La recombinaison en cosmologie

Apparition de la lumière

L'Univers est vieux de 13,8 milliards d'années, mais la lumière ne se propage pas depuis la "naissance de l'Univers".
Au début, le système tout entier est dans un état que les mathématiciens appellent une « singularité ». Dans cette singularité, certaines grandeurs physiques telles que la densité ou la température deviennent infinies. Le tout est dans un état purement théorique, c'est pourtant le début de notre histoire, c'est-à-dire le Big Bang qui est à l'origine de l'espace et du temps.
Le système informe, va enfler et s’étendre dans toutes les directions très rapidement. Une minute après, l'Univers passe d'une température infinie à ≈10⁹ °C, il n'est plus réduit à un volume de taille nulle et les premiers noyaux de matière apparaissent. L'énergie est gigantesque, la matière sous forme particulaire n'existe pas encore, elle est ondulatoire, elle s'agite dans tous les sens, dans un plasma bouillonnant d’une chaleur inimaginable. Les photons, les électrons et les protons d'hydrogène extrêmement comprimés, participent à ce chaos général.
Les électrons essaient de se combiner avec les protons mais l'énergie des photons est si intense qu'elle "arrache" immédiatement les électrons des protons. L'Univers est complètement ionisé. Les photons sont absorbés par les atomes puis réémis immédiatement, ils sont piégés dans le plasma, les atomes de matière ne peuvent pas se constituer.
A l'intérieur de cette soupe cosmique aucun constituant ne peut s'échapper, l'ensemble des éléments primordiaux "collisionnent" et leur parcours erratique les maintient dans un espace encore trop réduit.
La densité et la température sont encore trop élevées. Le plasma est toujours à une température de plusieurs millions de degrés et les éléments de matière sans cesse en collision n'ont aucun espace de liberté. Mais l'Univers continue de s'étendre et de se refroidir très rapidement. Les éléments de matière ont de plus en plus d'espace de liberté, l'espace entre chaque particule s'étend et les collisions diminuent, mais tous les photons sont encore absorbés, la lumière ne peut pas s'échapper et l'Univers reste opaque, "invisible".
Il faudra attendre une certaine densité et une certaine température (≈3000 Kelvin) pour que les photons obtiennent une complète liberté.

Cet instant s'appelle, époque de dernière diffusion. Ce moment est brutal, il se passe environ 380 000 ans après le Big Bang. A partir de cet instant, les électrons vont pouvoir rester dans un espace autour des noyaux sans être "percutés" par les photons. Dès lors, les électrons et les protons vont constituer la matière primordiale tandis que les photons seront libres de voyager dans l'espace, devenu immensément grand. Alors, l'Univers devient visible car la lumière commence à se propager librement. C'est ce que l'on appelle la recombinaison en cosmologie, cette période où la température a suffisamment baissé pour permettre aux électrons de se lier aux noyaux et de former les premiers atomes neutres. La recombinaison marque aussi le moment où l'univers est devenu transparent car les photons peuvent se déplacer sur de longues distances avant d'être absorbés ou diffusés par la matière. Ce n'est pas l'intérieur de l'Univers qui devient visible mais sa surface, exactement comme pour le Soleil, c'est la photosphère du Soleil que l'on voit depuis la Terre et non les couches intérieures de notre étoile.
13,8 milliards d'années après le Big Bang, c'est-à-dire aujourd'hui, les photons du début de l'Univers nous parviennent encore, bien sûr cet éclat n'est plus aussi spectaculaire, ce rayonnement résiduel est extrêmement sombre car il a été immensément dilué par l'expansion de l'Univers. Ce qui est extraordinaire c'est qu'il est visible, pas dans le domaine optique mais dans le domaine des micro-ondes à basse température, proche du zéro absolu (2,7255 kelvin mesuré par COBE). Il parvient à la surface de la Terre depuis toutes les directions du cosmos, c'est le fameux rayonnement fossile. On l'appelle ainsi parce qu'il forme un arrière-plan à toutes les sources radio ponctuelles détectées par les radiotélescopes.
Le Big Bang fut détecté pour la première fois par Arno Allan Penzias et Robert Woodrow Wilson en 1965, pour cela, ils obtiendront le Prix Nobel de physique, en 1978.

N. B. : Entre la longueur d'onde (λ) et la fréquence (ν) existe la relation suivante : ν = c / λ
ν = fréquence d'onde en hertz
c = vitesse de la lumière dans le vide en m/s
λ = longueur d'onde en mètre

Image : carte du fond du ciel près du pôle sud galactique, vue par les bolomètres du satellite Planck (10 degrés de côté, longueur d'onde 2,1 mm, fréquence 143 GHz). Quelques minutes après le Big Bang, l'Univers est complètement ionisé, trop chaud et trop dense pour que les électrons puissent être capturés par les noyaux atomiques. Mais l'Univers va enfler et s’étendre dans toutes les directions très rapidement. 380 000 ans après le Big Bang, l'Univers devient visible car les photons commencent à se propager librement. C'est ce que l'on appelle la recombinaison en cosmologie, cette période où la température a suffisamment baissé pour permettre aux électrons de se lier aux noyaux et de former les premiers atomes neutres. La recombinaison marque aussi le moment où l'univers est devenu transparent car les photons peuvent se déplacer sur de longues distances avant d'être absorbés ou diffusés par la matière. Crédits : ESA- collaboration Planck-HFI