La création de l’Univers – Les physiciens George Gamow et Ralph Alpher ont proposé pour la première fois l’idée désormais dominante de la façon dont l’univers a commencé – avec un Big Bang.
Le 1er avril 1948, un article a été publié dans la Physical Review d’Alpher, Bethe et Gamow, intitulé « L’origine des éléments chimiques ». Les noms des auteurs étaient un peu une blague (Hans Bethe n’avait pas vraiment contribué au travail), mais l’article contient une découverte scientifique importante. Ralph Alpher (1921-2007) et George Gamow (1904-1968) ont expliqué comment les conditions extrêmes peu après le Big Bang pouvaient expliquer les abondances observées des éléments les plus courants dans l’univers.
Le physicien George Gamow est né à Odessa (maintenant en Ukraine), en 1904. Il est devenu mécontent de l’Union soviétique, et après une tentative infructueuse, il s’est enfui et a immigré aux États-Unis en 1934. Il a pris un poste à l’Université George Washington en Washington DC._1.png)
Gamow a travaillé en étroite collaboration dans les années 1930 et 1940 avec Edward Teller pour comprendre la désintégration bêta – une sorte de désintégration nucléaire qui entraîne la perte d’électrons – et pour comprendre la composition des étoiles géantes rouges.
À partir de ce travail, Gamow et Alpher – l’un de ses étudiants – ont développé l’idée que l’univers était fortement comprimé jusqu’à ce qu’une vaste explosion thermonucléaire se produise. L’explosion a libéré des neutrons, des protons et des électrons. Au fur et à mesure que l’univers se refroidissait, il devenait possible pour les neutrons de se combiner avec d’autres neutrons ou avec des protons pour former des éléments chimiques.
Au début des années 1940, Gamow travaillait à expliquer les abondances observées d’éléments. Il avait déjà été démontré que dans le cœur des étoiles, les noyaux d’hydrogène fusionnent pour former de l’hélium. Mais ce processus se produit trop lentement pour rendre compte de l’abondance observée d’hélium dans l’univers (environ 1 atome d’hélium pour 10 atomes d’hydrogène) et il ne tient pas compte de l’existence d’éléments beaucoup plus lourds que l’hélium. Gamow s’est demandé si les conditions du tout premier univers auraient pu produire l’hélium observé et d’autres éléments.
La recherche nécessitait des connaissances en physique nucléaire, mais la plupart des physiciens nucléaires aux États-Unis à l’époque avaient été recrutés pour le projet Manhattan, de sorte que Gamow était essentiellement seul à travailler sur le problème de la nucléosynthèse. Il a commencé à faire des calculs, en commençant par regarder la densité de matière dans l’univers et en faisant essentiellement reculer l’expansion de l’univers pour obtenir une estimation de ce à quoi l’univers primitif aurait pu ressembler. Il a alors commencé à essayer de comprendre les probabilités de réactions nucléaires dans l’univers primitif. À mesure que l’univers s’étend, les conditions changent constamment, de sorte que les calculs étaient compliqués. Pas particulièrement doué pour les calculs mathématiques lui-même, Gamow a recruté le doctorant Ralph Alpher pour l’aider.
Ils ont commencé par imaginer le premier stade de l’univers comme un gaz dense de neutrons extrêmement chaud (qu’ils ont appelé « ylem », d’après un mot médiéval pour la matière). Au fur et à mesure de l’expansion de l’univers, les neutrons comprimés chauds se désintégreraient en un mélange de protons, d’électrons et de neutrinos. Ensuite, les protons captureraient une partie des neutrons restants pour former du deutérium. Une nouvelle capture de neutrons entraînerait la formation de noyaux atomiques de plus en plus lourds. Le processus se poursuivrait au fur et à mesure que l’univers se développerait jusqu’à ce qu’il soit trop froid pour que d’autres réactions aient lieu.
Les calculs d’Alpher sur les processus nucléaires utilisaient certains des premiers ordinateurs numériques électroniques, qui avaient été développés pendant la Seconde Guerre mondiale. Il a également pu utiliser de nouvelles données sur les sections efficaces de réaction nucléaire qui étaient devenues disponibles après la fin de la guerre.
Les calculs concordaient avec l’abondance connue d’hélium. Satisfaits de leur résultat, Alpher et Gamow ont soumis une brève communication à l’examen physique, intitulée « L’origine des éléments chimiques ». Ils ont célébré avec une bouteille de liqueur, que Gamow a rebaptisée « ylem ».
Gamow, qui était connu pour son sens de l’humour, a vu que le papier qu’ils avaient soumis à Phys. Rév devait paraître le 1er avril 1948. Il a ajouté le nom de son ami Hans Bethe, qui était connu pour ses travaux sur les réactions nucléaires dans les étoiles, entre autres, à l’article, de sorte que les auteurs seraient Alpher, Bethe et Gamow, un jeu de mots sur les trois premières lettres de l’alphabet grec.
Alpher, en tant que doctorant luttant pour se faire un nom, s’est opposé à l’ajout, craignant que le nom du célèbre Bethe n’éclipse le sien, réduisant le crédit qu’il a reçu pour sa contribution cruciale à une importante recherche. Mais Gamow l’a publié avec le nom de Bethe, malgré les objections d’Alpher.
L’article, encore connu sous le nom d’article alpha-bêta-gamma, expliquait non seulement l’origine des éléments les plus abondants dans l’univers, mais fournissait également le premier support pour le modèle du Big Bang depuis la découverte par Hubble en 1929 que les galaxies lointaines sont décalées vers le rouge dans proportionnellement à leur éloignement de nous.
Il est devenu clair plus tard que la plupart des éléments ne peuvent en fait pas être produits par le processus de capture de neutrons successif proposé à l’origine par Alpher et Gamow car il n’y a pas de noyau stable à 5 nucléons. Un autre processus était nécessaire pour combler l’écart afin de créer des éléments plus lourds. La théorie d’Alpher-Bethe-Gamow explique cependant correctement les abondances d’hydrogène et d’hélium, qui représentent ensemble plus de 99 % de la matière baryonique de l’univers.
Après la publication, Alpher devait encore terminer son doctorat. Les scientifiques et la presse ont entendu parler du résultat d’Alpher-Bethe-Gamow, et 300 personnes se sont rassemblées pour entendre la soutenance de thèse d’Alpher à l’Université George Washington au printemps 1948. The Washington Post, entendant la déclaration d’Alpher selon laquelle la création d’hydrogène et d’hélium dans le Big Bang chaud n’a pris que 300 secondes, a hardiment rapporté que le « monde a commencé en cinq minutes ».
Alpher a obtenu son doctorat, mais ses 15 minutes de gloire ont rapidement pris fin. Après avoir terminé son doctorat, lui et Robert Herman (qui a résisté aux efforts de Gamow pour lui faire changer son nom en Delter) ont continué à travailler sur l’univers primitif. Cette recherche les a amenés à prédire le fond cosmique des micro-ondes, mais leur prédiction a été ignorée et ils n’ont pas été crédités lorsque le CMB [cosmic microwave background = rayonnement de fond cosmologique] a été découverte en 1964. Alpher est ensuite devenu chercheur chez General Electric. Gamow a également étudié d’autres sujets, s’intéressant à la chimie de l’ADN. Alpher est décédé en 2007, peu de temps après avoir reçu la Médaille nationale des sciences.
On the origin of chemical elements [Sur l’origine des éléments chimiques]
Nous considérons comme acquis l’existence d’un tableau périodique contenant de nombreux éléments (118 au dernier pointage) à partir desquels nous pouvons construire le monde qui nous entoure. Mais lorsque l’univers a commencé par un Big Bang, il ne contenait aucun élément au départ. La plupart des éléments qui composent la Terre et ses habitants ont dû être créés dans les fours nucléaires à l’intérieur des étoiles et n’ont été libérés que lorsque l’étoile a atteint la fin de sa vie. En fait, seuls les éléments légers, comme l’hydrogène et l’hélium, ont été créés au début de l’univers. Nous pouvons utiliser nos connaissances sur la réaction des particules pour comprendre comment ces éléments se sont formés quelques minutes seulement après le Big Bang. (Alpher, Bethe, Gamow…)
George Gamow, La création de l’univers (1952)
Lorsque Ralph Alpher soutient sa thèse de doctorat en 1948, plus de 300 personnes sont venues assister à l’événement. Les soutenances de thèse ne suscitent généralement pas autant d’enthousiasme, du moins pas au-delà de la famille immédiate du défenseur, mais celle-ci était différente.
Avant de terminer son doctorat, Alpher, avec son superviseur George Gamow, avait écrit et publié un article soutenant que le Big Bang aurait créé de l’hydrogène, de l’hélium et d’autres éléments en certaines abondances. Gamow, qui n’a jamais manqué d’humour, a jugé inapproprié de publier un article dont les noms d’auteurs ressemblent tant à « alpha » et « gamma » sans inclure un « bêta ». Heureusement, Hans Bethe, l’ami de Gamow, s’est fait un plaisir d’accepter et a fait ajouter son nom à l’article. Bethe a relu le manuscrit et a ensuite travaillé sur des théories qui compensaient les lacunes de l’article initial.
L’article est publié dans Physical Review le 1er avril 1948. Intitulé « The Origin of Chemical Elements« , il décrivait un processus par lequel tous les éléments connus de l’univers auraient pu apparaître peu après le Big Bang. Il s’appuyait sur les travaux antérieurs de Gamow qui suggéraient que les éléments provenaient « d’un processus d’accumulation continu arrêté par une expansion et un refroidissement rapides de la matière primordiale » – en d’autres termes, différents atomes étaient créés en ajoutant un nucléon à la fois au noyau, avant que le processus ne soit arrêté lorsque l’univers devenait trop froid.
Alpher et Gamow (avec un peu d’aide de Bethe) ont défini une vision de l’univers primitif dans laquelle toute la matière était une « soupe » hautement comprimée de neutrons, dont certains ont pu s’échapper et se désintégrer en protons et en électrons à mesure que l’univers s’étendait et devenait moins dense. Ils pensaient que ces nouveaux protons pouvaient ensuite capturer des neutrons, formant ensemble des noyaux de deutérium – un isotope de l’hydrogène qui possède un proton et un neutron. Ils ont ensuite extrapolé cette idée et dit que tout ce qu’il fallait faire pour créer des noyaux plus lourds était la capture d’un autre nucléon.
Mais c’est un peu plus compliqué que cela. Leur idée fonctionne pour les éléments jusqu’à l’hélium – et produit effectivement de l’hydrogène et de l’hélium, qui constituent ensemble 99% de la matière de l’univers, dans les proportions correctes pour expliquer leurs abondances – mais elle échoue lorsqu’on essaie de mettre cinq nucléons ensemble. Il n’existe aucun isotope stable d’un élément qui possède cinq nucléons. La théorie d’Alpher et de Gamow reposait sur l’utilisation de chaque élément comme tremplin vers le suivant, elle a donc été stoppée dans son élan par cet élément d’information.
Néanmoins, il s’agissait d’un pas important dans la bonne direction, et elle décrivait la majeure partie de l’univers en raison du fait que l’hydrogène et l’hélium en constituaient une si grande partie. La théorie a également été reconnue comme importante à l’époque. Parmi les 300 personnes présentes dans la salle lors de la soutenance de thèse d’Alpher, il y avait, semble-t-il, le Washington Post. Après sa présentation, ils ont publié un article avec le titre « World Began in 5 Minutes, New Theory ».
Nucléosynthèse du Big Bang
Depuis qu’Alpher, Bethe et Gamow ont publié leur article, les cosmologistes ont beaucoup plus travaillé sur la formation des éléments légers dans l’univers primitif. Le processus a désormais un nom : la nucléosynthèse du Big Bang.
Au cours des premières secondes qui ont suivi le Big Bang, l’univers était très chaud et dense, ce qui le rendait totalement ionisé – tous les protons, neutrons et électrons se déplaçaient librement et ne s’assemblaient pas pour former des atomes. Ce n’est que trois minutes plus tard, lorsque l’univers s’est refroidi de 10 puissance 32 à 10 puissance 9 °C, que la formation des éléments légers a pu commencer.
À ce moment-là, les électrons se déplaçaient encore librement et seuls les noyaux atomiques pouvaient se former. Les protons étaient techniquement les premiers noyaux (lorsqu’ils sont combinés avec un électron, ils forment un atome d’hydrogène) et les deutérons étaient les seconds. Les deutérons sont les noyaux du deutérium et sont produits lorsque les protons et les neutrons fusionnent et émettent des photons.
Les deutérons et les neutrons peuvent fusionner pour créer un noyau de tritium avec un proton et deux neutrons. Lorsque le noyau de tritium rencontre un proton, les deux peuvent se combiner en un noyau d’hélium avec deux protons et deux neutrons, connu sous le nom de He-4. Une autre voie qui mène à l’hélium est la combinaison d’un deutéron et d’un proton en un noyau d’hélium avec deux protons mais un seul neutron, He-3. Lorsque He-3 rencontre un neutron, ils peuvent fusionner pour former un noyau d’hélium complet, He-4. Chaque étape de ces réactions émet également un photon.
L’émission de photons peut être un processus lent, et il existe un ensemble de réactions qui prennent des deutérons et créent des noyaux d’hélium plus rapidement car elles contournent l’émission de photons. Elles commencent par la fusion de deux deutérons et le résultat final est un noyau d’He-4 et soit un proton, soit un neutron, selon le chemin spécifique.
Le lithium et le béryllium ont également été fabriqués en très petites quantités. Tout ce processus s’est déroulé plus de 20 minutes après le Big Bang, lorsque l’univers est devenu trop froid et trop peu dense pour que des noyaux puissent se former.
L’abondance des éléments légers peut être prédite à l’aide d’une seule quantité : la densité des baryons au moment de la nucléosynthèse. Les baryons sont des particules composées de trois quarks, comme les protons et les neutrons. En utilisant la densité de baryons prédite par la nucléosynthèse du Big Bang, la masse totale de l’univers aurait été composée de 25 % d’hélium, 0,01 % de deutérium et encore moins de lithium. Ces abondances primordiales peuvent être testées et, bien sûr, l’ont été. Nulle part dans l’univers on ne trouve de l’hélium avec une abondance inférieure à 23%. Il s’agit d’un élément de preuve majeur en faveur du Big Bang.
Les noyaux formés lors de la nucléosynthèse du Big Bang ont dû attendre longtemps avant de pouvoir s’associer à des électrons pour former des atomes neutres. Lorsque l’hydrogène neutre a finalement été fabriqué 380 000 ans après le Big Bang, le rayonnement de fond cosmologique (CMB) a été émis.
Alpher et son collègue Robert Herman ont prédit l’existence du CMB à la fin des années 1940, lorsqu’ils ont compris que le rayonnement relique serait un effet secondaire de la recombinaison des électrons avec les noyaux atomiques. Le CMB nous offre désormais un moyen de vérifier nos travaux à l’aide d’une mesure indépendante de la densité baryonique. En examinant les fluctuations du CMB, nous trouvons une densité baryonique qui donnerait les abondances correctes des éléments légers – il semble que nous comprenions vraiment ce qui s’est passé quelques minutes seulement après le début de l’univers.
Physique des particules en cosmologie
La physique des particules, qui traite des hautes énergies, est extrêmement important dans le comportement de l’univers primordial, car il faisait tellement chaud que la densité moyenne d’énergie était très élevée. Pour cette raison, processus de diffusion et désintégration de particules instables sont importantes en cosmologie.
En règle générale, un ou une dispersion processus de désintégration est cosmologiquement important dans une certaine époque cosmologique si son échelle de temps pertinente est inférieur ou comparable à l’échelle de temps de l’expansion de l’univers, qui est 1 / H avec H étant la constante de Hubble à cette époque. Cet est à peu près égal à l’âge de l’univers à l’époque.
Chronologie du Big Bang
Les observations suggèrent que l’univers que nous connaissons a commencé il ya environ 13,7 milliards d’années. Depuis lors, l’évolution de l’univers a traversé trois phases. L’univers très tôt, ce qui est encore mal comprise, était la fraction de seconde où l’univers était si chaud que particules avaient des énergies plus élevées que celles actuellement accessibles dans accélérateurs de particules sur Terre. 
Par conséquent, tandis que les fonctions de base de cette époque ont été élaborés dans la théorie du big bang, les détails sont largement basées sur des suppositions éclairées. Suite à cela, dans l’univers primitif, l’évolution de l’univers procédé selon connue physique des hautes énergies. Cet est alors que les premiers protons, électrons et neutrons formés, puis noyaux et enfin les atomes. Avec la formation d’hydrogène neutre, le fond diffus cosmologique a été émis. Enfin, l’époque de la formation de la structure a commencé, lorsque la matière a commencé à regrouper dans les premières étoiles et quasars, galaxies et, finalement, amas de galaxies et superamas formés. L’avenir de l’univers n’est pas encore fermement connu, mais selon le Modèle ΛCDM il continuera expansion à tout jamais.
Repères chronologiques
1915 : Einstein et Hilbert donnent les équations définitives de la théorie de la relativité générale.
1917 : Einstein dérive le premier modèle cosmologique relativiste. L’espace est sphérique, statique, de densité uniforme. Einstein introduit la constante cosmologique.
1917 : De Sitter dérive le second modèle cosmologique relativiste. L’espace est statique, vide de matière.
1918 : Weyl expose ses idées sur l’unification possible de la gravitation et de l’électromagnétisme.
1920 : Shapley et Curtis participent au <<grand débat>> sur la nature extragalactique des nébuleuses.
1922 : Friedmann fournit le premier modèle d’univers en expansion, à courbure et densité positives, constante cosmologique non nulle et pression nulle.
1922 : Einstein prétend que Friedmann a fait une erreur de calcul.
1923 : Einstein retire sa critique et admet son erreur.
1923 : Friedmann publie L’Univers comme Espace et Temps.
1923 : Weyl suggère le caractère non statique de l’univers de de Sitter
1924 : Friedmann donne le premier modèle d’univers en expansion hyperbolique. Première discussion d’envergure sur la topologie cosmique.
1924 : Eddington indique que sur 41 décalages spectraux de galaxies mesurés, 36 sont vers le rouge ; il favorise la solution de de Sitter.
1925 : Lemaître trouve une seconde forme de la métrique de de Sitter, suggérant un espace en expansion de courbure nulle.
1925 : Lemaître démontre une relation linéaire entre la distance et le décalage spectral dans la solution de de Sitter.
1925 : Hubble établit l’échelle de distances extragalactiques et clôt le « grand débat ».
1927 : Lemaître propose un modèle d’univers en expansion à courbure et constante cosmologique positives, applique les lois de conservation de l’énergie et les équations du champ avec pression. Il donne la première interprétation des décalages vers le rouge liée à l’expansion de l’univers et prédit la relation linéaire distance-décalage vers le rouge.
1929 : Robertson trouve la métrique générale pour tous les univers spatialement homogènes, mais ne réalise pas leur importance.
1929 : Hubble trouve expérimentalement la relation linéaire distance-décalage vers le rouge, mais ne la relie pas à l’expansion.
1930 : Eddington prouve l’instabilité de l’univers d’Einstein et adopte le modèle de Lemaître.
1931 : Hubble et Humason fixent la constante de proportionnalité entre vitesse de récession et distance à Ho = 558 km/s/Mpc.
1931 : Lemaître propose son modèle d’univers initialement singulier, l’atome primitif, dans lequel une phase de stagnation permet la formation des galaxies. Il suggère que les rayons cosmiques sont les reliques de l’univers primitif.
1931 : Lemaître propose une origine quantique de l’univers.
1932 : Einstein et de Sitter analysent le cas le plus simple à courbure, pression et constante cosmologique nulles ; ils donnent la relation entre la densité et le taux d’expansion.
1945 : Lemaître réunit son œuvre cosmologique dans L’hypothèse de l’atome primitif.
1946 : Gamow propose la nucléosynthèse cosmologique.
1948 : Alpher, Bethe et Gamow calculent les abondances des éléments formés dans l’univers primitif.
1949 : Alpher et Herman font la prédiction d’un fond diffus cosmologique, sous forme de rayonnement de corps noir à la température de 5 degrés Kelvin.
1952 : Baade révise l’échelle de distances extragalactiques, qui augmente l’échelle de temps cosmique d’un facteur 2,6.
1965 : Penzias et Wilson découvrent un fond diffus de rayonnement radio [CMB] à la température de 3 degrés Kelvin. Dicke et Peebles en donnent l’interprétation cosmologique dans le cadre des modèles de Big Bang.
1992 : Le satellite d’observation COBE vérifie la nature thermique, l’homogénéité et l’isotropie du fond diffus cosmologique à une précision de 10-5, et décèle les premières fluctuations de densité.
Définition du «temps» et de l’ «espace» :
En bref, le « Temps » est la propriété du continuum de la matière, et l’« Espace » est la propriété de la propagation de la matière. Sans matière, les deux concepts n’existent pas.
La symphonie de l’évolution – Femmes, Les Fleurs des Rêves
https://www.classicistranieri.com/wikipediaforschoolsfr/wp/p/Physical_cosmology.htm
https://www.aps.org/publications/apsnews/200804/physicshistory.cfm
https://blog.oup.com/2012/04/scientists-propose-big-bang-theory/