


Aperçu

La croûte terrestre semble assez calme la plupart du temps. Bien que nous sachions maintenant que la région de Puget Sound est sismiquement active, vous et moi pouvons conduire de Portland, en Oregon, à Vancouver, en Colombie-Britannique, le long de l'Interstate 5 et ne jamais ressentir de tremblement de terre.

J'étais un étudiant diplômé de l'Université de Washington dans les années 1950 et je n'ai jamais pensé aux tremblements de terre. Si j'étais arrivé à Seattle une demi-douzaine d'années plus tôt, j'aurais subi un tremblement de terre de magnitude 7,1 en 1949 qui a fait beaucoup de dégâts et fait des morts. Et si j'étais resté quelques années de plus, j'aurais été secoué par le tremblement de terre de Seattle en 1965, qui a causé plus de dégâts et de morts. Même si je n'ai rien ressenti pendant la courte période où j'ai vécu à Seattle, la région de Seattle connaissait une activité sismique normale pendant cette période. Les cartes de sismicité modernes du Puget Sound montrent de nombreux points noirs, bien que la plupart identifient des tremblements de terre trop petits pour être ressentis par autre chose que des sismographes sensibles.

Combien de temps est long pour un géologue ? Regardez le tableau 1, qui montre une série d'échelles de temps, chacune couvrant une période plus longue que la précédente. La première échelle est historique, l'époque de l'archivage, commençant avec l'arrivée des explorateurs occidentaux il y a deux siècles. Les deux échelles suivantes sont en milliers plutôt qu'en centaines d'années ; l'histoire écrite du Pacifique Nord-Ouest ne couvre qu'une brève partie de l'échelle de temps du Quaternaire tardif. L'échelle du Cénozoïque tardif est en millions d'années, et l'échelle de l'histoire de la Terre plus ancienne couvre quatre ans et demi milliard ans.

OK, je suis géologue, et je suis censé penser dans ces grandes longueurs de temps. Mais je considère toujours que je suis coincé dans les embouteillages sur l'Interstate 5. Quand j'étais jeune, je pensais que c'était trop long avant Noël ou mon anniversaire. Vous conviendrez peut-être qu'il faut beaucoup de temps avant d'obtenir votre diplôme universitaire, d'élever vos enfants ou de prendre votre retraite, et il est donc probablement difficile d'imaginer même les deux cents ans que les gens tiennent des registres dans le Nord-Ouest.

Maintenant que je suis plus âgé, j'ai appris à avoir une vision un peu plus longue du temps (sauf quand je suis coincé sur l'autoroute). Je connaissais mes deux grands-pères, qui me racontaient des histoires sur l'époque du cheval et du buggy. J'aime lire sur les premiers colons de la vallée de Willamette et de Puget Sound il y a 150 ans, et cela, pour moi, semble il y a incroyablement longtemps.

Mais en fait, notre histoire enregistrée dans le Nord-Ouest (échelle de temps historique, tableau 1) est courte. Le tronçon de la côte de l'Alaska à la Californie a été la dernière région du Pacific Rim à recevoir des colons désireux d'enregistrer leur histoire, un fait qui deviendra important si l'on considère le grand tremblement de terre de Cascadia de 1700 après JC.

Les explorateurs espagnols ont atteint la côte sud de l'Oregon vers 1600 après JC, et un aventurier grec, Ioánnis Phokás, connu sous son nom en espagnol, Juan de Fuca, a peut-être découvert ou non le détroit qui porte son nom. Le capitaine George Vancouver et des capitaines de navires espagnols ont visité Puget Sound à la fin des années 1700, suivis de Meriwether Lewis et William Clark, qui sont arrivés pour une escale hivernale en 1806, se sont plaints de la pluie et sont rentrés chez eux. Mais ils ont ouvert la voie et les commerçants de fourrures ont établi des postes à Fort Vancouver et à Astoria. Peu de temps après, de nombreux colons de l'est des États-Unis sont venus en Oregon (qui, en tant que territoire de l'Oregon, comprenait à l'époque la majeure partie du nord-ouest du Pacifique au sud du Canada). De nouvelles villes ont été établies à l'ouest des montagnes Cascade, et avec les villes et les fermes, les gens ont construit des routes, établi des revendications territoriales et lancé des journaux. Dans les années 1840, il y a moins de deux siècles, les gens tenaient des registres écrits de façon plus ou moins continue dans tout le secteur à l'ouest des Cascades. Cela signifie que nous savons seulement que le nord-ouest du Pacifique a été exempt de grands tremblements de terre depuis cette époque. Pour un géologue, ce n'est pas très long, pas du tout.

Les Amérindiens étaient ici bien avant cela, bien sûr, mais ils ne tenaient pas de traces écrites. Leurs riches traditions orales sont une autre affaire, cependant, et certaines de leurs histoires documentent de grands tremblements de terre et des vagues induites par les tremblements de terre de la mer.

Pour un géologue, deux siècles, c'est comme un clin d'œil. La Terre a plus de quatre milliards et demi d'années. Les preuves des roches montrent que le nord-ouest du Pacifique est beaucoup plus jeune que cela, et ce n'est que dans le nord-est de l'État de Washington et dans les environs de l'Idaho et de la Colombie-Britannique que nous trouvons des roches vieilles de plus d'un milliard d'années. La plupart des roches de l'ouest de Washington et de l'Oregon ont moins de soixante millions d'années. Mais c'est encore incroyablement long. Un géologue peut facilement parlez environ soixante millions d'années, mais il est tout aussi difficile pour un géologue de imaginer une période aussi longue que pour n'importe qui d'autre.

Si la durée pendant laquelle les processus géologiques ont fonctionné dans le Nord-Ouest est incroyablement longue, les taux de ces processus sont incroyablement lents, à peu près aussi vite que vos ongles poussent.

Tableau 1 : Échelles de temps
Historique
2000Âge des ordinateurs, coupes forestières, déclin des services publics, augmentation de la population, tremblement de terre de Nisqually en 2001
1980le mont. St. Helens a éclaté. L'exploration spatiale et les hommes sur la Lune ; La guerre du Vietnam
1960Réseau routier interétatique des États-Unis. Fin des essais atmosphériques d'armes nucléaires pendant la Seconde Guerre mondiale
1940Années folles suivies de la Grande Dépression et de la Seconde Guerre mondiale
1914-18Première Guerre mondiale
1900Exploitation forestière extensive et développement des terres agricoles ; les voitures ont remplacé les chevaux
1880Développement du réseau ferroviaire
1860Guerre civile américaine ; frontière actuelle entre les États-Unis et le Canada établie après la guerre du cochon dans les îles San Juan
1840Les pionniers se sont dirigés vers l'ouest en Oregon; règlement de Willamette Valley, Puget Lowland, Fraser Delta, sud de l'île de Vancouver, journaux établis.
1820Établissement des centres de traite des fourrures d'Astoria et de Fort Vancouver.
1800Les Amérindiens étaient en charge mais n'ont laissé aucune trace écrite. L'expédition de Lewis et Clark a commencé une grande migration vers l'ouest.
1780Les explorateurs ont atteint les côtes de la Colombie-Britannique, de l'État de Washington et de l'Oregon.
1700Tremblement de terre de la zone de subduction de Cascadia enregistré par un tsunami au Japon.
1600Les explorateurs espagnols ont atteint la côte sud de l'Oregon.

2000Aujourd'hui. Dernier grand tremblement de terre de la zone de subduction le 26 janvier 1700
1500Colomb a découvert l'Amérique mais pas le nord-ouest du Pacifique.
1000Grand(s) tremblement(s) de terre sur la faille de Seattle vers 900 après JC
500Trois tremblements de terre de zone de subduction entre 500 et 1000 après JC. Long intervalle sans tremblements de terre entre la Colombie-Britannique. 500 et 500 après JC.

Quaternaire tardif
B.P., qui signifiait « Avant le présent » avant que les retombées nucléaires ne bouleversent nos échelles de datation, signifie désormais « Avant l'an 1950 »
L'an 2000Aujourd'hui
5 000 B.P.Identique à la Colombie-Britannique 3000 ; 5 000 ans avant 1950. Le niveau de la mer s'est approché de la position actuelle ; le mont. Mazama est entré en éruption pour former Crater Lake
11,700Fin du Pléistocène et début de l'Holocène. Le niveau de la mer monte. Dix-huit tremblements de terre de zone de subduction pendant l'Holocène. La grande Missoula a été inondée il y a 15 000 à 12 000 ans
15,000Les calottes glaciaires reculent et le niveau de la mer monte rapidement
20,000Glace glaciaire aussi loin au sud qu'Olympia et Spokane, Washington; rivages près de 400 pieds plus bas qu'aujourd'hui.

Cénozoïque supérieur (âge, en milliers d'années)

0Aujourd'hui. Le niveau de la mer est de 20 pieds plus bas aujourd'hui qu'il y a 124 000 ans
500500 000 ans. Plusieurs avances et retraits de glace. Le champ magnétique terrestre s'est inversé à 780 000 ans; auparavant, l'aiguille de la boussole pointait vers le sud.
1,000Plus d'avancées et de reculs glaciaires.
2,600Début du Pléistocène il y a 2 600 000 ans
2,000Époque pilocène
2,500La première grande période glaciaire a commencé il y a environ 2 400 000 ans. Toujours au Pliocène, qui a commencé il y a environ 5 300 000 ans.

Ancienne histoire de la Terre (âge, en millions d'années)

0Aujourd'hui
2.4Début des périodes glaciaires
15-17Grandes éruptions du basalte du fleuve Columbia
66Un astéroïde a percuté le sud du Mexique, les dinosaures se sont éteints.
245La plus grande extinction de masse de l'histoire de la Terre
570Début des trilobites et fossiles coquilliers
4,570Âge de la Terre, 4 570 000 000 d'années

Quand je parle du mouvement de la plaque océanique vers le nord-est vers l'Oregon, Washington et l'île de Vancouver, et que je dis que le mouvement est d'un peu plus d'un pouce et demi par an, je perds parfois mon auditoire. Ici, nous parlons d'augmenter la limite de vitesse sur les autoroutes de l'Oregon, et ce type s'inquiète des vitesses d'un pouce et demi par an ? Donnez-nous une pause! Mais ce rythme est plus rapide que le rythme d'un peu plus d'un pouce par an auquel la Californie côtière passe devant le reste de l'Amérique du Nord sur la faille de San Andreas. Même avec cette vitesse de déplacement lente, la faille de San Andreas a connu de grands tremblements de terre en 1812, 1857 et 1906. Si vous continuez ce taux de glissement pendant cinq millions d'années, la côte californienne se déplacera vers le nord-ouest sur plus de 80 milles. Continuez comme ça assez longtemps et, retenez votre souffle, Los Angeles fera partie du nord-ouest du Pacifique !

Supposons qu'un gigantesque tremblement de terre ait rompu toute la zone de subduction de Cascadia en 1700 après JC, avant le début de la tenue de dossiers dans la région, et ait provoqué un déplacement de 65 pieds, ce que de nombreux scientifiques pensent possible. Et supposons également que ce tremblement de terre a soulagé toute la tension qui s'était lentement accumulée à un rythme de 1,6 pouce par an. En divisant 1,6 pouce par an en 65 pieds, vous constatez qu'il faudrait près de cinq cents ans à la croûte pour récupérer cette tension afin que la zone de subduction puisse se rompre à nouveau lors du prochain tremblement de terre. Cela fait longtemps, environ deux fois et demie notre histoire enregistrée dans le nord-ouest du Pacifique depuis l'expédition de Lewis et Clark.

Mais nous avons déjà utilisé plus de deux cents ans d'histoire enregistrée sans tremblement de terre monstre, et, comme nous le montrerons ci-dessous, il existe des preuves géologiques des marais affaissés de Brian Atwater et des preuves historiques d'un tsunami au Japon en 1700 après JC que nous ont déjà utilisé plus de trois cents ans. Doit-on l'oublier, dans la mesure où il nous reste peut-être encore deux cents ans ?

Malheureusement non, car le temps de répétition des tremblements de terre peut être très variable. Dans le sud de la Californie, une section de la faille de San Andreas s'est rompue en 1812 et à nouveau en 1857, quarante-cinq ans plus tard. Pourtant, plus de cent cinquante ans se sont écoulés sans un autre tremblement de terre majeur le long de cette même section de la faille. La partie la plus au sud de la faille de San Andreas n'a pas connu de rupture majeure depuis plus de 300 ans. La zone de subduction de Cascadia pourrait avoir bien plus de deux cents ans à parcourir, ou nous pourrions avoir le prochain grand tremblement de terre de Cascadia beaucoup plus tôt, peut-être de notre vivant, peut-être demain.

Une autre raison pour laquelle nous ne pouvons pas rire de 1,6 pouce par an est la quantité massive de roche qui crée une tension. La plaque océanique qui se fraie un chemin sous le bord du continent nord-américain mesure environ 40 milles d'épaisseur et 740 milles de long, s'étendant de l'île de Vancouver au nord de la Californie. Ainsi, même si la vitesse de déplacement est lente, les corps de roche qui sont mis à rude épreuve sont de taille titanesque.

Parce que les temps de fonctionnement des processus géologiques sont si longs, les géologues ont conçu des échelles de temps (voir tableau 1), analogues, peut-être, aux historiens se référant au Moyen Âge ou à la Renaissance. Au début, cela a été fait à l'aide de fossiles, car les organismes ont changé au fil du temps par l'évolution, et des coquilles ou des ossements distinctifs d'espèces disparues ont été utilisés pour caractériser des intervalles de temps spécifiques appelés périodes et époques. Au cours des dernières décennies, il est devenu possible de dater directement les roches, en se basant sur le taux de désintégration extrêmement régulier de certains isotopes radioactifs d'éléments comme l'uranium. Ces horloges atomiques permettent de dater l'âge de la Terre à environ quatre milliards et demi d'années et, en plus, de dater l'âge des trilobites, des dinosaures et d'autres groupes dominants d'organismes aujourd'hui éteints.

Dans notre étude des tremblements de terre, nous n'avons pas besoin de nous préoccuper de la plupart des périodes et époques géologiques, y compris les âges des trilobites et des dinosaures. Nous avons besoin de connaître ces périodes où les processus géologiques qui produisent les tremblements de terre d'aujourd'hui ont fonctionné : les périodes tertiaire et quaternaire, connues ensemble sous le nom d'ère cénozoïque. Nous avons besoin de savoir quelque chose sur l'histoire géologique de la dernière partie de la période tertiaire, mais nous sommes plus préoccupés par le Quaternaire, qui a commencé il y a 2,6 millions d'années (tableau 1). Nous divisons le Quaternaire en époques Pléistocène et Holocène, avec la limite entre les deux datée d'il y a environ onze mille ans. L'époque du Pléistocène, couvrant la plupart des périodes glaciaires, a vu une grande partie de l'évolution des êtres humains, ainsi que des tigres à dents de sabre, des mastodontes et de grands ours des cavernes.

Mais c'est l'Holocène, les 11 700 dernières années, qui nous préoccupe le plus. Au cours du dernier Pléistocène et du début de l'Holocène, les grandes calottes glaciaires d'Amérique du Nord et d'Europe ont fondu, et l'ajout de toute cette eau de fonte aux océans du monde a fait monter le niveau de la mer de plusieurs centaines de pieds. Au cours de la dernière moitié de l'Holocène, des civilisations sont apparues en Mésopotamie, en Égypte et en Chine, et des documents écrits ont commencé à être conservés.

Si les géologues peuvent montrer qu'une faille a subi un tremblement de terre pendant l'Holocène, elle est classée dans une catégorie spéciale de risquer. S'il s'est rompu aussi récemment, il est probable qu'il se rompe à nouveau, et cela s'appelle un défaut actif. Cette classification basée sur l'heure de l'activité la plus récente est inscrite dans la loi de certains États et dans les règlements d'agences fédérales telles que la Commission de réglementation nucléaire des États-Unis et l'Army Corps of Engineers des États-Unis.

Pour connaître l'âge d'un tremblement de terre, nous n'avons écrit des enregistrements que pour la dernière partie de l'Holocène et pour le nord-ouest du Pacifique, des enregistrements historiques à peine plus longs que deux cents ans. Mais nous pouvons utiliser l'une des horloges nucléaires pour dater des organismes autrefois vivants depuis vingt à trente mille ans. C'est datation au radiocarbone, basé sur la désintégration naturelle d'un isotope radioactif du carbone (carbone 14) en carbone stable (carbone 12). Le carbone 14 est au départ de l'azote ordinaire, qui constitue la plus grande partie de l'atmosphère. L'isotope stable de l'azote, l'azote 14, est bombardé par les rayons cosmiques de l'espace, le transformant en carbone 14, qui est radioactif et instable. Les organismes, y compris vous et moi, absorbons à la fois les isotopes radioactifs et stables du carbone dans les mêmes proportions que dans l'atmosphère. Après la mort de l'organisme, le carbone 14 se désintègre en carbone 12 à un rythme précis, de sorte que la moitié du carbone 14 disparaît en 5 730 ans. Dans 5 730 années supplémentaires, la moitié de ce qui reste se désintègre en carbone 12, et la moitié de cette désintégration dans 5 730 années supplémentaires, jusqu'à ce qu'il y ait finalement trop peu de carbone 14 radioactif à mesurer. On dit que 5 730 ans est le demi vie de la désintégration radioactive du carbone 14 en carbone 12.

Malheureusement, l'horloge radiocarbone n'est pas aussi précise que nous le souhaiterions. La datation au radiocarbone ne peut pas nous amener à l'année exacte, mais seulement à quelques dizaines d'années de l'âge réel. Un exemple d'âge radiocarbone est 5 300 ± 60 années radiocarbone, une expression de la précision du laboratoire pour compter les atomes de carbone 14 par rapport au carbone 12. Les années radiocarbone ne sont pas les mêmes que les années « calendaires » parce que le rayonnement cosmique qui crée le carbone 14 n'est pas constant, mais a changé au fil des ans. Minze Stuiver et ses collègues de l'Université de Washington ont conçu une échelle de conversion qui change les années radiocarbone en années civiles, et dans la plupart des rapports d'aujourd'hui, cette conversion a déjà été effectuée à l'aide d'un programme informatique. Un âge radiocarbone ou un âge calendaire de, disons, 5 300 ans est indiqué comme 5 300 ans BP, ce qui signifie avant le présent. Mais « Présent » n'est pas vraiment aujourd'hui, car les retombées atmosphériques des essais d'armes nucléaires après la Seconde Guerre mondiale ont complètement gâché nos rencontres. Pour contourner ce problème, nous nous référons au « présent » comme 1950 A.D..

De plus, le géologue ou l'archéologue doit s'assurer que l'échantillon de carbone à dater (charbon, fragment de coquillage, fragment d'os) a le même âge que le gisement dans lequel il se trouve. Le charbon de bois dans un dépôt peut avoir été emporté par un arbre mort vieux de plusieurs centaines d'années. Ou le charbon de bois peut faire partie d'une racine d'un arbre beaucoup plus jeune qui a grandi et est mort longtemps après que le dépôt a été enfoui par d'autres sédiments.

Enfin, le rapport du carbone 14 au carbone 12 dans les lacs et dans certaines parties de l'océan peut ne pas être le même que dans l'atmosphère. Pour dater avec précision les restes d'organismes morts dans ces environnements, il est nécessaire de déterminer quels sont les rapports isotopiques du carbone dans ces conditions et de faire un correction de réservoir.

Pour conclure notre discussion sur le temps, nous devons penser aux tremblements de terre de deux manières. D'une part, un tremblement de terre se produit en quelques secondes, presque (mais pas tout à fait) instantanément. Mais d'un autre côté, un tremblement de terre marque la libération d'une tension accumulée sur des périodes de centaines, de milliers, voire de dizaines de milliers d'années. Nous utilisons la datation au radiocarbone pour savoir combien de temps il a fallu à la tension pour s'accumuler suffisamment pour briser une grande masse de roche lors d'un tremblement de terre au cours des trente mille dernières années. Nous pouvons également utiliser les cernes des arbres pour déterminer dans l'année où un arbre particulier poussant dans une forêt côtière a été soudainement enterré sous le niveau de la mer.

Pour comprendre l'aléa sismique, il ne suffit pas de comprendre quelle se produira lors d'un futur tremblement de terre. Pour progresser dans la prévision des séismes, il faut savoir combien de temps il faut une faille pour accumuler suffisamment de tension pour se rompre lors d'un tremblement de terre, et large comment ce tremblement de terre est susceptible d'être. Quand? Où? De quelle taille? Les réponses à ces questions reposent sur notre capacité à répondre au danger sismique et à y survivre.


Suggestions de lectures complémentaires

Levin, H. L., 1999. La Terre à travers le temps, sixième édition. New York : Saunders College Publishing, 568 p., 7 annexes.

Pellegrino, C. R. 1985. Time Gate: Hurtling Backward through History. Sommet de Blue Ridge, Pennsylvanie : TAB Books, Inc., 275 p. Une explication de l'immensité du temps en regardant en arrière à travers des durées de plus en plus longues jusqu'au tout début ; écrit pour le profane. Le tableau 1 est basé sur cette idée.

Wicander, R., et J.C. Monroe, 2012, Géologie historique, 7e édition. CENGAGE Apprentissage, imprimé ou ebook.

Yeats, R.S., K.E. Sieh et C. Allen. 1997. La géologie des tremblements de terre. New York : Oxford University Press, chapitre 6, p. 116-38.


Département des Sciences de la Terre

Chronologie de la rupture du Gondwana
Crédit d'image: Griem (2007)

La section suivante met en évidence certains événements majeurs qui ont conduit à la formation et à l'éclatement ultérieur du Gondwana.

Protérozoïque tardif

Rupture du supercontinent Rodinia séparation du Gondwana de l'Amérique du Nord.

Le Gondwana est resté un continent stable tout au long de cette période.

Cambrien-Dévonien : le Gondwana a d'abord occupé une position équatoriale, puis s'est déplacé vers le sud. Une glaciation importante s'est produite pendant l'Ordovicien au début du Silurien. Des processus de construction de montagnes ont eu lieu en Australie et en Antarctique. Au cours du Dévonien, des complexes récifaux se sont développés le long de la marge continentale de l'Australie.

Carbonifère-Permien : Une autre glaciation majeure a eu lieu à la fin du Carbonifère et au début du Permien. Gondwana et Laurasia se combinent pour former la Pangée.

Rupture du supercontinent Pangée et séparation du Gondwana en différents continents (Australie, Amérique du Sud, Inde, Antarctique et Afrique et Madagascar).

Jurassique : le Gondwana oriental, comprenant l'Antarctique-Madagascar-Inde-Australie, a commencé à se séparer du Gondwana occidental, comprenant l'Afrique-Amérique du Sud.

Crétacé : L'Afrique s'est séparée de l'Amérique du Sud pour former l'Atlantique Sud et l'Inde s'est séparée de l'Antarctique. Impact astéroïde/comète avec extinction de masse finale du Crétacé. L'Inde a commencé son mouvement rapide vers le nord. Fermeture subséquente de Tethys Ocean.

La grande orogenèse alpine a réorganisé les continents.

Paléogène : l'Inde est entrée en collision avec l'Asie, entraînant la formation de l'Himalaya. L'Antarctique et l'Australie se sont séparés et ont permis l'initiation du courant océanique circumpolaire. Début du refroidissement et premiers glaciers en Antarctique.

Néogène : L'orogenèse alpine est toujours en cours. Les dômes éthiopiens et kényans d'Afrique ont commencé à monter. La vallée du Rift est-africaine s'est formée et la péninsule arabique s'est séparée du reste de l'Afrique. L'évolution humaine a commencé en Afrique. L'Australie s'est déplacée vers le nord avec la Nouvelle-Zélande et la Nouvelle-Guinée. L'ère glaciaire quaternaire a fait avancer à plusieurs reprises les boucliers de glace à l'intérieur des terres. De vastes zones glaciaires de l'Antarctique sont devenues glaciaires.

Fin de la partie 1.

Auto-évaluation

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5.1.1 : Chronologie de la Terre - Géosciences

Présentation de la Terre

    Laquelle des affirmations suivantes concernant les méthodes scientifiques est vraie ?

Une hypothèse doit être acceptée par plus d'un scientifique
Une théorie est une hypothèse qui a résisté à de nombreux tests scientifiques
Une théorie est avérée vraie et ne peut donc pas être écartée
Une hypothèse ne peut pas prédire le résultat d'expériences scientifiques

les processus géologiques que nous observons aujourd'hui ont fonctionné dans le passé
processus géologique dans le passé fonctionnait au même rythme qu'aujourd'hui
toutes les planètes formées à partir d'une nébuleuse solaire uniforme
La Terre primitive était recouverte d'un océan de magma uniforme

il y a 10-15 mille ans
il y a 10-15 millions d'années
Il y a 100-150 millions d'années
il y a 10-15 milliards d'années

la fusion nucléaire
fission nucléaire
métamorphisme
convection

azote et oxygène
oxygène et silicium
hydrogène et hélium
fer et nickel

métamorphisme
différenciation
accumulation
compression

activité volcanique et radioactivité
chauffage solaire et activité volcanique
un événement d'impact important et la radioactivité
un événement à grand impact et le chauffage solaire

environ 4 milles
environ 4 km
environ 40 km
environ 400 km

couche de magma
lithosphère
manteau
continent

radioactivité
énergie solaire
volcans
marées océaniques

se forment à des températures relativement élevées
forme par cristallisation de solides à partir d'un liquide
se forment à haute et basse pression
Tout ce qui précède

peut se former par les processus de la vie -- organique
sont des solides cristallins
ont une composition chimique unique
peut être n'importe quel état (solide, liquide ou gazeux) tant que cet état se produit naturellement

sédimentaire
igné
métamorphique
Tout ce qui précède

conduction
convection
métamorphisme
radiation

John Butler
Art Smith
James Hutton
Alfred Wegner

tranchée sous-marine
dorsale médio-océanique
zone de subduction
faute de transformation

accumulation
subduction
zone de divergence
défaut de contraction

une dorsale médio-océanique
tremblements de terre
une zone de tranchées sous-marines
activité volcanique

volcans
tremblements de terre
humains
bactéries

rivages entre continents et océans
répartition des volcans
répartition des séismes
répartition des chaînes de montagnes
Tout est correct

environ 6000 ans
environ 6 milliards d'années
environ 4 500 000 ans
environ 4 500 000 000 d'années
Aucune de ces réponses

la reconnaissance que les processus encore actifs aujourd'hui pourraient produire presque n'importe quel type de roche connu.
la description de processus plausibles pour convertir un type de roche en un autre.
un changement de perspective sur les processus terrestres d'un processus catastrophique à un processus uniformitariste.
Tout ce qui précède
Aucune de ces réponses

la prise de conscience que le monde est rond
la prise de conscience que le soleil et non la Terre est le centre du système solaire
la reconnaissance de la longue période de temps impliquée dans l'histoire de la Terre
la reconnaissance que la Terre est le centre du système solaire

dépôts glaciaires dans des zones où aucun glacier n'est actuellement trouvé.
fossiles d'animaux marins trouvés à haute altitude
continents recouverts de sédiments déposés dans un océan
de larges canyons coupés par de petits ruisseaux
Tout ce qui précède
Aucune de ces réponses

Moins que 1%
à peu près 20%
autour de 50%
environ 80%

Moins que 1%
à peu près 20%
autour de 50%
environ 80%

chauffage des gaz
attraction gravitationnelle et collisions
la fusion nucléaire
rotation du proto-soleil

rochers et glace
oxygène et azote
hydrogène et hélium
hélium et krypton

plus vieux que le soleil
plus vieux que la plupart des météorites
plus vieux que la Terre
aucun d'eux

magma
lithosphère
asthénosphère
manteau

radioactivité
énergie solaire
volcans
marées océaniques

climat
érosion
marées
les vents

les océans séparés de la croûte
les roches se sont altérées et ont libéré leur oxygène
les algues et autres organismes ont utilisé la photosynthèse
l'oxygène s'est déposé sur Terre à partir de planètes plus éloignées du soleil

au milieu des années 1800
Au début des années 1900
dans les années 1950
dans les années 1960

cool et fort
cool et faible
chaud et fort
chaud et faible

faute de transformation
divergent
convergent - subduction
convergent - continent/collision continent

la chaleur est transférée du matériau chaud au matériau froid sans induire un écoulement.
le matériau froid s'écoule vers le haut et déplace le matériau chaud
le matériau chaud s'écoule vers le haut et déplace le matériau froid
une circulation aléatoire se produit

plusieurs centimètres par an
plusieurs centimètres par jour
plusieurs centimètres par heure
plusieurs centimètres par seconde

convergent
divergent
faute de transformation
ce sont tous des limites de plaques

tranchée de haute mer
dorsale médio-océanique
zone de subduction
faute de transformation

subduction
accumulation
divergence
contraction

1 km
10 km
100 km
1000 km

une dorsale médio-océanique
tremblements de terre
une tranchée profonde
activité volcanique

limites de plaques convergentes
limites de plaques divergentes
transformer les limites des plaques de faille
limites de plaques divergentes et convergentes

convergent
divergent
transformer
ils ne sont pas liés à une frontière de plaque

Pacifique
Cocos
Juan de Fuca
Nord Américain

San Andreas
andine
Indien
Pangée

car la fréquence des éruptions volcaniques augmente
car la population humaine augmente
parce que le nombre de tremblements de terre chaque année augmente
car le nombre d'inondations chaque année augmente

les ponts terrestres auraient bloqué le mouvement des plaques
les roches de la croûte terrestre étaient considérées comme trop rigides pour que les continents puissent les traverser
les fossiles d'Amérique du Sud et d'Afrique ne correspondaient pas
la cartographie des fonds océaniques a montré que les roches plus anciennes se trouvent loin des dorsales médio-océaniques

refroidissement et cristallisation
enterrement et lithification
altération et dépôt
refroidissement et soulèvement

soulèvement, altération et érosion, dépôt
dépôt, chaleur et pression, altération
fusion, cristallisation, chaleur et pression
dépôt, lithification et cristallisation

fusion
cristallisation
chaleur et pression
enterrement et lithification


Chronologie en cinq étapes Modifier

Aux fins de ce résumé, il est commode de diviser la chronologie de l'univers depuis son origine, en cinq parties. Il est généralement considéré comme dénué de sens ou peu clair si le temps existait avant cette chronologie :

Le tout premier univers Modifier

La première picoseconde (10 -12 ) du temps cosmique. Il comprend l'époque de Planck, au cours de laquelle les lois de la physique actuellement établies peuvent ne pas appliquer l'émergence par étapes des quatre interactions ou forces fondamentales connues - d'abord la gravitation, et plus tard les interactions électromagnétiques, faibles et fortes et l'expansion de l'espace lui-même et la surfusion de l'univers encore immensément chaud en raison de l'inflation cosmique.

On pense que de minuscules ondulations dans l'univers à ce stade sont à la base de structures à grande échelle qui se sont formées beaucoup plus tard. Les différentes étapes du tout premier univers sont comprises à des degrés divers. Les premières parties dépassent la portée des expériences pratiques en physique des particules, mais peuvent être explorées par d'autres moyens.

L'univers primitif Modifier

D'une durée d'environ 370 000 ans. Initialement, divers types de particules subatomiques se forment par étapes. Ces particules contiennent des quantités presque égales de matière et d'antimatière, donc la plupart s'annihilent rapidement, laissant un petit excès de matière dans l'univers.

À environ une seconde, les neutrinos découplent ces neutrinos pour former le fond de neutrinos cosmiques (CνB). Si des trous noirs primordiaux existent, ils se forment également à environ une seconde du temps cosmique. Des particules subatomiques composites émergent - dont des protons et des neutrons - et à partir de 2 minutes environ, les conditions sont propices à la nucléosynthèse : environ 25 % des protons et tous les neutrons fusionnent en éléments plus lourds, initialement le deutérium qui lui-même fusionne rapidement en principalement de l'hélium-4.

En 20 minutes, l'univers n'est plus assez chaud pour la fusion nucléaire, mais beaucoup trop chaud pour que des atomes neutres existent ou des photons pour voyager loin. Il s'agit donc d'un plasma opaque.

L'époque de la recombinaison commence vers 18 000 ans, alors que les électrons se combinent avec les noyaux d'hélium pour former He +
. Vers 47 000 ans, [2] alors que l'univers se refroidit, son comportement commence à être dominé par la matière plutôt que par le rayonnement. Vers 100 000 ans, après la formation des atomes neutres d'hélium, l'hydrure d'hélium est la première molécule. (Beaucoup plus tard, l'hydrogène et l'hydrure d'hélium réagissent pour former de l'hydrogène moléculaire, le carburant nécessaire aux premières étoiles.) À environ 370 000 ans, [3] les atomes d'hydrogène neutres finissent de se former (« recombinaison »), et en conséquence l'univers est également devenu transparent pour la première fois. Les atomes nouvellement formés - principalement l'hydrogène et l'hélium avec des traces de lithium - atteignent rapidement leur état d'énergie le plus bas (état fondamental) en libérant des photons ("découplage de photons"), et ces photons peuvent encore être détectés aujourd'hui comme le fond diffus cosmologique (CMB) . C'est la plus ancienne observation que nous ayons actuellement de l'univers.

L'âge des ténèbres et l'émergence de structures à grande échelle Modifier

De 370 000 ans jusqu'à environ 1 milliard d'années. Après recombinaison et découplage, l'univers était transparent mais les nuages ​​d'hydrogène ne se sont effondrés que très lentement pour former des étoiles et des galaxies, il n'y a donc pas eu de nouvelles sources de lumière. Les seuls photons (rayonnement électromagnétique, ou "lumière") dans l'univers étaient ceux libérés lors du découplage (visible aujourd'hui comme le fond diffus cosmologique) et les émissions radio de 21 cm parfois émises par les atomes d'hydrogène. Les photons découplés auraient d'abord rempli l'univers d'une lueur orange pâle brillante, se déplaçant progressivement vers des longueurs d'onde non visibles après environ 3 millions d'années, le laissant sans lumière visible. Cette période est connue sous le nom d'âge des ténèbres cosmique.

Entre environ 10 et 17 millions d'années, la température moyenne de l'univers convenait à l'eau liquide de 273 à 373 K (0 à 100 °C) et il y a eu des spéculations sur le fait que des planètes rocheuses ou même la vie auraient pu survenir brièvement, puisque statistiquement une infime partie de la l'univers aurait pu avoir des conditions différentes du reste à la suite d'une fluctuation statistique très improbable, et a obtenu de la chaleur de l'univers dans son ensemble. [4]

Vers 200 à 500 millions d'années, les premières générations d'étoiles et de galaxies se forment (les temps exacts sont encore à l'étude), et les premières grandes structures émergent progressivement, attirées par les filaments de matière noire ressemblant à de la mousse qui ont déjà commencé à se rassembler. dans tout l'univers. Les premières générations d'étoiles n'ont pas encore été observées astronomiquement. Ils peuvent avoir été énormes (100-300 masses solaires) et non métalliques, avec des durées de vie très courtes par rapport à la plupart des étoiles que nous voyons aujourd'hui, donc ils finissent généralement de brûler leur carburant à l'hydrogène et explosent en supernovae hautement énergétiques à instabilité de paire après seulement des millions de ans. [5] D'autres théories suggèrent qu'elles pourraient avoir inclus de petites étoiles, dont certaines brûlent peut-être encore aujourd'hui. Dans les deux cas, ces premières générations de supernovae ont créé la plupart des éléments quotidiens que nous voyons autour de nous aujourd'hui et ont semé l'univers avec eux.

Les amas et superamas de galaxies émergent au fil du temps. À un moment donné, les photons de haute énergie des premières étoiles, des galaxies naines et peut-être des quasars conduisent à une période de réionisation qui commence progressivement entre environ 250 à 500 millions d'années, se termine vers 700 à 900 millions d'années et diminue d'environ 1 milliard. ans (les horaires exacts sont encore à l'étude). L'univers s'est progressivement transformé en l'univers que nous voyons autour de nous aujourd'hui, et l'âge des ténèbres n'a pris fin qu'à environ 1 milliard d'années.

L'univers tel qu'il apparaît aujourd'hui Modifier

Depuis 1 milliard d'années, et pendant environ 12,8 milliards d'années, l'univers a ressemblé beaucoup à ce qu'il est aujourd'hui et il continuera à apparaître très similaire pendant plusieurs milliards d'années dans le futur. Le disque mince de notre galaxie a commencé à se former vers 5 milliards d'années (8,8 Gya) [6] et le système solaire s'est formé vers 9,2 milliards d'années (4,6 Gya), les premières traces de vie sur Terre apparaissant à environ 10,3 milliards d'années. ans (3,5 Gya).

L'amincissement de la matière au fil du temps réduit la capacité de la gravité à ralentir l'expansion de l'univers en revanche, l'énergie noire (considérée comme un champ scalaire constant dans tout notre univers) est un facteur constant tendant à accélérer l'expansion de l'univers. L'expansion de l'univers a franchi un point d'inflexion il y a environ cinq ou six milliards d'années, lorsque l'univers est entré dans « l'ère moderne dominée par l'énergie noire » où l'expansion de l'univers s'accélère maintenant plutôt que de ralentir. L'univers actuel est assez bien compris, mais au-delà d'environ 100 milliards d'années de temps cosmique (environ 86 milliards d'années dans le futur), les incertitudes des connaissances actuelles font que nous sommes moins sûrs du chemin que prendra notre univers. [7] [8]

Le futur lointain et le destin ultime Modifier

À un moment donné, l'ère stellifère se terminera alors que les étoiles ne naissent plus, et l'expansion de l'univers signifiera que l'univers observable se limitera aux galaxies locales. Il existe divers scénarios pour le futur lointain et le destin ultime de l'univers. Une connaissance plus précise de notre univers actuel permettra de mieux les comprendre.

Résumé tabulaire Modifier

Le modèle standard de cosmologie est basé sur un modèle d'espace-temps appelé métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW). Une métrique fournit une mesure de la distance entre les objets, et la métrique FLRW est la solution exacte des équations de champ d'Einstein (EFE) si certaines propriétés clés de l'espace telles que l'homogénéité et l'isotropie sont supposées vraies. La métrique FLRW correspond de très près à d'autres preuves accablantes, montrant que l'univers s'est étendu depuis le Big Bang.

Si les équations métriques FLRW sont supposées valides depuis le début de l'univers, elles peuvent être suivies dans le temps, jusqu'à un point où les équations suggèrent que toutes les distances entre les objets dans l'univers étaient nulles ou infiniment petites. (Cela ne signifie pas nécessairement que l'univers était physiquement petit au Big Bang, bien que ce soit l'une des possibilités.) À l'avenir, cela fournit un modèle de l'univers qui correspond de très près à toutes les observations physiques actuelles. Cette période initiale de la chronologie de l'univers est appelée le « Big Bang ». Le modèle standard de la cosmologie tente d'expliquer comment l'univers s'est physiquement développé une fois que ce moment s'est produit.

La singularité de la métrique FLRW est interprétée comme signifiant que les théories actuelles sont inadéquates pour décrire ce qui s'est réellement passé au début du Big Bang lui-même. Il est largement admis qu'une théorie correcte de la gravité quantique peut permettre une description plus correcte de cet événement, mais aucune théorie de ce type n'a encore été développée. Après ce moment, toutes les distances à travers l'univers ont commencé à augmenter à partir de (peut-être) zéro parce que la métrique FLRW elle-même a changé au fil du temps, affectant les distances entre tous les objets non liés partout. Pour cette raison, on dit que le Big Bang « s'est produit partout ».

Pendant les premiers instants du temps cosmique, les énergies et les conditions étaient si extrêmes que les connaissances actuelles ne peuvent que suggérer des possibilités, qui peuvent s'avérer incorrectes. Pour donner un exemple, les théories de l'inflation éternelle proposent que l'inflation dure éternellement dans la majeure partie de l'univers, rendant la notion de « N secondes depuis le Big Bang » mal définie. Par conséquent, les premières étapes sont un domaine de recherche actif et basé sur des idées qui sont encore spéculatives et sujettes à modification à mesure que les connaissances scientifiques s'améliorent.

Bien qu'une "époque inflationniste" spécifique soit mise en évidence à environ 10 -32 secondes, les observations et les théories suggèrent toutes deux que les distances entre les objets dans l'espace ont augmenté à tout moment depuis le moment du Big Bang, et continuent d'augmenter (à l'exception de les objets liés par la gravitation tels que les galaxies et la plupart des amas, une fois que le taux d'expansion s'était considérablement ralenti). La période d'inflation marque une période spécifique où un changement d'échelle très rapide s'est produit, mais ne signifie pas qu'il est resté le même à d'autres moments. Plus précisément, pendant l'inflation, l'expansion s'est accélérée. Après l'inflation, et pendant environ 9,8 milliards d'années, l'expansion a été beaucoup plus lente et est devenue encore plus lente au fil du temps (bien qu'elle ne s'est jamais inversée). Il y a environ 4 milliards d'années, il a recommencé à accélérer légèrement.

Epoque Planck Modifier

L'époque de Planck est une ère dans la cosmologie traditionnelle (non inflationniste) du Big Bang immédiatement après l'événement qui a commencé l'univers connu. À cette époque, la température et les énergies moyennes dans l'univers étaient si élevées que les particules subatomiques de tous les jours ne pouvaient pas se former, et même les quatre forces fondamentales qui façonnent l'univers - la gravitation, l'électromagnétisme, la force nucléaire faible et la force nucléaire forte - étaient combiné et formé une force fondamentale. On comprend peu de choses sur la physique à cette température, différentes hypothèses proposent différents scénarios.La cosmologie traditionnelle du big bang prédit une singularité gravitationnelle avant cette époque, mais cette théorie repose sur la théorie de la relativité générale, dont on pense qu'elle s'effondre pour cette époque en raison d'effets quantiques. [dix]

Dans les modèles inflationnistes de la cosmologie, les temps avant la fin de l'inflation (environ 10 à 32 secondes après le Big Bang) ne suivent pas la même chronologie que dans la cosmologie traditionnelle du Big Bang. Les modèles qui visent à décrire l'univers et la physique à l'époque de Planck sont généralement spéculatifs et relèvent de la « nouvelle physique ». Les exemples incluent l'état initial de Hartle-Hawking, le paysage de la théorie des cordes, la cosmologie des gaz des cordes et l'univers ekpyrotique.

L'époque de la grande unification Modifier

Au fur et à mesure que l'univers s'étendait et se refroidissait, il traversait des températures de transition auxquelles les forces se séparaient les unes des autres. Ces transitions de phase peuvent être visualisées comme similaires aux transitions de phase de condensation et de congélation de la matière ordinaire. À certaines températures/énergies, les molécules d'eau changent de comportement et de structure, et elles se comporteront complètement différemment. Comme la vapeur se transformant en eau, les champs qui définissent les forces fondamentales et les particules de notre univers changent également complètement leurs comportements et leurs structures lorsque la température/énergie tombe en dessous d'un certain point. Cela n'est pas apparent dans la vie de tous les jours, car cela ne se produit qu'à des températures beaucoup plus élevées que celles que nous voyons habituellement dans notre univers actuel.

On pense que ces transitions de phase dans les forces fondamentales de l'univers sont causées par un phénomène de champs quantiques appelé « brisure de symétrie ».

Au quotidien, à mesure que l'univers se refroidit, il devient possible pour les champs quantiques qui créent les forces et les particules qui nous entourent, de s'installer à des niveaux d'énergie inférieurs et avec des niveaux de stabilité plus élevés. Ce faisant, ils modifient complètement la façon dont ils interagissent. Des forces et des interactions surviennent en raison de ces champs, de sorte que l'univers peut se comporter très différemment au-dessus et en dessous d'une transition de phase. Par exemple, à une époque ultérieure, un effet secondaire d'une transition de phase est que soudainement, de nombreuses particules qui n'avaient aucune masse acquièrent une masse (elles commencent à interagir différemment avec le champ de Higgs), et une seule force commence à se manifester comme deux forces distinctes.

En supposant que la nature soit décrite par une théorie dite de la grande unification (GUT), l'époque de la grande unification a commencé par une transition de phase de ce type, lorsque la gravitation s'est séparée de la force de jauge combinée universelle. Cela a provoqué l'existence de deux forces : la gravité et une interaction électroforte. Il n'y a pas encore de preuve tangible de l'existence d'une telle force combinée, mais de nombreux physiciens pensent que c'était le cas. La physique de cette interaction électroforte serait décrite par une théorie de la grande unification.

L'époque de la grande unification s'est terminée par une deuxième transition de phase, lorsque l'interaction électroforte s'est à son tour séparée et a commencé à se manifester sous la forme de deux interactions distinctes, appelées interactions forte et électrofaible.

Epoque électrofaible Modifier

Selon la façon dont les époques sont définies et le modèle suivi, l'époque électrofaible peut être considérée comme commençant avant ou après l'époque inflationniste. Dans certains modèles, il est décrit comme incluant l'époque inflationniste. Dans d'autres modèles, on dit que l'époque électrofaible commence après la fin de l'époque inflationniste, à environ 10 −32 secondes.

Selon la cosmologie traditionnelle du Big Bang, l'époque électrofaible a commencé 10 à 36 secondes après le Big Bang, lorsque la température de l'univers était suffisamment basse (10 28 K) pour que la force électronucléaire commence à se manifester sous la forme de deux interactions distinctes, la forte et la les interactions électrofaibles. (L'interaction électrofaible se séparera également plus tard, se divisant en interactions électromagnétiques et faibles.) Le point exact où la symétrie électroforte a été brisée n'est pas certain, en raison de connaissances théoriques spéculatives et encore incomplètes.

Epoque inflationniste et expansion rapide de l'espace Modifier

À ce stade de l'univers primitif, la métrique qui définit la distance dans l'espace a soudainement et très rapidement changé d'échelle, laissant l'univers primitif au moins 10 78 fois son volume précédent (et peut-être beaucoup plus). Cela équivaut à une augmentation linéaire d'au moins 10 26 fois dans chaque dimension spatiale, soit l'équivalent d'un objet de 1 nanomètre (10 -9 m, environ la moitié de la largeur d'une molécule d'ADN) de longueur, s'étendant jusqu'à environ 10,6 lumière-. ans (100 000 milliards de kilomètres) en une infime fraction de seconde. Ce changement est connu sous le nom d'inflation.

Bien que la lumière et les objets dans l'espace-temps ne puissent pas voyager plus vite que la vitesse de la lumière, dans ce cas, c'est la métrique régissant la taille et la géométrie de l'espace-temps lui-même qui a changé d'échelle. Les modifications apportées à la métrique ne sont pas limitées par la vitesse de la lumière.

Il existe de bonnes preuves que cela s'est produit, et il est largement admis que cela a eu lieu. Mais les raisons exactes Pourquoi c'est arrivé sont encore à l'étude. Il existe donc une gamme de modèles qui expliquent pourquoi et comment cela s'est produit – on ne sait pas encore clairement quelle explication est correcte.

Dans plusieurs des modèles les plus importants, on pense qu'elle a été déclenchée par la séparation des interactions forte et électrofaible qui a mis fin à l'époque de la grande unification. L'un des produits théoriques de cette transition de phase était un champ scalaire appelé champ d'inflaton. Lorsque ce champ s'est installé dans son état d'énergie le plus bas dans tout l'univers, il a généré une énorme force répulsive qui a conduit à une expansion rapide de la métrique qui définit l'espace lui-même. L'inflation explique plusieurs propriétés observées de l'univers actuel qui sont autrement difficiles à expliquer, notamment comment l'univers d'aujourd'hui est devenu extrêmement homogène (similaire) à très grande échelle, même s'il était très désordonné à ses débuts.

On ne sait pas exactement quand l'époque inflationniste s'est terminée, mais on pense qu'elle s'est produite entre 10 -33 et 10 -32 secondes après le Big Bang. L'expansion rapide de l'espace signifiait que les particules élémentaires restantes de l'époque de la grande unification étaient désormais distribuées très finement à travers l'univers. Cependant, l'énorme énergie potentielle du champ d'inflation a été libérée à la fin de l'époque d'inflation, alors que le champ d'inflation se désintégrait en d'autres particules, appelées « réchauffage ». Cet effet de réchauffement a conduit l'univers à se repeupler d'un mélange dense et chaud de quarks, d'anti-quarks et de gluons. Dans d'autres modèles, le réchauffage est souvent considéré comme marquant le début de l'époque électrofaible, et certaines théories, comme le gonflage à chaud, évitent totalement une phase de réchauffage.

Dans les versions non traditionnelles de la théorie du Big Bang (appelées modèles « inflationnistes »), l'inflation s'est terminée à une température correspondant à environ 10 à 32 secondes après le Big Bang, mais cela ne ne pas impliquent que l'ère inflationniste a duré moins de 10 −32 secondes. Pour expliquer l'homogénéité observée de l'univers, la durée dans ces modèles doit être supérieure à 10 −32 secondes. Par conséquent, dans la cosmologie inflationniste, le premier temps significatif "après le Big Bang" est le temps de la finir de l'inflation.

Après la fin de l'inflation, l'univers a continué de s'étendre, mais à un rythme beaucoup plus lent. Il y a environ 4 milliards d'années, l'expansion a progressivement recommencé à s'accélérer. On pense que cela est dû au fait que l'énergie noire devient dominante dans le comportement à grande échelle de l'univers. Il est encore en expansion aujourd'hui.

Le 17 mars 2014, les astrophysiciens de la collaboration BICEP2 ont annoncé la détection d'ondes gravitationnelles inflationnistes dans le spectre de puissance des modes B, ce qui a été interprété comme une preuve expérimentale claire de la théorie de l'inflation. [12] [13] [14] [15] [16] Cependant, le 19 juin 2014, une baisse de la confiance dans la confirmation des résultats de l'inflation cosmique a été signalée [15] [17] [18] et enfin, le 2 février 2015, un analyse conjointe des données du BICEP2/Keck et de l'Agence spatiale européenne Planck Le télescope spatial à micro-ondes a conclu que la "signification statistique [des données] est trop faible pour être interprétée comme une détection des modes B primordiaux" et peut être attribuée principalement à la poussière polarisée dans la Voie lactée. [19] [20] [21]

Briser la supersymétrie (spéculative) Modifier

Si la supersymétrie est une propriété de notre univers, alors elle doit être brisée à une énergie qui n'est pas inférieure à 1 TeV, l'échelle électrofaible. Les masses des particules et de leurs superpartenaires ne seraient alors plus égales. Cette énergie très élevée pourrait expliquer pourquoi aucun superpartenaire de particules connues n'a jamais été observé.

Bris de symétrie électrofaible Modifier

Alors que la température de l'univers continuait de descendre en dessous de 159,5 ± 1,5 GeV, une rupture de symétrie électrofaible s'est produite. [22] Pour autant que nous le sachions, c'était l'avant-dernier événement de brisure de symétrie dans la formation de notre univers, le dernier étant la brisure de symétrie chirale dans le secteur des quarks. Cela a deux effets liés :

  1. Via le mécanisme de Higgs, toutes les particules élémentaires interagissant avec le champ de Higgs deviennent massives, ayant été sans masse à des niveaux d'énergie plus élevés.
  2. Comme effet secondaire, la force nucléaire faible et la force électromagnétique, et leurs bosons respectifs (les bosons W et Z et le photon) commencent maintenant à se manifester différemment dans l'univers actuel. Avant la rupture de la symétrie électrofaible, ces bosons étaient tous des particules sans masse et interagissaient sur de longues distances, mais à ce stade, les bosons W et Z deviennent brusquement des particules massives n'interagissant que sur des distances inférieures à la taille d'un atome, tandis que le photon reste sans masse et reste un long -interaction à distance.

Après la brisure de la symétrie électrofaible, les interactions fondamentales que nous connaissons - gravitation, interactions électromagnétiques, interactions faibles et fortes - ont toutes pris leurs formes actuelles, et les particules fondamentales ont leurs masses attendues, mais la température de l'univers est encore trop élevée pour permettre la stabilité formation de nombreuses particules que nous voyons maintenant dans l'univers, il n'y a donc pas de protons ou de neutrons, et donc pas d'atomes, de noyaux atomiques ou de molécules. (Plus exactement, toutes les particules composites qui se forment par hasard, se brisent presque immédiatement à nouveau en raison des énergies extrêmes.)

Après la fin de l'inflation cosmique, l'univers est rempli d'un plasma quark-gluon chaud, les restes du réchauffement. À partir de ce moment, la physique de l'univers primitif est beaucoup mieux comprise et les énergies impliquées dans l'époque des Quarks sont directement accessibles dans les expériences de physique des particules et d'autres détecteurs.

Epoque électrofaible et thermalisation précoce Modifier

Quelque temps après le gonflage, les particules créées ont subi une thermalisation, où les interactions mutuelles conduisent à l'équilibre thermique. Le stade le plus précoce dont nous sommes assez confiants se situe quelque temps avant la rupture de la symétrie électrofaible, à une température d'environ 10 15 K, environ 10 -15 secondes après le Big Bang. L'interaction électromagnétique et faible ne se sont pas encore séparées, et pour autant que nous le sachions, toutes les particules étaient sans masse, car le mécanisme de Higgs n'avait pas encore fonctionné. Cependant, on pense que des entités exotiques semblables à des particules massives, les sphalérones, ont existé.

Cette époque s'est terminée par une rupture de symétrie électrofaible selon le modèle standard de la physique des particules, la baryogenèse s'est également produite à ce stade, créant un déséquilibre entre la matière et l'antimatière (bien que dans les extensions de ce modèle, cela ait pu se produire plus tôt). On sait peu de choses sur les détails de ces processus.

Thermalisation Modifier

La densité numérique de chaque espèce de particule était, par une analyse similaire à la loi de Stefan-Boltzmann :

A titre de comparaison, la constante cosmologique étant négligeable à ce stade, le paramètre de Hubble était :

10 2 était le nombre d'espèces de particules disponibles. [note 1]

Ainsi H est de plusieurs ordres de grandeur inférieur au taux de collisions par espèce de particules. Cela signifie qu'il y avait beaucoup de temps pour la thermalisation à ce stade.

environ 10 à 22 secondes après le Big Bang.

L'époque des quarks Modifier

L'époque des quarks a commencé environ 10 -12 secondes après le Big Bang. C'était la période de l'évolution de l'univers primitif immédiatement après la rupture de la symétrie électrofaible, lorsque les interactions fondamentales de la gravitation, de l'électromagnétisme, de l'interaction forte et de l'interaction faible avaient pris leurs formes actuelles, mais la température de l'univers était encore trop élevée pour permettre aux quarks de se lier pour former des hadrons. [24] [25] [ meilleure source nécessaire ]

À l'époque des quarks, l'univers était rempli d'un plasma quark-gluon dense et chaud, contenant des quarks, des leptons et leurs antiparticules. Les collisions entre particules étaient trop énergétiques pour permettre aux quarks de se combiner en mésons ou baryons. [24]

L'époque des quarks s'est terminée lorsque l'univers avait environ 10 -5 secondes, lorsque l'énergie moyenne des interactions des particules était tombée en dessous de la masse du hadron le plus léger, le pion. [24]

Baryogenèse Modifier

Les baryons sont des particules subatomiques telles que les protons et les neutrons, qui sont composées de trois quarks. On s'attendrait à ce que les baryons et les particules appelées antibaryons se soient formés en nombre égal. Cependant, cela ne semble pas être ce qui s'est passé - pour autant que nous le sachions, l'univers s'est retrouvé avec beaucoup plus de baryons que d'antibaryons. En fait, presque aucun antibaryon n'est observé dans la nature. On ne sait pas comment cela s'est produit. Toute explication de ce phénomène doit permettre aux conditions de Sakharov liées à la baryogénèse d'avoir été satisfaites quelque temps après la fin de l'inflation cosmologique. La physique des particules actuelle suggère des asymétries dans lesquelles ces conditions seraient remplies, mais ces asymétries semblent être trop petites pour expliquer l'asymétrie baryon-antibaryon observée dans l'univers.

Epoque Hadron Modifier

Le plasma quark-gluon qui compose l'univers se refroidit jusqu'à ce que les hadrons, y compris les baryons tels que les protons et les neutrons, puissent se former. Initialement, des paires hadron/antihadron pouvaient se former, de sorte que la matière et l'antimatière étaient en équilibre thermique. Cependant, alors que la température de l'univers continuait de baisser, de nouvelles paires hadrons/anti-hadrons n'étaient plus produites, et la plupart des hadrons et anti-hadrons nouvellement formés se sont annihilés, donnant naissance à des paires de photons de haute énergie. Un résidu relativement petit de hadrons est resté à environ 1 seconde du temps cosmique, lorsque cette époque s'est terminée.

La théorie prédit qu'il restait environ 1 neutron pour 6 protons, le rapport tombant à 1:7 au fil du temps en raison de la désintégration des neutrons. On pense que cela est correct car, à un stade ultérieur, les neutrons et certains des protons ont fusionné, laissant de l'hydrogène, un isotope de l'hydrogène appelé deutérium, de l'hélium et d'autres éléments, qui peuvent être mesurés. Un rapport de 1:7 de hadrons produirait en effet les rapports d'éléments observés dans l'univers primitif et actuel. [26]

Découplage des neutrinos et fond de neutrinos cosmiques (CνB) Modifier

Environ 1 seconde après le Big Bang, les neutrinos se découplent et commencent à voyager librement dans l'espace. Comme les neutrinos interagissent rarement avec la matière, ces neutrinos existent encore aujourd'hui, de manière analogue au fond diffus cosmologique beaucoup plus tardif émis lors de la recombinaison, environ 370 000 ans après le Big Bang. Les neutrinos de cet événement ont une énergie très faible, environ 10 -10 fois plus petite que ce qui est possible avec la détection directe actuelle. [27] Même les neutrinos de haute énergie sont notoirement difficiles à détecter, de sorte que ce fond de neutrinos cosmiques (CνB) peut ne pas être observé directement en détail pendant de nombreuses années, voire pas du tout. [27]

Cependant, la cosmologie du Big Bang fait de nombreuses prédictions sur le CνB, et il existe de très fortes preuves indirectes de l'existence du CνB, à la fois à partir des prédictions de la nucléosynthèse du Big Bang de l'abondance d'hélium et des anisotropies dans le fond diffus cosmologique (CMB). L'une de ces prédictions est que les neutrinos auront laissé une empreinte subtile sur le CMB. Il est bien connu que le CMB a des irrégularités. Certaines des fluctuations du CMB étaient à peu près régulièrement espacées, en raison de l'effet des oscillations acoustiques baryoniques. En théorie, les neutrinos découplés auraient dû avoir un très faible effet sur la phase des différentes fluctuations du CMB. [27]

En 2015, il a été signalé que de tels changements avaient été détectés dans le CMB. De plus, les fluctuations correspondaient à des neutrinos de presque exactement la température prédite par la théorie du Big Bang (1,96 ± 0,02K par rapport à une prédiction de 1,95K), et exactement trois types de neutrinos, le même nombre de saveurs de neutrinos prédit par le modèle standard. [27]

Formation possible de trous noirs primordiaux Modifier

Les trous noirs primordiaux sont un type hypothétique de trou noir proposé en 1966, [28] qui peut s'être formé pendant l'ère dite dominée par le rayonnement, en raison des densités élevées et des conditions inhomogènes au cours de la première seconde du temps cosmique. Des fluctuations aléatoires pourraient conduire à ce que certaines régions deviennent suffisamment denses pour subir un effondrement gravitationnel, formant des trous noirs. Les compréhensions et les théories actuelles imposent des limites strictes à l'abondance et à la masse de ces objets.

Typiquement, la formation d'un trou noir primordial nécessite des contrastes de densité (variations régionales de la densité de l'univers) d'environ δ ρ / ρ ∼ 0,1 (10 %), où ρ est la densité moyenne de l'univers. [29] Plusieurs mécanismes pourraient produire des régions denses répondant à ce critère au début de l'univers, y compris le réchauffement, les transitions de phase cosmologiques et (dans les soi-disant "modèles d'inflation hybrides") l'inflation des axions. Étant donné que les trous noirs primordiaux ne se sont pas formés à partir de l'effondrement gravitationnel stellaire, leurs masses peuvent être bien inférieures à la masse stellaire (

2×10 33g). Stephen Hawking a calculé en 1971 que les trous noirs primordiaux pouvaient avoir une masse aussi faible que 10 -5 g. [30] Mais ils peuvent avoir n'importe quelle taille, donc ils pourraient aussi être grands, et peuvent avoir contribué à la formation de galaxies.

L'époque de Lepton Modifier

La majorité des hadrons et des anti-hadrons s'annihilent à la fin de l'époque hadronique, laissant les leptons (comme l'électron, les muons et certains neutrinos) et les antileptons, dominant la masse de l'univers.

L'époque leptonique suit un chemin similaire à celui de l'époque hadronique précédente. Initialement, les leptons et les antileptons sont produits par paires. Environ 10 secondes après le Big Bang, la température de l'univers chute au point où les nouvelles paires lepton-antilepton ne sont plus créées et la plupart des leptons et antileptons restants se sont rapidement anéantis, donnant naissance à des paires de photons de haute énergie, et laissant un petit résidu de leptons non annihilés. [31] [32] [33]

Époque du photon Modifier

Après que la plupart des leptons et des antileptons aient été annihilés à la fin de l'ère des leptons, la majeure partie de l'énergie de masse dans l'univers est laissée sous forme de photons. [33] (Une grande partie du reste de sa masse-énergie est sous forme de neutrinos et d'autres particules relativistes. [ citation requise ] ) Par conséquent, l'énergie de l'univers et son comportement global sont dominés par ses photons. Ces photons continuent d'interagir fréquemment avec des particules chargées, c'est-à-dire des électrons, des protons et (éventuellement) des noyaux. Ils continuent à le faire pendant environ les 370 000 prochaines années.

Nucléosynthèse des éléments légers Modifier

Entre 2 et 20 minutes environ après le Big Bang, la température et la pression de l'univers ont permis la fusion nucléaire, donnant naissance à des noyaux de quelques éléments légers au-delà de l'hydrogène (« nucléosynthèse du Big Bang »). Environ 25 % des protons et tous [26] les neutrons fusionnent pour former du deutérium, un isotope de l'hydrogène, et la plupart du deutérium fusionne rapidement pour former de l'hélium-4.

Les noyaux atomiques se délieront (se sépareront) facilement au-dessus d'une certaine température, liée à leur énergie de liaison. A partir de 2 minutes environ, la baisse de température signifie que le deutérium ne se délie plus, et est stable, et à partir d'environ 3 minutes, l'hélium et les autres éléments formés par la fusion du deutérium ne se délient plus et sont stables non plus. [35]

La courte durée et la baisse de température signifient que seuls les processus de fusion les plus simples et les plus rapides peuvent se produire. Seules d'infimes quantités de noyaux au-delà de l'hélium sont formées, car la nucléosynthèse d'éléments plus lourds est difficile et nécessite des milliers d'années, même dans les étoiles. [26] De petites quantités de tritium (un autre isotope de l'hydrogène) et de béryllium-7 et -8 sont formées, mais celles-ci sont instables et sont à nouveau rapidement perdues. [26] Une petite quantité de deutérium est laissée non fusionnée en raison de la très courte durée. [26]

Par conséquent, les seuls nucléides stables créés à la fin de la nucléosynthèse du Big Bang sont le protium (noyau proton/hydrogène unique), le deutérium, l'hélium-3, l'hélium-4 et le lithium-7. [36] En masse, la matière résultante est d'environ 75 % de noyaux d'hydrogène, 25 % de noyaux d'hélium et peut-être 10 -10 en masse de lithium-7. Les prochains isotopes stables les plus courants produits sont le lithium-6, le béryllium-9, le bore-11, le carbone, l'azote et l'oxygène ("CNO"), mais ceux-ci ont prédit des abondances comprises entre 5 et 30 parties en 10 15 en masse, ce qui les rend essentiellement indétectable et négligeable. [37] [38]

Les quantités de chaque élément léger dans l'univers primitif peuvent être estimées à partir d'anciennes galaxies et constituent une preuve solide du Big Bang. [26] Par exemple, le Big Bang devrait produire environ 1 neutron pour 7 protons, permettant à 25 % de tous les nucléons d'être fusionnés en hélium-4 (2 protons et 2 neutrons sur 16 nucléons), et c'est le quantité que nous trouvons aujourd'hui, et bien plus que ce qui peut être facilement expliqué par d'autres processus. [26] De même, le deutérium fusionne extrêmement facilement. Toute explication alternative doit également expliquer comment les conditions existaient pour que le deutérium se forme, mais a également laissé une partie de ce deutérium non fusionnée et non immédiatement fusionnée à nouveau en hélium. [26] Toute alternative doit également expliquer les proportions des divers éléments légers et leurs isotopes. Quelques isotopes, tels que le lithium-7, se sont avérés présents en quantités différentes de la théorie, mais au fil du temps, ces différences ont été résolues par de meilleures observations. [26]

Domination de la matière Modifier

Jusqu'à présent, la dynamique et le comportement à grande échelle de l'univers ont été déterminés principalement par le rayonnement, c'est-à-dire les constituants qui se déplacent de manière relativiste (à la vitesse de la lumière ou presque), tels que les photons et les neutrinos. [39] Au fur et à mesure que l'univers se refroidit, à partir d'environ 47 000 ans (redshift z = 3600), [2] le comportement à grande échelle de l'univers devient plutôt dominé par la matière. Cela se produit parce que la densité énergétique de la matière commence à dépasser à la fois la densité énergétique du rayonnement et la densité énergétique du vide. [40] Vers 47 000 ans ou peu après, les densités de matière non relativiste (noyaux atomiques) et de rayonnement relativiste (photons) deviennent égales, la longueur de Jeans, qui détermine les plus petites structures pouvant se former (en raison de la compétition entre l'attraction gravitationnelle et effets de pression), commence à diminuer et les perturbations, au lieu d'être effacées par le rayonnement libre, peuvent commencer à augmenter en amplitude.

Selon le modèle Lambda-CDM, à ce stade, la matière dans l'univers est d'environ 84,5% de matière noire froide et 15,5% de matière "ordinaire". Il existe des preuves accablantes que la matière noire existe et domine notre univers, mais comme la nature exacte de la matière noire n'est toujours pas comprise, la théorie du Big Bang ne couvre actuellement aucune étape de sa formation.

A partir de ce moment, et pour plusieurs milliards d'années à venir, la présence de matière noire accélère la formation de structure dans notre univers. Dans l'univers primitif, la matière noire se rassemble progressivement en énormes filaments sous l'effet de la gravité, s'effondrant plus rapidement que la matière ordinaire (baryonique) car son effondrement n'est pas ralenti par la pression des radiations. Cela amplifie les inhomogénéités infimes (irrégularités) dans la densité de l'univers qui ont été laissées par l'inflation cosmique. Au fil du temps, les régions légèrement plus denses deviennent plus denses et les régions légèrement raréfiées (plus vides) deviennent plus raréfiées. La matière ordinaire finit par se rassembler plus rapidement qu'elle ne le ferait autrement, en raison de la présence de ces concentrations de matière noire.

Les propriétés de la matière noire qui lui permettent de s'effondrer rapidement sans pression de rayonnement, signifient également qu'elle ne peut pas perdre l'énergie par rayonnement non plus. La perte d'énergie est nécessaire pour que les particules s'effondrent en structures denses au-delà d'un certain point. Par conséquent, la matière noire s'effondre en filaments et halos énormes mais diffus, et non en étoiles ou planètes. La matière ordinaire, qui pouvez perd de l'énergie par rayonnement, forme des objets denses et aussi des nuages ​​de gaz lorsqu'il s'effondre.

La recombinaison, le découplage des photons et le fond diffus cosmologique (CMB) Modifier

Environ 370 000 ans après le Big Bang, deux événements connectés se sont produits : la fin de la recombinaison et le découplage des photons. La recombinaison décrit les particules ionisées qui se combinent pour former les premiers atomes neutres, et le découplage fait référence aux photons libérés (« découplés ») lorsque les atomes nouvellement formés s'installent dans des états d'énergie plus stables.

Juste avant la recombinaison, la matière baryonique dans l'univers était à une température où elle formait un plasma ionisé chaud. La plupart des photons de l'univers interagissaient avec les électrons et les protons et ne pouvaient pas parcourir des distances importantes sans interagir avec des particules ionisées. En conséquence, l'univers était opaque ou « brumeux ». Bien qu'il y ait eu de la lumière, il n'était pas possible de voir, et nous ne pouvons pas non plus observer cette lumière à travers des télescopes.

À partir d'environ 18 000 ans, l'univers s'est refroidi à un point où les électrons libres peuvent se combiner avec des noyaux d'hélium pour former He +
atomes. Les noyaux d'hélium neutre commencent alors à se former vers 100 000 ans, avec un pic de formation d'hydrogène neutre vers 260 000 ans. [44] Ce processus est connu sous le nom de recombinaison. [45] Le nom est légèrement inexact et est donné pour des raisons historiques : en fait les électrons et les noyaux atomiques se combinaient pour la première fois.

Vers 100 000 ans, l'univers s'était suffisamment refroidi pour que l'hydrure d'hélium, la première molécule, se forme. [46] En avril 2019, cette molécule a été annoncée pour la première fois avoir été observée dans l'espace interstellaire, dans NGC 7027, une nébuleuse planétaire au sein de notre galaxie. [46] (Beaucoup plus tard, l'hydrogène atomique a réagi avec l'hydrure d'hélium pour créer de l'hydrogène moléculaire, le carburant nécessaire à la formation des étoiles. [46] )

La combinaison directe dans un état de faible énergie (état fondamental) est moins efficace, donc ces atomes d'hydrogène se forment généralement avec les électrons toujours dans un état de haute énergie, et une fois combinés, les électrons libèrent rapidement de l'énergie sous la forme d'un ou plusieurs photons lorsqu'ils transition vers un état de basse énergie. Cette libération de photons est connue sous le nom de découplage de photons. Certains de ces photons découplés sont capturés par d'autres atomes d'hydrogène, le reste reste libre. À la fin de la recombinaison, la plupart des protons de l'univers ont formé des atomes neutres. Ce changement de particules chargées en particules neutres signifie que les photons de libre parcours moyen peuvent voyager avant que la capture ne devienne effectivement infinie, de sorte que tous les photons découplés qui n'ont pas été capturés peuvent voyager librement sur de longues distances (voir diffusion Thomson). L'univers est devenu transparent à la lumière visible, aux ondes radio et à d'autres rayonnements électromagnétiques pour la première fois de son histoire.

Le fond de cette boîte se rapproche de la couleur d'origine 4000 K des photons libérés lors du découplage, avant qu'ils ne deviennent décalés vers le rouge pour former le fond cosmique des micro-ondes. L'univers entier serait apparu comme un brouillard brillant d'une couleur similaire à celle-ci et d'une température de 4000 K, à l'époque.

Les photons libérés par ces atomes d'hydrogène nouvellement formés avaient initialement une température/énergie d'environ

4000 K. Cela aurait été visible à l'œil comme une couleur jaune pâle/orange teintée, ou "douce", blanche. [47] Au cours des milliards d'années depuis le découplage, au fur et à mesure que l'univers s'est agrandi, les photons ont été décalés vers le rouge de la lumière visible aux ondes radio (rayonnement micro-ondes correspondant à une température d'environ 2,7 K). Le décalage vers le rouge décrit les photons acquérant des longueurs d'onde plus longues et des fréquences plus basses à mesure que l'univers s'étendait sur des milliards d'années, de sorte qu'ils passaient progressivement de la lumière visible aux ondes radio. Ces mêmes photons peuvent encore être détectés comme des ondes radio aujourd'hui. Ils forment le fond diffus cosmologique et fournissent des preuves cruciales de l'univers primitif et de son développement.

À peu près au même moment que la recombinaison, les ondes de pression existantes dans le plasma électron-baryon - appelées oscillations acoustiques baryoniques - se sont intégrées dans la distribution de la matière lors de sa condensation, donnant lieu à une très légère préférence dans la distribution des objets à grande échelle. Par conséquent, le fond diffus cosmologique est une image de l'univers à la fin de cette époque, y compris les minuscules fluctuations générées pendant l'inflation (voir l'image WMAP de 9 ans), et la propagation d'objets tels que les galaxies dans l'univers est une indication de la l'échelle et la taille de l'univers tel qu'il s'est développé au fil du temps. [48]

L'âge des ténèbres Modifier

Après recombinaison et découplage, l'univers était transparent et s'était suffisamment refroidi pour permettre à la lumière de parcourir de longues distances, mais il n'y avait pas de structures productrices de lumière telles que les étoiles et les galaxies. Les étoiles et les galaxies se forment lorsque des régions denses de gaz se forment en raison de l'action de la gravité, et cela prend beaucoup de temps dans une densité de gaz presque uniforme et à l'échelle requise, on estime donc que les étoiles n'existaient pas pendant peut-être des centaines des millions d'années après la recombinaison.

Cette période, connue sous le nom d'âge des ténèbres, a commencé environ 370 000 ans après le Big Bang. Au cours de l'âge des ténèbres, la température de l'univers s'est refroidie d'environ 4000 K à environ 60 K (3727 °C à environ -213 °C), et seules deux sources de photons existaient : les photons libérés lors de la recombinaison/découplage (sous forme d'hydrogène neutre atomes formés), que nous pouvons encore détecter aujourd'hui comme le fond diffus cosmologique (CMB), et les photons libérés occasionnellement par des atomes d'hydrogène neutres, connus sous le nom de raie de spin de 21 cm de l'hydrogène neutre. La raie de spin de l'hydrogène se situe dans la gamme de fréquences micro-ondes, et dans les 3 millions d'années, [ citation requise ] les photons du CMB s'étaient déplacés vers le rouge de la lumière visible vers l'infrarouge à partir de ce moment jusqu'aux premières étoiles, il n'y avait pas de photons de lumière visible. À part peut-être quelques rares anomalies statistiques, l'univers était vraiment sombre.

La première génération d'étoiles, connue sous le nom d'étoiles de la population III, s'est formée quelques centaines de millions d'années après le Big Bang. [50] Ces étoiles ont été la première source de lumière visible dans l'univers après la recombinaison. Les structures ont peut-être commencé à émerger vers 150 millions d'années, et les premières galaxies ont émergé vers 380 à 700 millions d'années. (Nous n'avons pas d'observations séparées d'étoiles individuelles très anciennes, les premières étoiles observées sont découvertes en tant que participants à des galaxies très anciennes.) Au fur et à mesure de leur émergence, l'âge des ténèbres s'est progressivement terminé. Parce que ce processus était graduel, l'âge des ténèbres ne s'est complètement terminé que vers 1 milliard d'années, lorsque l'univers a pris son apparence actuelle.

Un effort d'observation est également en cours pour détecter le faible rayonnement de la ligne de spin de 21 cm, car il s'agit en principe d'un outil encore plus puissant que le fond diffus cosmologique pour l'étude de l'univers primitif.

"Epoque habitable" spéculative Modifier

Pendant environ 6,6 millions d'années, soit environ 10 à 17 millions d'années après le Big Bang (décalage vers le rouge 137-100), la température de fond se situait entre 273-373 K (0-100 °C), une température compatible avec l'eau liquide et biologique commune. réactions chimiques. Abraham Loeb (2014) a émis l'hypothèse que la vie primitive aurait en principe pu apparaître au cours de cette fenêtre, qu'il a appelée « l'époque habitable de l'Univers primitif ». [4] [51] Loeb soutient que la vie à base de carbone pourrait avoir évolué dans une poche hypothétique de l'univers primitif qui était suffisamment dense à la fois pour générer au moins une étoile massive qui libère ensuite du carbone dans une supernova, et qui était également suffisamment dense pour générer une planète. (De telles poches denses, si elles avaient existé, auraient été extrêmement rares.) La vie aurait également nécessité un différentiel de chaleur, plutôt qu'un simple rayonnement de fond uniforme qui pourrait être fourni par l'énergie géothermique naturelle. Une telle vie serait probablement restée primitive, il est hautement improbable que la vie intelligente ait eu suffisamment de temps pour évoluer avant que les océans hypothétiques ne gèlent à la fin de l'époque habitable. [4] [52]

Les premières structures et étoiles émergent

La matière dans l'univers est d'environ 84,5% de matière noire froide et 15,5% de matière "ordinaire". Depuis le début de l'ère dominée par la matière, la matière noire s'est progressivement accumulée en énormes filaments étalés (diffus) sous l'effet de la gravité. La matière ordinaire finit par se rassembler plus rapidement qu'elle ne le ferait autrement, en raison de la présence de ces concentrations de matière noire. Il est également légèrement plus dense à des distances régulières en raison des premières oscillations acoustiques baryoniques (BAO) qui se sont intégrées à la distribution de la matière lorsque les photons se sont découplés. Contrairement à la matière noire, la matière ordinaire peut perdre de l'énergie par de nombreuses voies, ce qui signifie qu'en s'effondrant, elle peut perdre l'énergie qui la tiendrait à part, et s'effondrer plus rapidement, et prendre des formes plus denses. La matière ordinaire se rassemble là où la matière noire est plus dense, et à ces endroits, elle s'effondre en nuages ​​de gaz principalement d'hydrogène. Les premières étoiles et galaxies se forment à partir de ces nuages. Là où de nombreuses galaxies se sont formées, des amas et des superamas de galaxies finiront par apparaître. De grands vides avec peu d'étoiles se développeront entre eux, marquant l'endroit où la matière noire est devenue moins courante.

Les horaires exacts des premières étoiles, galaxies, trous noirs supermassifs et quasars, ainsi que les horaires de début et de fin et la progression de la période connue sous le nom de réionisation, font toujours l'objet de recherches actives, avec de nouvelles découvertes publiées périodiquement. En 2019, les premières galaxies confirmées datent d'environ 380 à 400 millions d'années (par exemple GN-z11), suggérant une condensation étonnamment rapide des nuages ​​de gaz et des taux de natalité stellaires, ainsi que des observations de la forêt Lyman-alpha et d'autres changements de la lumière de les objets anciens permettent de réduire le moment de la réionisation et sa fin éventuelle. Mais ce sont tous encore des domaines de recherche active.

La formation des structures dans le modèle du Big Bang se déroule de manière hiérarchique, en raison de l'effondrement gravitationnel, avec des structures plus petites se formant avant les plus grandes. Les premières structures à se former sont les premières étoiles (connues sous le nom d'étoiles de la population III), les galaxies naines et les quasars (qui sont considérés comme des galaxies actives brillantes contenant un trou noir supermassif entouré d'un disque d'accrétion de gaz en spirale). Avant cette époque, l'évolution de l'univers pouvait être comprise par la théorie des perturbations cosmologiques linéaires : c'est-à-dire que toutes les structures pouvaient être comprises comme de petites déviations par rapport à un univers parfaitement homogène. Ceci est relativement facile à étudier sur le plan informatique. À ce stade, des structures non linéaires commencent à se former et le problème de calcul devient beaucoup plus difficile, impliquant, par exemple, N-simulations de corps avec des milliards de particules. La simulation cosmologique du Bolchoï est une simulation de haute précision de cette époque.

Ces étoiles de Population III sont également responsables de la transformation des quelques éléments légers qui se sont formés lors du Big Bang (hydrogène, hélium et petites quantités de lithium) en de nombreux éléments plus lourds. Ils peuvent être énormes ou peut-être petits et non métalliques (pas d'éléments à l'exception de l'hydrogène et de l'hélium). Les étoiles les plus grandes ont une durée de vie très courte par rapport à la plupart des étoiles de la séquence principale que nous voyons aujourd'hui, elles finissent donc généralement par brûler leur carburant à base d'hydrogène et explosent en supernovae après seulement des millions d'années, semant l'univers avec des éléments plus lourds au fil des générations. Ils marquent le début de l'ère stellifère.

Jusqu'à présent, aucune étoile de la population III n'a été trouvée, donc notre compréhension est basée sur des modèles informatiques de leur formation et de leur évolution. Heureusement, les observations du rayonnement de fond cosmique micro-ondes peuvent être utilisées à ce jour lorsque la formation des étoiles a véritablement commencé. L'analyse de ces observations faite par le Planck Le télescope spatial à micro-ondes en 2016 a conclu que la première génération d'étoiles pourrait s'être formée environ 300 millions d'années après le Big Bang. [53]

La découverte en octobre 2010 d'UDFy-38135539, la première galaxie observée à avoir existé au cours de l'époque de réionisation suivante, nous donne une fenêtre sur ces temps. Par la suite, Rychard J. Bouwens et Garth D. Illingworth de l'Université de Leiden de l'UC Observatories/Lick Observatory ont découvert que la galaxie UDFj-39546284 était encore plus ancienne, à une époque quelque 480 millions d'années après le Big Bang ou environ à mi-chemin de l'âge des ténèbres 13,2 milliards il y a des années. En décembre 2012, les premières galaxies candidates datant d'avant la réionisation ont été découvertes, lorsque les galaxies UDFy-38135539, EGSY8p7 et GN-z11 se trouvaient environ 380-550 millions d'années après le Big Bang, il y a 13,4 milliards d'années et à une distance d'environ 32 milliards d'années-lumière (9,8 milliards de parsecs). [54] [55]

Les quasars fournissent des preuves supplémentaires de la formation précoce de la structure. Leur lumière montre des éléments tels que le carbone, le magnésium, le fer et l'oxygène. C'est la preuve qu'au moment où les quasars se sont formés, une phase massive de formation d'étoiles avait déjà eu lieu, comprenant suffisamment de générations d'étoiles de la population III pour donner naissance à ces éléments.

Réionisation Modifier

Au fur et à mesure que les premières étoiles, galaxies naines et quasars se forment, le rayonnement intense qu'elles émettent réionise une grande partie de l'univers environnant, divisant les atomes d'hydrogène neutres en un plasma d'électrons libres et de protons pour la première fois depuis la recombinaison et le découplage.

La réionisation est mise en évidence à partir d'observations de quasars. Les quasars sont une forme de galaxie active et les objets les plus lumineux observés dans l'univers. Les électrons dans l'hydrogène neutre ont des modèles spécifiques de photons absorbants, liés aux niveaux d'énergie des électrons et appelés la série de Lyman. L'hydrogène ionisé n'a pas de niveaux d'énergie électronique de ce type. Par conséquent, la lumière traversant l'hydrogène ionisé et l'hydrogène neutre présente des raies d'absorption différentes.De plus, la lumière aura voyagé pendant des milliards d'années pour nous atteindre, de sorte que toute absorption par l'hydrogène neutre aura été décalée vers le rouge de quantités variables, plutôt que d'une quantité spécifique, indiquant quand cela s'est produit. Ces caractéristiques permettent d'étudier l'état d'ionisation à de nombreux moments différents dans le passé. Ils montrent que la réionisation a commencé sous la forme de "bulles" d'hydrogène ionisé qui sont devenues plus grosses avec le temps. [56] Ils montrent également que l'absorption était due à l'état général de l'univers (le milieu intergalactique) et non au passage à travers des galaxies ou d'autres zones denses. [56] La réionisation pourrait avoir commencé à se produire dès z = 16 (250 millions d'années de temps cosmique) et était complet d'environ z = 9 ou 10 (500 millions d'années) avant de diminuer progressivement et de s'achever probablement vers z = 5 ou 6 (1 milliard d'années) à la fin de l'ère des étoiles et des quasars de Population III - et de leur rayonnement intense - et l'hydrogène ionisé est progressivement revenu en atomes neutres. [56]

Ces observations ont réduit la période de temps pendant laquelle la réionisation a eu lieu, mais la source des photons qui ont provoqué la réionisation n'est toujours pas complètement certaine. Pour ioniser l'hydrogène neutre, une énergie supérieure à 13,6 eV est requise, ce qui correspond à des photons ultraviolets d'une longueur d'onde de 91,2 nm ou moins, ce qui implique que les sources doivent avoir produit une quantité importante d'énergie ultraviolette et supérieure. Les protons et les électrons se recombinent si de l'énergie n'est pas fournie en permanence pour les séparer, ce qui impose également des limites au nombre de sources et à leur longévité. [57] Avec ces contraintes, on s'attend à ce que les quasars et les étoiles et galaxies de première génération soient les principales sources d'énergie. [58] Les principaux candidats actuels du plus significatif au moins significatif sont actuellement les étoiles de la population III (les premières étoiles) (peut-être 70 %), [59] [60] les galaxies naines (très petites galaxies à haute énergie) (éventuellement 30%), [61] et une contribution des quasars (une classe de noyaux galactiques actifs). [57] [62] [63]

Cependant, à cette époque, la matière était devenue beaucoup plus étalée en raison de l'expansion continue de l'univers. Bien que les atomes d'hydrogène neutres aient été à nouveau ionisés, le plasma était beaucoup plus fin et diffus, et les photons étaient beaucoup moins susceptibles d'être diffusés. Bien qu'il ait été réionisé, l'univers est resté largement transparent pendant la réionisation. Alors que l'univers continuait à se refroidir et à s'étendre, la réionisation s'est progressivement terminée.

Galaxies, amas et superamas Modifier

La matière continue de se rassembler sous l'influence de la gravité, pour former des galaxies. Les étoiles de cette période, connues sous le nom d'étoiles de la population II, sont formées au début de ce processus, les étoiles plus récentes de la population I se formant plus tard. L'attraction gravitationnelle attire également progressivement les galaxies les unes vers les autres pour former des groupes, des amas et des superamas. Les observations de Hubble Ultra Deep Field ont identifié un certain nombre de petites galaxies fusionnant pour former de plus grandes, à 800 millions d'années de temps cosmique (il y a 13 milliards d'années). [65] (Cette estimation d'âge est maintenant considérée comme légèrement surestimée). [66]

À l'aide du télescope Keck II de 10 mètres sur le Mauna Kea, Richard Ellis de l'Institut de technologie de Californie à Pasadena et son équipe ont découvert six galaxies formant des étoiles à environ 13,2 milliards d'années-lumière et donc créées alors que l'univers n'avait que 500 millions d'années. [67] Seulement environ 10 de ces objets extrêmement anciens sont actuellement connus. [68] Des observations plus récentes ont montré que ces âges étaient plus courts que ceux indiqués précédemment. La galaxie la plus éloignée observée en octobre 2016, GN-z11, a été signalée à 32 milliards d'années-lumière, [54] [69] une vaste distance rendue possible grâce à l'expansion de l'espace-temps (z = 11,1 [54] distance de déplacement de 32 milliards d'années-lumière [69] temps rétrospectif de 13,4 milliards d'années [69] ).

L'univers est apparu à peu près de la même manière qu'aujourd'hui, pendant plusieurs milliards d'années. Il continuera à se ressembler pendant encore plusieurs milliards d'années dans le futur.

Sur la base de la science émergente de la nucléocosmochronologie, on estime que le disque mince galactique de la Voie lactée s'est formé il y a 8,8 ± 1,7 milliards d'années. [6]

Ère dominée par l'énergie noire

Depuis environ 9,8 milliards d'années de temps cosmique, [7] le comportement à grande échelle de l'univers aurait progressivement changé pour la troisième fois de son histoire. Son comportement avait été à l'origine dominé par le rayonnement (constituants relativistes tels que les photons et les neutrinos) pendant les 47 000 premières années, et depuis environ 370 000 ans du temps cosmique, son comportement avait été dominé par la matière. Au cours de son ère dominée par la matière, l'expansion de l'univers avait commencé à ralentir, alors que la gravité freinait l'expansion initiale vers l'extérieur. Mais à partir d'environ 9,8 milliards d'années de temps cosmique, les observations montrent que l'expansion de l'univers cesse lentement de ralentir et recommence progressivement à accélérer.

Bien que la cause précise ne soit pas connue, l'observation est acceptée comme correcte par la communauté cosmologiste. La compréhension de loin la plus acceptée est que cela est dû à une forme d'énergie inconnue qui a reçu le nom d'« énergie noire ». [70] [71] "Sombre" dans ce contexte signifie qu'il n'est pas directement observé, mais ne peut actuellement être étudié qu'en examinant l'effet qu'il a sur l'univers. Des recherches sont en cours pour comprendre cette énergie noire. L'énergie noire est maintenant considérée comme la plus grande composante de l'univers, car elle constitue environ 68,3% de l'ensemble de l'énergie de masse de l'univers physique.

On pense que l'énergie noire agit comme une constante cosmologique, un champ scalaire qui existe dans tout l'espace. Contrairement à la gravité, les effets d'un tel champ ne diminuent pas (ou ne diminuent que lentement) à mesure que l'univers grandit. Alors que la matière et la gravité ont un effet plus important au départ, leur effet diminue rapidement à mesure que l'univers continue de s'étendre. Les objets dans l'univers, qui sont initialement perçus comme s'éloignant à mesure que l'univers s'étend, continuent de s'éloigner, mais leur mouvement vers l'extérieur ralentit progressivement. Cet effet de ralentissement diminue à mesure que l'univers s'étend. Finalement, l'effet extérieur et répulsif de l'énergie noire commence à dominer l'attraction intérieure de la gravité. Au lieu de ralentir et peut-être de commencer à se déplacer vers l'intérieur sous l'influence de la gravité, à partir d'environ 9,8 milliards d'années de temps cosmique, l'expansion de l'espace commence à s'accélérer lentement. vers l'extérieur au fur et à mesure en augmentant taux.


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