La cosmologie moderne repose sur le principe
cosmologique. Il suppose que l'univers est
homogène et isotrope à de grandes
échelles. Ainsi, muni de ce principe,
il est possible de décrire théoriquement
l'évolution d'un univers dont la dynamique
serait gouvernée par la gravitation.
On trouve alors que les seuls univers possibles
ne sont pas stationnaires (ce qu'Einstein
avait néanmoins rendu possible grâce
à la constante cosmologique) et que
les galaxies ne peuvent pas se former.
L'Univers est stucturé sur des échelles
allant de la dizaine
de kpc à la centaine de Mpc. Les premières
structures visibles
sont les galaxies puis les amas de galaxies,
les superamas de galaxies
et enfin la structure en éponge. Arrivés
à cette dernière
échelle, les galaxies semblent réparties
sur une structure
en éponge constituée de grands
volumes vides plus ou moins
sphériques. Leur diamètre est
d'environ 70 Mpc et leur surface
est matérialisée par les galaxies
sur une épaisseur
de 5 Mpc.
On s'attend toutefois à trouver une
distribution homogène
à l'échelle du Gpc (Giga parsec,
un milliard de parsecs).
Quels processus physiques ont mené
à une telle organisation ?
Le modèle physique adopté par
une grande majorité de physiciens
pour décrire l'univers est celui du
"Big Bang chaud". Ses multiples
succès lui ont même conféré
le titre de "modèle standard
".Ce modèle, basé sur
le principe cosmologique, suppose que l'univers
est rempli d'un fluide homogène constitué
de rayonnement (photons et neutrinos), de
baryons (protons et neutrons, les constituants
des noyaux des atomes) et d'électrons.
Les observations confirment que l'univers
est actuellement en expansion. Au cours de
cette expansion, son volume spatial augmente,
sa température baisse. En remontant
le cours du temps par la pensée, ce
processus s'inverse. L'univers proviendrait
ainsi d'une singularité géométrique
où régnerait une pression,
une densité d'énergie et une
température infinies (d'ou le nom
de "Big Bang chaud"). Le modèle
propose un récit décrivant
l'univers d'une façon relativement
satisfaisante, à partir du temps extraordinairement
petit de 10-43 secondes ; c'est le temps de Planck, temps
à partir duquel la physique actuelle
est valide.
La matière telle que nous la connaissons
est née trois minutes après
le Big Bang, au cours d'un processus appelé
nucléosynthèse primordiale.
Lors de ce processus, les noyaux légers
se forment: les protons et neutrons se lient
par la force nucléaire en noyaux légers
comme l'hydrogène, le deutérium,
l'hélium, le lithium. Les neutrinos
sont déjà découplés du reste de l'univers et ne joueront plus
aucun rôle par la suite. Quant aux
photons, ils interagissent principalement
avec les électrons rebondissant dessus
comme des boules de billard qui s'entrechoquent.
La fréquence de ces interactions est
telle que les photons ne peuvent pas se propager
librement. L'univers est donc un corps opaque
qui n'émet pas de lumière.
On dit que c'est un "corps noir",
en équilibre thermique.
Beaucoup plus tard, alors que le Big Bang
est un événement déjà
vieux de six cent mille ans, les électrons
se lient aux noyaux(composés de baryons)
pour former des atomes. Les interactions
avec les photons se font alors beaucoup plus
rares et ces derniers sont désormais
libres. Ils sont aujourd'hui détectés
sous la forme d'un rayonnement d'une température
de 3K (environ -270°C) et dont la longueur
d'onde associée est millimétrique.
La densité numérique de ces
photons est d'environ 400 par cm3. Ce rayonnement
est plus connu sous le nom de rayonnement
fossile, rayonnement de fond cosmologique
ou encore rayonnement à 3K.
L'époque d'émission de ces
photons, événement
très particulier de l'histoire de
l'univers, est celle de la "recombinaison"
pour les baryons et les électrons,
et du découplage pour
les photons. L'univers ne connaît alors
plus de phase remarquable
jusqu'à la formation des galaxies.
Il est possible de mesurer la température
de cette radiation (directement
liée à son intensité)
dans toutes les directions et
nous obtenons l'image suivante :
Il s'agit de la première photographie de l'univers, quand il était âgé de seulement quelques centaines de milliers d'années. La température moyenne de ce rayonnement est de 2,73 K (-270 °C). Les fluctuations qui apparaissent sont très faibles puisqu'elles sont de l'ordre de :
T/T=10-5
Ce qui signifie qu'il s'agit d'un rayonnement pratiquement homogène. Ces très légers écarts à l'homogénéité parfaite sont considérés comme étant responsables de la formation des galaxies, après croissance par instabilité gravitationnelle.