Chronologie de l'histoire de l'univers

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Principales étapes de la formation de l'univers

La chronologie de l'histoire de l'univers décrit l'évolution de l’univers en s’appuyant sur la théorie scientifique du Big Bang et les recherches en cosmologie et astronomie.

Les meilleures mesures actuelles (en 2009) suggèrent que les évènements initiaux remontent à entre 13,3 et 13,9 milliards d’années[1],[2]. En pratique, on divise l’évolution de l’univers depuis cette date en trois phases. L'univers primordial, encore assez mal compris aujourd’hui, correspond à la seconde de l’"explosion" initiale, durée pendant laquelle l’univers était tellement chaud que l’énergie des particules dépassait celle obtenue de nos jours dans un accélérateur de particules. De ce fait, alors que les caractéristiques de base de cette ère ont été étudiées dans la théorie du Big Bang, les détails relèvent largement de travaux de déductions.

À la suite de cette période de l’univers primordial, l’évolution a traversé une phase conforme à ce que l’on connaît de la physique des hautes énergies : une phase où les premiers protons, électron et neutrons se sont formés, suivi des noyaux atomiques et enfin des atomes. Le rayonnement micro-onde du fond diffus cosmologique a été émis lors de la formation de l’hydrogène neutre.

La matière a ensuite continué de s’agréger avec la formation des premières étoiles et finalement des galaxies, des quasars et des amas et superamas de galaxies.

Il existe plusieurs théories sur le destin de l'Univers.

Les tout premiers instants de l'univers primordial[modifier | modifier le code]

Toutes les idées émises au sujet des tout premiers instants de la cosmogonie de l’univers sont spéculatives. À ce jour (mi-2014), il n’existe aucun accélérateur de particules capable de proposer des expériences scientifiques suffisamment énergétiques pour conduire à des résultats probants sur ce qui s’est passé pendant cette période. Les différentes propositions de scénarios émises diffèrent radicalement. En voici quelques exemples :

Certains de ces modèles sont compatibles mutuellement, alors que d’autres ne le sont pas.

Ère de Planck[modifier | modifier le code]

Jusqu’à 10–43 seconde après le Big Bang
Article détaillé : Ère de Planck.

Si la théorie de la supersymétrie est correcte, alors, durant cette période, les quatre forces fondamentales (électromagnétisme, force nucléaire faible, force nucléaire forte et gravitation) avaient toutes la même puissance, et elles étaient peut-être unifiées en une seule force fondamentale. On connaît peu de chose de cette ère, bien que différentes théories proposent chacune leur scénario propre. La Relativité générale propose une singularité gravitationnelle avant cette date, mais dans ces conditions, la théorie s’effondre à cause des effets de la mécanique quantique. Les physiciens espèrent que les théories de gravité quantique proposées telles que la théorie des cordes, la théorie de la gravitation quantique à boucles et les conjonctions causales (en) mèneront finalement à une meilleure compréhension de cette ère.

Ère de la Grande Unification[modifier | modifier le code]

Entre 10–43 seconds et 10–36 secondes après le Big Bang[3]
Article détaillé : Ère de grande unification.

Avec l’expansion et le refroidissement de l’univers qui succède à l’ère de Planck, la gravitation commence à se séparer des interactions de jauge fondamentales : l’électromagnétisme et les forces nucléaires fortes et faibles. À ces échelles, la physique est décrite par une Théorie de la Grande Unification dans laquelle le groupe de jauge du Modèle standard est intégré dans un groupe beaucoup plus vaste, qui est rompu pour produire les forces naturelles observées. Finalement, la Grande Unification est elle-même rompue lorsque la force nucléaire forte se sépare de la force électrofaible. Ceci se produit en même temps que l’inflation. Selon certaines théories, cela pourrait conduire à la production de monopôles magnétiques. L’unification de l’interaction forte et de la force électrofaible conduit à ce que la seule particule à laquelle on puisse s’attendre à cette période est le boson de Higgs.

Ère électrofaible[modifier | modifier le code]

Entre 10–36 et 10–12 secondes après le Big Bang[3]

Article détaillé : [[Ère électrofaible (en)]].

Pendant cette ère, la température de l’univers a suffisamment diminué (1028K) pour que la force nucléaire forte se sépare de la force électrofaible (unification des forces électromagnétiques et de l’interaction faible). Cette phase de transition engendre une période d’expansion exponentielle connue sous le nom d’inflation cosmique. Après la fin de l’inflation, l’énergie des interactions entre particules est encore suffisante pour qu’elles créent un grand nombre de particules exotiques parmi lesquelles les bosons W et Z et les bosons de Higgs.

Ère inflationnaire[modifier | modifier le code]

Entre 10–36 et 10–32 secondes après le Big Bang.
Article détaillé : [[Ère inflationnaire (en)]].


La température, et donc le temps, à laquelle s’est produit l’inflation cosmique n’est pas connue avec certitude. Durant l’inflation, l’univers est aplati (sa courbure spatiale est critique) et l’univers entre dans une phase d’expansion rapide, homogène et isotrope dans laquelle apparaît la graine des formations des futures structures déposées sous la forme d’un spectre primordial de fluctuations d’échelle presque invariante. Une partie de l’énergie des photons devient des quarks virtuels et des hyperons, mais ces particules se désintègrent rapidement. Un scénario suggère qu’avant l’inflation cosmique, l’univers était froid et vide, et que la chaleur et la quantité d’énergie immenses associées aux premiers âges du Big Bang ont été créés lors du changement de phase associé avec la fin de l’inflation.

Selon le modèle ΛCDM, l’énergie sombre est présente comme une propriété de l’espace lui-même, dont le début succède immédiatement à la période d’inflation comme le décrivent les équations d’état (en). Le modèle ΛCDM ne dit rien sur l’origine physique fondamentale de l’énergie sombre mais il représente la densité d’énergie d’un univers plat. Des observations indiquent qu’elle existe depuis au moins 9 milliards d’années.

Réchauffement[modifier | modifier le code]

Pendant la phase de réchauffement, l'expansion exponentielle qui s’était produite pendant l’inflation cesse et l’énergie potentielle du champ d’inflation se désintègre en un plasma de particules relativiste et chaud. Si la Grande unification est bien une caractéristique de notre univers, alors l’inflation cosmique a dû se produire pendant ou après la brisure de symétrie de la grande unification, sinon les monopôles magnétiques seraient observés dans l’univers visible. À ce stade, l’univers est dominé par le rayonnement ; des quarks, des électrons et des neutrinos se forment.

Baryogenèse[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Baryogenèse.

Il n'existe pas actuellement de preuves observationnelles suffisantes pour expliquer pourquoi l’univers contient beaucoup plus de baryons que d’antibaryons. Une explication possible de ce phénomène doit autoriser les conditions de Sakharov pour qu’elle soit satisfaite quelque temps après la fin de l’inflation cosmique. Alors que la physique des particules suggère des asymétries sous lesquelles ces conditions sont respectées, ces asymétries sont empiriquement trop petites pour rendre compte de la dissymétrie de l’univers au point de vue de la présence baryons/antibaryons.

Univers primordial[modifier | modifier le code]

Après la fin de l’inflation cosmique, l’univers est rempli d’un plasma de quarks-gluons. À partir de ce point, la physique de l’univers primordiale est mieux connue et moins spéculative.

Rupture de supersymétrie[modifier | modifier le code]

Article détaillé : [[Rupture de supersymétrie (en)]].

Si la supersymétrie est une propriété de notre univers, alors elle doit être brisée à des énergies aussi basses que 1 TeV, l’échelle de symétrie électrofaible. La masse des particules ne serait alors plus égale à celle de leur superpartenaires, ce qui pourrait expliquer pourquoi il n’a jamais été possible d’observer aucun superpartenaire d’une particule connue.

Ère des quarks[modifier | modifier le code]

Entre 10–12 et 10–6 secondes après le Big Bang
Article détaillé : [[Ère des quarks (en)]].

Lors de la brisure de symétrie, à la fin de l’ère électrofaible, on pense que toutes les particules fondamentales acquièrent une masse par le mécanisme de Higgs dans lequel le boson de Higgs acquiert une valeur d’espérance dans le vide. Les interactions fondamentales de la gravitation, de l’électromagnétisme, de l’interaction forte et de l’interaction faible ont désormais adopté leur forme actuelle mais la température de l’univers est encore trop élevée pour permettre la liaison des quarks en hadrons.

Ère des hadrons[modifier | modifier le code]

Entre 10–6et 1 seconde après le Big Bang
Article détaillé : [[Ère des hadrons (en)]].

Le plasma de quarks-gluons qui compose l’univers se refroidit jusqu’à la formation des hadrons, y compris les baryons tels que les protons et les neutrons. Approximativement 1 seconde après le Big Bang, le découplage des neutrinos déclenche leur interminable voyage à travers l’espace, libre de quasiment toute interaction avec la matière existante. L’arrière-plan cosmique des neutrinos, dont l’observation détaillée est à jamais improbable, est analogue à l’arrière plan micro-onde cosmologique qui a été émis beaucoup plus tard (Voir ci-dessus pour ce qui concerne le plasma quark-gluon, pendant l’ère de la Théorie des cordes).

Ère des leptons[modifier | modifier le code]

Entre 1 et 10 secondes après le Big Bang
Article détaillé : Ère leptonique.

La majorité des hadrons et des anti-hadrons s’annihilent mutuellement à la fin de l’ère des hadrons, laissant les leptons et les anti-leptons dominer la masse de l’univers. Approximativement 10 secondes après le Big Bang, la température de l’univers descend au point où il n’y a plus de création de paires de leptons/anti-leptons et la plupart des leptons et anti-leptons sont éliminés lors des réactions d’annihilations, laissant un léger résidu de leptons[4]

Ère des photons[modifier | modifier le code]

Entre 10 secondes et 380 000 ans après le Big Bang
Article détaillé : [[Ère des photons (en)]].

Après l’annihilation mutuelle de la plupart des leptons et anti-leptons à la fin de l’ère des leptons, l’énergie de l’univers est dominée par les photons. Ces photons sont encore en interaction fréquente avec des protons ou des électrons chargés, et finalement avec des noyaux atomiques, et ils continuent ainsi pendant les 380 000 ans qui suivent.

Nucléosynthèse[modifier | modifier le code]

Entre 3 et 20 minutes après le Big Bang[5].
Article détaillé : Nucléosynthèse primordiale.

Pendant l’ère des photons, la température de l’univers descend au point où la formation des noyaux atomiques peut commencer. Les protons (des ions hydrogène) et les neutrons commencent à se combiner en noyaux atomiques en suivant le processus de la fusion nucléaire. Cependant, la nucléosynthèse ne dure approximativement que 17 minutes, temps après lequel la température et la densité de l’univers sont descendus en dessous du point où la fusion peut continuer. À ce moment, il existe environ trois fois plus d’hydrogène que d’hélium-4 (en masse) et seulement quelques traces des autres noyaux.


Domination de la matière : 70 000 ans[modifier | modifier le code]

À ce moment, la densité de matières non-relativistes (noyaux atomiques) et celle des rayonnements relativistes (photons) sont égales. La longueur de Jeans, qui détermine la plus petite structure qui puisse se former (du fait de l’opposition entre l’attraction gravitationnelle et les effets de la pression), commence à diminuer et l’amplitude des perturbations peut augmenter au lieu d’être balayée par des rayonnements circulant librement.

Selon le modèle ΛCDM, à ce stade, la matière sombre froide domine, préparant le terrain pour l'effondrement gravitationnel qui amplifie les inhomogénéités ténues laissées par l'inflation cosmique : renforcement de la densité des régions déjà denses et de la rareté dans les régions où la matière est déjà rare. Cependant, comme les théories actuelles sur la nature de la matière noire sont incapables de mener à une conclusion, il n'existe jusqu'ici aucun consensus sur ses origines dans des temps plus reculés, comme il y en existe pour la matière baryonique.

Recombinaison : vers 377 000 ans[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Recombinaison (cosmologie).
Les données de WMAP montrent les variation du rayonnement microondes d'arrière-plan à travers l'ensemble de l'univers depuis notre point de vue, bien que les variations réelles soient bien plus ténues que le diagramme ne le suggère.

Les atomes d'hydrogène et d'hélium commencent à se former et la densité de l'univers décroît. On pense que cette étape est intervenue 377 000 ans après le Big Bang[6]. Au début de cette période, l'hydrogène et l'hélium sont ionisés, c'est-à-dire qu'aucun électron n'est lié aux noyaux, qui sont de ce fait chargés électriquement (+1 pour l'hydrogène et +2 pour l'hélium). Avec le refroidissement de l'univers, les électrons sont capturés par les ions, ce qui les rend électriquement neutres. Ce processus est relativement rapide (en réalité plus rapide pour l'hélium que pour l'hydrogène) et est connu sous le nom de recombinaison[7]. À la fin de ce processus, la plupart des atomes de l'univers sont neutres, ce qui permet le libre déplacement des photons : l'univers est alors devenu transparent. Les photons émis juste après la recombinaison peuvent désormais se déplacer sans perturbation, et ce sont eux que l'on voit lorsqu'on observe le rayonnement du fond diffus cosmologique. Celui-ci constitue donc une image de l'univers à la fin de cette époque.

Âges sombres[modifier | modifier le code]

Article connexe : Âges sombres (cosmologie).

Avant que le découplage du rayonnement ne se produise, la plupart des photons de l'Univers interagissaient avec les électrons et les protons dans le fluide photons-baryons. Il en résulte un univers opaque ou « brumeux ». La lumière existait, mais elle était sans arrêt absorbée et réémise, de celle façon on ne peut l'observer dans un télescope. La matière baryonique de l'Univers consistait en un plasma ionisé, et elle resta dans cet état jusqu'à la « recombination », libérant ainsi les photons, créateurs du CMB. Lorsque les photons sont libérés (ou « découplés ») l'Univers devient transparent.
Mais il faut comprendre que cette transition opaque-transparent consécutif à la désionisation du gaz de matière fut très progressive ! Les rayonnements de raies des atomes formés (hydrogène ; hélium et lithium) ont été lissés, « thermalisés » et intégrés au rayonnement thermique.

Les Âges sombres sont la période suivant ce « découplage » matière-lumière, où l'Univers devint transparent ; et durant lequel il n'y eut aucune source lumineuse particulière. Le rayonnement thermique de fond diminua avec l'expansion de la clarté intense de son émission, vers 3000-4000 K, à l'obscurité du ciel (que l'on connait, sur Terre (!), depuis toujours) ; qui s'est en fait établie durant cette époque cosmique. Et ainsi de même pour le froid du fond du ciel, qui est simplement l'établissement ultérieur de l'obscurité en proche infrarouge !

Les Âges sombres prirent fin lors de l'apparition des premières sources lumineuses de l'Univers (Quasars (?), étoiles de population III) qui réionisèrent presque tout le gaz de matière.

Formation des structures[modifier | modifier le code]

Les champs ultra-profonds de Hubble constituent fréquemment la vitrine des galaxies émanant d'une ère antique qui nous indiquent à quoi ressemblaient les premiers âges stellifères.
Une autre image de Hubble montrant une galaxie en formation à proximité, ce qui à l'échelle cosmologique signifie très récemment. C'est une preuve que l'univers n'en a pas encore terminé avec la formation des galaxies.

La formation des structures dans le modèle du Big Bang se déroule de façon hiérarchique, les petites structures se formant avant les plus grandes. Les premières structures à se former sont les quasars, dont on pense qu'il s'agit de galaxies actives primordiales brillantes et d'étoiles de population III. Avant cette ère, l'évolution de l'univers pouvait se comprendre au travers d'une théorie des perturbations cosmologiques linéaire : c'est-à-dire que toutes les structures pouvaient s'analyser comme de petites déviations d'un univers parfaitement homogène. C'est relativement aisé à étudier à l'aide de l'informatique. À ce stade, des structures non-linéaires commencent à se former, et le problème devient beaucoup plus difficile au plan informatique, avec par exemple l'implication de simulations à N corps avec des milliards de particules.

Réionisation : 150 millions à 1 milliard d'années[modifier | modifier le code]

Articles connexes : Réionisation et Raie à 21 centimètres.

Les premiers quasars se forment à partir des effondrements gravitationnels. Ils émettent un rayonnement intense qui réionise quasiment toute la matière présente à leurs alentours. À partir de ce moment, la majeure partie de l'Univers est composée de plasma.

Formation des étoiles[modifier | modifier le code]

Article connexe : Formation des étoiles.

Les premières étoiles, très probablement de population III, se forment et commencent le processus de transmutation des éléments chimiques les plus légers (hydrogène, hélium et lithium) en éléments plus lourds. Cependant, jusqu'à ce jour, aucune étoile de population III n'a été observée, ce qui maintient le mystère sur leur formation[8].

Formation des galaxies[modifier | modifier le code]

Un grand volume de matière s'effondre et forme une galaxie. Les étoiles de population II, les premières à se former lors de ce processus, sont suivies ultérieurement des étoiles de population I.

Un projet mené par Johannes Schedler a identifié un quasar (CFHQS 1641+3755) situé à 12,7 milliards d'al[9] (année-lumière), c'est-à-dire à une distance où nous voyons l'Univers alors qu'il n'était âgé que de 7 % de son âge d'aujourd'hui.

Le 11 juillet 2007, en utilisant le télescope Keck de 10 mètres de diamètre, situé sur le volcan Mauna Kea, à Hawaii, Richard Ellis et son équipe, du Caltech de Pasadena en Californie, ont trouvé six galaxies en phase de formation d'étoiles à une distance de l'ordre de 13,2 milliards d'al, donc lorsque l'Univers n'était âgé que de 500 millions d'années[10]. On ne connait aujourd'hui qu'une dizaine de ces objets relevant réellement de l'Univers primordial[11]

Le Champ ultra-profond de Hubble montre un certain nombre de petites galaxies en cours de fusion pour en former une plus grande, situées à 13 milliards d'al, alors que l'Univers n'avait que 5 % de son âge actuel[12].

En se fondant sur la nouvelle science de la nucléocosmochronologie, on estime que le disque fin de la Voie lactée s'est formé il y a 8,3 ± 1,8 milliard d'années[13].

Formation des groupes, amas et superamas de galaxies[modifier | modifier le code]

L’attraction gravitationnelle attire les galaxies les unes vers les autres pour former des groupes, des amas et des superamas.

Formation de notre système solaire : 8 milliards d'années[modifier | modifier le code]

Article connexe : Système solaire.

Enfin, des objets de la taille de notre système solaire se forment. Notre soleil est une étoile de génération tardive, qui incorpore des débris de nombreuses générations antérieures d’étoiles, et il s’est formé il y a approximativement 5 milliards d’années soit approximativement 8 à 9 milliards d’années après le Big Bang.

Aujourd'hui : 13,7 milliards d'années[modifier | modifier le code]

Les meilleures estimations actuelles situent l’âge de l'Univers aujourd’hui à 13,7 milliards d’années depuis le Big Bang. Comme l’expansion de l'Univers présente une accélération, les superamas sont susceptibles de demeurer les plus grandes structures qui se seront jamais formées dans l’univers. L’expansion accélérée actuelle empêche toute structure inflationnaire complémentaire de pénétrer en deçà de l’horizon et empêche toute formation de nouvelles structures liées gravitationnellement.

Destin de l'univers[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Destin de l'Univers.

De même que pour les interprétations des tout débuts de l’univers, des avancées en physique fondamentale sont impératives pour qu’il soit possible de connaître le destin de l’univers avec un minimum de certitude. Voici quelques unes des principales possibilités.

Le Big Freeze: 1014 d'années et au-delà[modifier | modifier le code]

Ce scénario est généralement considéré comme le plus probable, puisqu’il se produit si l’univers continue son expansion comme jusqu’ici. Sur une échelle de temps de l’ordre de 1014 années ou moins, les étoiles existantes auront brûlé, la création des nouvelles étoiles aura cessé, et l’univers s’assombrira[14]. Sur une échelle de temps encore beaucoup plus longue dans les ères suivant celle-ci, les galaxies s’évaporent en même temps que les résidus stellaires qui les composent s’échappent dans l’espace, et les trous noirs s’évaporent via le rayonnement de Hawking[14].

Dans certaines théories de la grande unification, la désintégration des protons, les restes de gaz stellaires et des résidus stellaires seront convertis en leptons (tels que les positrons et les électrons) et en photons[14]. Dans ce cas, l’univers a atteint un haut niveau d’entropie qui consiste en une soupe de particules et de rayonnement de faible énergie. On ne sait cependant pas s'il sera finalement parvenu à son équilibre thermodynamique[14].

Le Big Crunch : 100+ milliards d'années[modifier | modifier le code]

Article connexe : Big Crunch.

Si la densité de l’énergie sombre était négative, ou si l’univers était fermé, alors, il serait possible que l’expansion s’inverse et que l’univers se contracte jusqu’à un état "final" dense et chaud. C’est souvent proposé comme une partie d’un scénario d’univers oscillant comme le modèle cyclique. Les observations actuelles suggèrent qu’il est peu probable que ce modèle d’univers soit correct, et que l’expansion continuera, ou même accélérera.

Le Big Rip: 20+ milliards d'années à partir d’aujourd’hui[modifier | modifier le code]

Article connexe : Big Rip.

Ce scénario n’est possible que si la densité d’énergie de la matière sombre augmente réellement de façon illimitée avec le temps. Une telle énergie est appelée énergie fantôme et ne ressemble à aucune forme d’énergie connue. Dans ce cas, le taux d’expansion de l’univers augmentera de façon illimitée. Les systèmes liés gravitationnellement tels que les amas de galaxies, les galaxies, et finalement le système solaire se "déchireront". Finalement, l’expansion deviendra si rapide qu’elle surpassera les forces électromagnétiques assurant la cohésion des atomes et des molécules. Et finalement, même les noyaux atomiques se décomposeront et l’univers tel que nous le connaissons se terminera dans une sorte inhabituelle de singularité gravitationnelle. En d’autres termes, l’expansion de l’univers sera telle que la force électromagnétique qui retient les choses ensemble n’aura plus aucun effet, et que tout objet sera "déchiré".

L'éventualité de la métastabilité du vide[modifier | modifier le code]

Article connexe : Faux vide.

Dans le cas où notre Univers se situerait dans un faux vide d’extrêmement longue durée, il est possible qu'à certains endroits, par effet tunnel, il y ait une transition du vide vers un état d’énergie inférieure. Comme il est dit d'être arrivé dans les phases initiales du Big Bang, avec les transitions du vide lors du découplage des différents champs de force.
Il est précisé dans certaines publications, que si ceci se produisait, toutes les structures seraient détruites instantanément, sans aucun signe précurseur. En effet, le front de transition progresserait à la vitesse de la lumière et aucun signal précurseur ne pourrait avertir de sa venue.

Néanmoins, si notre univers était dans une phase de vide métastable, la possible transition pourrait être en fait beaucoup plus douce, car l'effet gravitationnel du vide est très réduit (quasiment nul) devant le contenu de l'Univers (principalement la matière). C'est ainsi que l'énergie dégagée entre les 2 états ne pourrait détruire les structures de l'Univers, et de n'être en fait très réduite. Il n'y aurait qu'un changement de propriétés de la matière.

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. E. Komatsu et al., J. Dunkley, M. R. Nolta, C. L. Bennett, B. Gold, G. Hinshaw, N. Jarosik, D. Larson et M. Limon, « Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Cosmological Interpretation (Interprétation de cinq années d'observations cosmologiques par le satellite WMAP) », Astrophysical Journal Supplement, vol. 180,‎ 2009, p. 330 (DOI 10.1088/0067-0049/180/2/330, Bibcode 2009ApJS..180..330K)
  2. (en) Eloisa Menegoni, Silvia Galli, James G. Bartlett, C. J. A. P. Martins et Alessandro Melchiorri1, « New constraints on variations of the fine structure constant from CMB anisotropies (Nouvelles contraintes sur des variations de la constante de la structure fine à partir des anisotropies du fond diffus cosmologique) », Physical Review D, vol. 80, no 8,‎ 2009, p. 087302 (DOI 10.1103/PhysRevD.80.087302, lire en ligne)
  3. a et b Ryden B: "Introduction to Cosmology" (Introduction à la cosmologie), page 196, Addison-Wesley 2003
  4. (en) The Timescale of Creation (L’échelle chronologique de la Création) sur www.knowledgetreeproject.org
  5. (en) Detailed timeline of Big Bang nucleosynthesis processes (Chronologie détaillée du processus de nucléosynthèse du Big Bang) sur www.astro.ucla.edu
  6. (en) G. Hinshaw, « Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results (Cinq années d'observation par la sonde Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) : traitement des données, cartes du ciel et résultats initiaux) », Astrophysical Journal Supplement, vol. 180,‎ 2009, p. 225–245 (DOI 10.1088/0067-0049/180/2/225, lire en ligne [PDF]), Texte en accès libre sur arXiv : 0803.0732.
  7. Mukhanov, V: "Physical foundations of Cosmology", pg. 120, Cambridge 2005
  8. (en) Ferreting Out The First Stars (Fouilles à la recherche des premières étoiles) ; sur www.physorg.com
  9. (en) APOD: 2007 September 6 - Time Tunnel (Image astrologique du jour, 6 septembre 2007 : un tunnel temporel) sur antwrp.gsfc.nasa.gov
  10. "New Scientist" 14th July 2007
  11. (en) HET Helps Astronomers Learn Secrets of One of Universe's Most Distant Objects (Le télescope Hobby-Eberly aide les astronomes à la découverte des secrets de l'un des plus vieux objets de l'Univers)
  12. (en) APOD: 2004 March 9 - The Hubble Ultra Deep Field (Image astronomique du jour, 9 mars 2004 : Le Champ ultra-profond de Hubble) sur antwrp.gsfc.nasa.gov
  13. Eduardo F. del Peloso a1a, Licio da Silva a1, Gustavo F. Porto de Mello and Lilia I. Arany-Prado (2005), "The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology: extended sample" (Proceedings of the International Astronomical Union (2005) "L'âge du fin disque galactique à partir de la nucléocosmochronologie Th/Eu) (Rapport de l'Union Astronomique Internationale (2005), 1: 485-486 Cambridge University Press)
  14. a, b, c et d A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, Reviews of Modern Physics 69, #2 (April 1997), pp. 337–372. Bibcode 1997RvMP...69..337A. DOI:10.1103/RevModPhys.69.337.

Lien interne[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]