Le Big Bang est le modèle utilisé par les scientifiques pour décrire l’évolution de l’univers. C’est la théorie selon laquelle notre Univers est issu d’une dilatation très rapide qui fait penser à une explosion. A ses débuts il y a 13.7 milliards d’années l’Univers était dense et chaud. La chronologie du Big Bang revient à remonter à l’état de l’Univers à mesure que sa densité et sa température augmente.

0 : Naissance de l’Univers il y a 13.7 milliards d’années.

10 e-43 s : Période de grande unification.

La superforce se divise en deux forces : la gravitation et la force électronucléaire. C’est grâce à la gravitation que les planètes ont pu se former au bout de 4.5 milliards d’années et plus tard encore à la formation de galaxies. La force électronucléaire regroupe les interactions forte et électrofaible. Elle est décrite par la théorie de Grande Unification ou TGU.

Le diamètre de l’Univers est d’environ 10 e-33 cm et sa température de 10 e32 °Kelvin.

10 e-35 s : Inflation et séparation des forces.

La température de l’Univers est de 10 e28 °Kelvin. Son volume augmente d’un facteur de 10 e27 jusqu’à 10 e-32 s, alors que les 15 milliards d’années suivantes il ne sera que de 10 e9. L’interaction forte et l’interaction électofaible se séparent. Avec la gravitation il y a donc trois forces distinctes dans l’Univers.

10 e-32 s.

La température de l’Univers est de 10 e25 ° Kelvin, il a la taille d’une orange. C’est la période d’une perpétuelle annihilation matérialisation des quarks et antiquarks. Les couples de particule – antiparticule n’est pas symétrique donc un excédent de matière va se faire. Un milliard d’antiquark est créé alors qu’un quark de plus est créé. C’est de ce rapport d’un pour un milliard que résulte l’existence de la matière dont sommes constitués.

10 e-12 s : Unification des forces faibles et électromagnétiques.

L’Univers est toujours en expansion, c’est une sphère de 300 millions de kilomètres. Sa température est de 10 e15 °K. L’interaction électrofaible est divise en interaction faible et interaction électromagnétiques. Il y a quatre forces distinctes comme c’est le cas actuellement.

De 10 e-6 s à 0.1 ms : Matière visible.

Les quarks et les antiquarks s’agglomèrent en baryons et antibaryons qui s’annulent. Un baryon sur un million reste pour former la matière visible. La température baisse au point que les quarks et les antiquarks n’ont plus assez d’énergie. L’interaction forte les groupe avec les hadrons, qui sont classés selon leurs constituants en différentes sous famille :
- les mésons, hadrons bosoniques (boson) formés par des paires de quarks / antiquarks
- les baryons, hadrons fermioniques (fermion), formés de trois quarks.

L’Univers a une température de 10 e13 °K et sa taille celle du système solaire actuel. Cette période marque la fin des antiquarks.

De 0.1 ms à 1s.

La phase des leptons qui s’annulent à leur tour entre leptons et antileptons. Les photons n’ont plus assez d’énergie du fait de l’expansion de l’Univers. Un lepton sur un milliard reste, l’antimatière disparaît. La température de l’Univers est de 10 e10 °K (10 milliards °C), trop élevée pour que les atomes puissent de développer.

De 1s à 3 min : Nucléosynthèse primordiale.

La température est de 1 000 000 °K. Les protons et les neutrons s’assemblent, les premiers noyaux d’atomes d’hydrogène et d’hélium apparaissent. L’Univers se compose de 75% d’hydrogène, 25% d’hélium et d’une infime quantité de lithium. 99% de la matière qui compose actuellement notre Univers s’est formée à cette époque. Tous les atomes complexes tels que le carbone, l’azote et l’oxygène seront formés dans les réactions thermonucléaires au cœur des futures étoiles.

De 3 min à 10000 ans.

L’énergie et la température (10 000 °K) baissent. Les forces gravitationnelles créent des différences de densité qui attirent de la matière.

De 10 000 ans à 100 000 ans.

L’Univers s’organise en régions, entourées de vide.

De 100 000 ans à 1Ga.

Les atomes commencent à se former. Les électrons sont captés autour des noyaux d’hydrogène et d’hélium. L’interaction électromagnétique joue son rôle. Les photons cessent d’interagir avec la matière grâce à la baisse de la température et de la densité de l’Univers. Ils se déplacent à travers l’Univers sans obstacle. C’est cette lumière libérée qui est observée par les astrophysiciens et qui est appelé rayonnement fossile, vestige du Big Bang.

De 1Ga à 2Ga.

Naissance des premières galaxies, des étoiles et des quasars.