Une jeune région en formation d'étoiles située dans notre propre voie lactée. Notez comment le matériau autour des étoiles s'ionise et devient, au fil du temps, transparent à toutes les formes de lumière. Cependant, jusqu'à ce que cela se produise, le gaz environnant absorbe le rayonnement et émet sa propre lumière de différentes longueurs d'onde. Au début de l'univers, il faut des centaines de millions d'années pour que l'univers devienne complètement transparent à la lumière. (NASA, ESA ET LE PATRIMOINE HUBBLE (STSCI / AURA) - COLLABORATION ESA / HUBBLE; REMERCIEMENTS: R. O’CONNELL (UNIVERSITY OF VIRGINIA) ET LE COMITÉ DE SURVEILLANCE SCIENTIFIQUE WFC3)

Quand l'univers est-il devenu transparent à la lumière?

Selon la façon dont vous le mesurez, deux réponses différentes peuvent être correctes.

Si vous voulez voir ce qui se passe dans l’Univers, vous devez d’abord être capable de voir. Nous prenons pour acquis, aujourd'hui, que l'Univers est transparent à la lumière et que la lumière provenant d'objets lointains peut voyager sans entrave dans l'espace avant d'atteindre nos yeux. Mais ce n’était pas toujours comme ça.

En fait, l'Univers peut empêcher la lumière de se propager en ligne droite de deux manières. L'une consiste à remplir l'Univers d'électrons libres et non liés. La lumière se dispersera alors avec les électrons et rebondira dans une direction déterminée au hasard. L'autre consiste à remplir l'Univers d'atomes neutres qui peuvent s'agglutiner et se regrouper. La lumière sera alors bloquée par cette matière, de la même manière que la plupart des objets solides sont opaques à la lumière. Notre univers actuel fait les deux et ne deviendra transparent que lorsque les deux obstacles seront surmontés.

Les atomes neutres se sont formés quelques centaines de milliers d’années après le Big Bang. Les toutes premières étoiles ont recommencé à ioniser ces atomes, mais il a fallu des centaines de millions d'années pour former des étoiles et des galaxies jusqu'à la fin de ce processus, appelé réionisation. (LE RÉSEAU D'ÉPOQUES DE RÉIONISATION D'HYDROGÈNES (HERA))

Aux premiers stades de l’Univers, les atomes qui composent tout ce que nous savons ne sont pas liés entre eux dans des configurations neutres, mais sont ionisés: à l’état d'un plasma. Lorsque la lumière traverse un plasma suffisamment dense, elle se disperse hors des électrons, étant absorbée et réémise dans diverses directions imprévisibles. Tant qu'il y aura suffisamment d'électrons libres, les photons traversant l'Univers continueront à être bousculés au hasard.

Un processus concurrentiel est toutefois en cours, même au cours de ces premières étapes. Ce plasma est composé d’électrons et de noyaux atomiques, et il est énergiquement favorable à la liaison entre eux. Parfois, même à ces débuts, ils font exactement cela, avec seulement l'entrée d'un photon suffisamment énergétique capable de les séparer à nouveau.

À mesure que le tissu de l'univers se dilate, les longueurs d'onde de tout rayonnement présent sont également étirées. Cela fait que l’Univers perd moins d’énergie et rend impossible de nombreux processus de haute énergie qui se produisent spontanément au début de la vie à des époques plus fraîches. Il faut des centaines de milliers d'années à l'Univers pour qu'il se refroidisse suffisamment pour que des atomes neutres puissent se former. (E. SIEGEL / AU-DELÀ DE LA GALAXIE)

À mesure que l'Univers se développe, non seulement il devient moins dense, mais les particules qu'il contient deviennent moins énergétiques. Parce que la structure de l’espace lui-même s’agrandit, elle affecte tous les photons traversant cet espace. Étant donné que l’énergie d’un photon est déterminée par sa longueur d’onde, ce photon se décale (redshifté) vers des énergies plus basses au fur et à mesure de son étirement.

Ce n’est donc qu’une question de temps, jusqu’à ce que tous les photons de l’Univers tombent au-dessous d’un seuil critique d’énergie: l’énergie nécessaire pour détruire un électron des atomes individuels existant dans l’univers primitif. Il faut des centaines de milliers d’années après le Big Bang pour que les photons perdent assez d’énergie pour rendre possible la formation d’atomes neutres.

Aux premiers temps (à gauche), les photons se dispersent hors d'électrons et ont une énergie suffisamment élevée pour renverser les atomes dans un état ionisé. Une fois que l’univers a suffisamment refroidi et est débarrassé de ces photons de haute énergie (à droite), ils ne peuvent pas interagir avec les atomes neutres. Au lieu de cela, ils se contentent de circuler librement dans l'espace, car ils ont la mauvaise longueur d'onde pour exciter ces atomes à un niveau d'énergie supérieur. (E. SIEGEL / AU-DELÀ DE LA GALAXIE)

De nombreux événements cosmiques se produisent pendant cette période: les premiers isotopes instables se désintègrent de manière radioactive; la matière devient plus importante que les radiations; la gravitation commence à tirer la matière en bloc lorsque les graines de la structure commencent à se développer. À mesure que les photons deviennent de plus en plus décalés vers le rouge, une autre barrière contre les atomes neutres apparaît: les photons émis lorsque les électrons se lient à des protons pour la première fois. Chaque fois qu'un électron se lie avec succès à un noyau atomique, il fait deux choses:

  1. Il émet un photon ultraviolet, car les transitions atomiques ont toujours une cascade de niveaux d'énergie prévisible.
  2. Il est bombardé par d'autres particules, y compris les milliards de photons qui existent pour chaque électron de l'univers.

Chaque fois que vous formez un atome neutre et stable, il émet un photon ultraviolet. Ces photons continuent ensuite en ligne droite jusqu'à rencontrer un autre atome neutre, qu'ils ionisent ensuite.

Lorsque les électrons libres se recombinent avec les noyaux d'hydrogène, ils se répercutent sur les niveaux d'énergie, émettant des photons au fur et à mesure. Pour que des atomes neutres et stables se forment au début de l'Univers, ils doivent atteindre l'état fondamental sans produire de photon ultraviolet susceptible d'ioniser un autre atome identique. (BRIGHTERORANGE & ENOCH LAU / WIKIMDIA COMMUNES)

Il n’ya pas d’addition nette d’atomes neutres par ce mécanisme, et donc l’Univers ne peut devenir transparent à la lumière par ce seul chemin. Au lieu de cela, il y a un autre effet qui domine. C’est extrêmement rare, mais étant donné tous les atomes de l’Univers et les plus de 100 000 années nécessaires pour que les atomes deviennent finalement neutres et stables, c’est une partie incroyable et complexe de l’histoire.

La plupart du temps, dans un atome d'hydrogène, lorsqu'un électron occupe le premier état excité, il tombe simplement dans l'état d'énergie la plus basse, émettant un photon ultraviolet d'une énergie spécifique: un photon Lyman alpha. Mais environ 1 fois sur 100 millions de transitions, la descente se fera par un chemin différent, émettant à la place deux photons de plus basse énergie. Ceci est connu comme une désintégration ou transition à deux photons, et est ce qui est principalement responsable de la neutralité de l'Univers.

Lorsque vous passez d'une orbitale «s» à une orbitale «s» à basse énergie, vous pouvez le faire rarement en émettant deux photons d'énergie égale. Cette transition à deux photons se produit même entre l'état 2s (premier excité) et l'état 1s (fondamental), environ une fois sur 100 millions de transitions. (R. ROY ET AL., OPTICS EXPRESS 25 (7): 7960 · AVRIL 2017)

Lorsque vous émettez un seul photon, il entre presque toujours en collision avec un autre atome d'hydrogène, l'excitant et conduisant finalement à sa réionisation. Mais lorsque vous émettez deux photons, il est extrêmement improbable que ceux-ci atteignent un atome en même temps, ce qui signifie que vous créez un atome neutre supplémentaire.

Cette transition à deux photons, aussi rare soit-elle, est le processus par lequel les atomes neutres se forment. Cela nous fait passer d’un univers rempli de plasma à un univers rempli d’atomes à 100% neutres. Bien que nous disions que l'Univers a formé ces atomes 380 000 ans après le Big Bang, il s'agissait en réalité d'un processus lent et progressif qui a duré environ 100 000 ans de part et d'autre de cette figure. Une fois que les atomes sont neutres, il ne reste plus rien de la lumière du Big Bang. C’est l’origine du CMB: le fond cosmique à micro-ondes.

Un univers où les électrons et les protons sont libres et entrent en collision avec les photons se transforme en un neutre qui est transparent aux photons à mesure que l’Univers se dilate et se refroidit. On voit ici le plasma ionisé (L) avant l’émission du CMB, suivi du passage à un univers neutre (R) transparent aux photons. La dispersion entre électrons et électrons, ainsi que celle des électrons et des photons, peut être bien décrite par l'équation de Dirac, mais les interactions photon-photon, qui se produisent en réalité, ne le sont pas. (AMANDA YOHO)

C'est la première fois que l'Univers devient transparent à la lumière. Les photons restants du Big Bang, maintenant longs en longueur d'onde et faibles en énergie, peuvent enfin voyager librement à travers l'univers. Avec les électrons libres partis - liés en atomes stables et neutres - les photons n'ont rien pour les arrêter ou les ralentir.

Mais les atomes neutres sont maintenant partout et servent un objectif insidieux. Bien qu'ils puissent rendre l'Univers transparent à ces photons à basse énergie, ces atomes s'agglutineront en nuages, poussières et amas de gaz moléculaires. Les atomes neutres dans ces configurations peuvent être transparents à la lumière de basse énergie, mais la lumière de haute énergie, comme celle émise par les étoiles, est absorbée par elles.

Une illustration des premières étoiles s’allumant dans l’Univers. Sans métaux pour refroidir les étoiles, seules les plus grosses masses dans un nuage de grande masse peuvent devenir des étoiles. Tant que la gravitation n’aura pas suffisamment de temps pour s’appliquer aux grandes échelles, seules les petites échelles pourront se structurer tôt, et les étoiles elles-mêmes verront leur lumière incapable de pénétrer très loin à travers l’univers opaque. (NASA)

Lorsque tous les atomes de l'univers sont maintenant neutres, ils bloquent remarquablement la lumière des étoiles. La même configuration attendue depuis longtemps pour rendre l'univers transparent transparent le rend maintenant opaque aux photons d'une autre longueur d'onde: la lumière ultraviolette, optique et proche infrarouge produite par les étoiles.

Pour rendre l’Univers transparent à cet autre type de lumière, nous devrons les ioniser à nouveau. Cela signifie que nous avons besoin de suffisamment de lumière à haute énergie pour éjecter les électrons des atomes auxquels ils sont liés, ce qui nécessite une source intense d’émission ultraviolette.

En d'autres termes, l'univers doit former suffisamment d'étoiles pour réioniser avec succès les atomes qu'il contient, ce qui rend le milieu intergalactique ténu et basse densité transparent à la lumière des étoiles.

Cette vue à quatre panneaux montre la région centrale de la Voie lactée dans quatre longueurs d'onde de lumière différentes, avec les longueurs d'onde les plus longues (submillimétriques) en haut, passant par l'infrarouge lointain (2e et 3e) et se terminant par une vue en lumière visible. de la voie lactée. Notez que les bandes de poussière et les étoiles au premier plan masquent le centre en lumière visible, mais pas trop dans l'infrarouge. (ESO / CONSORTIUM ATLASGAL / NASA / CONSORTIUM GLIMPSE / ENQUÊTE SUR LE VVV / ESA / PLANCK / D. MINNITI / S. GUISARD RECONNAISSANCE: IGNACIO TOLEDO, MARTIN KORNMESSER)

Nous le voyons même dans notre propre galaxie: le centre galactique ne peut pas être vu à la lumière visible. Le plan galactique est riche en poussières et en gaz neutres, ce qui réussit extrêmement bien à bloquer les ultraviolets et la lumière visible de haute énergie, mais la lumière infrarouge passe au clair. Ceci explique pourquoi le fond cosmique à micro-ondes ne sera pas absorbé par les atomes neutres, mais par la lumière des étoiles.

Heureusement, les étoiles que nous formons peuvent être massives et chaudes, les plus massives étant beaucoup plus lumineuses et plus chaudes que notre soleil même. Les premières étoiles peuvent être des dizaines, des centaines, voire des milliers de fois plus massives que notre propre Soleil, ce qui signifie qu'elles peuvent atteindre des températures de surface de plusieurs milliers de degrés et une luminosité qui est des millions de fois plus lumineuse que notre Soleil. Ces mastodontes constituent la plus grande menace pour les atomes neutres répartis dans tout l’Univers.

Les premières étoiles de l'univers seront entourées d'atomes neutres d'hydrogène (principalement) d'hydrogène, qui absorbent la lumière des étoiles. L'hydrogène rend l'Univers opaque au visible, aux ultraviolets et à une grande partie de la lumière infrarouge, mais une lumière à longue longueur d'onde, telle qu'une lumière radio, peut transmettre sans entrave. (NICOLE RAGER FULLER / FONDATION NATIONALE POUR LA SCIENCE)

Ce qu'il faut, c'est que suffisamment d'étoiles se forment pour pouvoir submerger l'univers d'un nombre suffisant de photons ultraviolets. S'ils peuvent ioniser suffisamment de cette matière neutre en remplissant le milieu intergalactique, ils peuvent se frayer un chemin dans toutes les directions pour que la lumière des étoiles puisse voyager sans entrave. De plus, il faut que la quantité de protons et d’électrons ionisés ne puisse pas se reconstituer en quantité suffisante. Il n’ya pas de place pour les manigances de style Ross-et-Rachel dans l’effort de réionisation de l’Univers.

Les premières étoiles y font une petite entaille, mais les premières grappes d'étoiles sont petites et de courte durée. Pendant les quelques centaines de millions d'années de notre univers, toutes les étoiles qui se forment peuvent à peine faire abstraction de la neutralité de la matière dans l'univers. Mais cela commence à changer lorsque les amas d'étoiles fusionnent pour former les premières galaxies.

Une illustration de CR7, la première galaxie détectée censée abriter des étoiles de la population III: les premières étoiles jamais formées dans l'univers. JWST révélera des images réelles de cette galaxie et d’autres, et pourra effectuer des mesures de ces objets même lorsque la réionisation n’est pas encore terminée. (ESO / M. KORNMESSER)

Lorsque de grandes masses de gaz, d’étoiles et d’autres matières se confondent, elles déclenchent un formidable élan de formation d’étoiles, illuminant l’Univers comme jamais auparavant. Au fil du temps, de nombreux phénomènes se produisent en même temps:

  • les régions avec les plus grandes collections de matière attirent encore plus d’étoiles primitives
  • les régions qui n’ont pas encore formé d’étoiles peuvent commencer,
  • et les régions où les premières galaxies sont faites attirent d'autres jeunes galaxies,

ce qui sert à augmenter le taux global de formation d'étoiles.

Si nous devions cartographier l’Univers à ce moment-là, nous verrions bien que le taux de formation des étoiles augmente à un taux relativement constant pendant les premiers milliards d’années de l’existence de l’Univers. Dans certaines régions favorables, suffisamment de la matière s'ionise suffisamment tôt pour que nous puissions voir à travers l'univers avant que la plupart des régions ne soient réionisées; dans d'autres, cela peut prendre jusqu'à deux ou trois milliards d'années pour que la dernière matière neutre disparaisse.

Si vous deviez cartographier la matière neutre de l’Univers dès le début du Big Bang, vous découvririez qu’elle commençait à passer à la matière ionisée par groupes, mais vous constateriez également qu’il fallait des centaines de millions d’années pour la plupart disparaître. Cela se produit de manière inégale et préférentiellement le long des emplacements des parties les plus denses du réseau cosmique.

Schéma de l’histoire de l’Univers mettant en évidence la réionisation. Avant que les étoiles ou les galaxies ne se forment, l'Univers était plein d'atomes neutres bloquant la lumière. Tandis que la plupart de l’Univers ne se réionise que 550 millions d’années plus tard, certaines régions parviendront à une réionisation complète plus tôt et d’autres ne le feront que plus tard. Les premières grandes vagues de réionisation commencent vers l'âge de 250 millions d'années, alors que quelques étoiles chanceuses peuvent se former 50 à 100 millions d'années seulement après le Big Bang. Avec les bons outils, comme le télescope spatial James Webb, nous pouvons commencer à révéler les premières galaxies. (S. G. DJORGOVSKI ET AL., CENTRE DES MÉDIAS NUMÉRIQUES DE CALTECH)

En moyenne, il faut 550 millions d’années à partir de la création du Big Bang pour que l’Univers se réionise et devienne transparent à la lumière des étoiles. Nous le voyons en observant des quasars ultra-lointains, qui continuent d'afficher les caractéristiques d'absorption que seule la matière neutre provoque. Mais la réionisation ne se produit pas partout à la fois. il est achevé à différents moments dans différentes directions et à différents endroits. L'univers est inégal, de même que les étoiles, les galaxies et les masses de matière qui se forment en son sein.

L'univers est devenu transparent à la lumière laissée par le Big Bang à l'âge de 380 000 ans environ et est resté transparent à la lumière à longue longueur d'onde par la suite. Mais ce n’est que lorsque l’Univers a atteint environ un demi-milliard d’années qu’il est devenu totalement transparent pour Starlight, certains endroits connaissant cette transparence plus tôt et d’autres l’ayant plus tard.

Sonder au-delà de ces limites nécessite un télescope qui a des longueurs d'onde de plus en plus longues. Avec un peu de chance, le télescope spatial James Webb nous ouvrira enfin les yeux sur l’Univers tel qu’il était à l’époque, où il était transparent à la lueur du Big Bang, mais non à la lumière des étoiles. Lorsqu'il ouvrira les yeux sur l'Univers, nous pourrons enfin comprendre comment l'Univers a grandi au cours de ces âges sombres mal compris.

Débute avec un coup est maintenant sur Forbes, et republié sur moyen grâce à nos partisans de Patreon. Ethan est l'auteur de deux livres, Beyond The Galaxy et Treknology: La science de Star Trek, de Tricorders à Warp Drive.