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BIGBANG !
· Introduction
À l'origine on a un milieu, très chaud et très dense, concentré en un point. Ce point serait moins gros qu'une particule d'atome ! Toutes les particules contenues dans ce point sont dissociées et toute association éventuelle est instable. Puis le BigBang a lieu. (Ces données sont purement hypothétiques vu que les scientifiques ne peuvent pas avoir d'informations sur cette période.) Les particules vont alors se repousser mutuellement ce qui a pour conséquence l'expansion de l'univers et donc un début de refroidissement. Puis elles vont se diviser plusieurs fois dans un temps légèrement plus long chaque fois, et ainsi de suite ... Il faut penser que la taille de ces particules formées n'est pas réduite, seule la quantité de matière et de chaleur est diminuée. On peut alors distinguer 4 étapes selon les particules qui se forment : · L'ère hadronique (durée : 10-4 secondes) L'expansion et le refroidissement se poursuivent, puis les quarks apparaissent quelques instants après le BigBang (10-43 seconde après pour être précis). Il règne alors une température de 1036 °K et le diamètre de l'univers serait comparable à celui d'un proton ! (La notion de gravité paraîtrait à cet instant). L'univers se refroidit et grandit encore, et, à 10-4 s (0,0001 seconde) après le BigBang, les quarks s'assemblent 3 par 3 pour former les nucléons (ou hadrons) qui correspondent aux protons et neutrons. · L'ère leptonique (durée : 10 secondes) La température décroît et, à
109 °K, la force nucléaire faible
agit et conditionne l'interaction des noyaux et des
particules.
Électrons et
neutrinos se
forment. A 1012 s ou 3,2.104 années, les nucléons s'assemblent entre eux, ou avec des électrons, pour former des atomes et donc la "vraie" matière. La température n'est alors plus que de 1000 °K et l'univers à la taille d'une galaxie. L'ère stellaire débute, c'est l'émission du rayonnement fossile. Ce rayonnement fut prédit en 1948 par G. GAMOW, partisan de la théorie du BigBang; en 1965, par accident, A. Penzias et R. Wilson découvrent un signal radio constant et uniforme. C'est le rayonnement fossile d'une température voisine de 3°K · L'ère stellaire (jusqu'à maintenant) Il n'y a plus d'interaction entre rayonnements et
matières. De vastes nuages de matières (atomes
simples, particules) constituent alors le seul relief de
l'univers ! Sous l'influence de la force gravitationnelle la matière se rassemble de place en place. Une hiérarchisation va se créer entre étoiles, galaxies,amas de galaxies. La distribution des étoiles et des groupements d'étoiles dans l'univers est actuellement homogène, on dit que l'univers a une structure isotrope. |