Lhistoire et la chronologie de l'Univers décrit l'évolution de l’Univers en s'appuyant sur le modèle standard de la cosmologie, fondé sur le modèle cosmologique du Big Bang et les recherches en cosmologie et en astronomie. Selon plusieurs estimations, l'âge de l'Univers serait d'environ d'années.

La formation de l'Univers commence par l'ère du rayonnement, suivie de l'ère de la matière COMPRENDRE : La formation de l'Univers, National Geographic, 21 mars 2021.. Les modèles cosmologiques actuels indiquent que la structure de l'observable s'est formée au cours des étapes suivantes : Univers nouveau-né, état plasma primordial, croissance linéaire des structures, croissance non linéaire des structures, croissance de la matière et des énergies qui sont représentés comme des objets principaux de l'immense espace, et évolution astrophysique. Les premières ères sont celles de l'Univers primordial, encore assez mal comprises aujourd’hui. Elles se déroulent aux environs de la première seconde suivant le Big Bang, 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 traverse une phase conforme à ce que l’on connaît de la physique des particules : une phase où les premiers protons, électrons et neutrons se forment, suivis 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.

Pour le futur, plusieurs théories envisagent le destin de l'Univers.

Les événements marquants de l’histoire de l'Univers Le tableau ci-dessous récapitule les grandes étapes de l'histoire de l'Univers, depuis l’instant zéro jusqu’à nos jours. ÉpoqueTemps depuis le Big BangÉvénement cléInflation cosmique10⁻³⁶ à 10⁻³² secondeExpansion exponentielle de l’UniversNucléosynthèse primordiale~3 minutesFormation des premiers noyaux atomiques (H, He, Li)Recombinaison / Émission du fond diffus cosmologique~380 000 ansFormation des premiers atomes neutres, libération des photonsPremières étoiles de population III100-300 millions d’annéesFin des « âges sombres », réionisationFormation des premières galaxies~300-500 millions d’annéesJADES-GS-z14-0, MoM-z14 observées par JWSTFormation du système solaire9,2 milliards d’annéesNaissance du Soleil et des planètesAccélération de l’expansion de l'Univers~7 milliards d’annéesDomination de l’énergie sombre.Aujourd’hui13,8 milliards d’annéesUnivers observable de 93 Gal de diamètre

Estimation de l'âge de l'Univers L'âge de l'Univers peut être déterminé à partir de la constante de Hubble.. En 2020, une estimation de celle-ci a permis d'estimer l'âge de l'Univers à d'années avant le présent... Une estimation précédente datant de 2009 donnait un âge se situant entre 13,7 et d'années. .. En pratique, on divise l’évolution de l’Univers depuis cette date jusqu'à nos jours en plusieurs ères.

Univers primordial

vignette|Frise chronologique de l'Univers, depuis le Big Bang jusqu'à nos jours. Toutes les idées émises au sujet des tout premiers instants de la cosmogonie de l’Univers sont spéculatives. À ce jour, aucun accélérateur de particules n'est 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 : l'état de Hartle-Hawking ; le ; l’inflation des branes ; la cosmologie gazeuse des cordes ; l’Univers ekpyrotique.

Certains de ces modèles sont compatibles mutuellement, alors que d’autres ne le sont pas. vignette|upright=2.6|centré|Schéma de l'évolution de l'Univers, du Big Bang (à gauche) jusqu'à nos jours (à droite).

Ère de Planck Jusqu’à 10−43 seconde après le Big Bang. vignette|upright=1.5|Variation des constantes de couplage des quatre interactions fondamentales de la physique en fonction de l'énergie. On voit la courbe de l'interaction forte (), de l'électromagnétisme (), de l'interaction faible () et de la gravité (). Lors de l'ère de Planck, les quatre interactions auraient été unifiées.

Si la théorie de la supersymétrie est correcte, alors, durant cette période, les quatre forces fondamentales (électromagnétisme, interaction faible, interaction forte et gravitation) avaient toutes la même puissance et 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 d'Albert Einstein 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 , mèneront finalement à une meilleure compréhension de cette ère.

Ère de la Grande Unification Entre 10−43 et 10−36 seconde après le Big Bang Barbara Ryden, Introduction to Cosmology (« Introduction à la cosmologie »), Addison-Wesley 2003, page 196 (lire en ligne )..

Lors de l’expansion et le refroidissement de l’Univers qui succèdent 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. Cela 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 soit le boson de Higgs.

Ère électrofaible Entre 10−36 et 10−12 seconde après le Big Bang.

Au début de l'ère électrofaible, la température de l’Univers a suffisamment diminué () pour que la force 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 Entre 10−36 et 10−32 seconde après le Big Bang.

La température à laquelle s’est produite l’inflation cosmique n’est pas connue avec certitude. Durant l’inflation, l’Univers est aplati (sa courbure spatiale est critique) et il 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 créées 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 . 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 neuf milliards d’années.

Réchauffement Entre 10−? et 10−? seconde après le Big Bang.

Pendant la phase de réchauffement, l'expansion exponentielle qui s’est produite pendant l’inflation cesse et l’énergie potentielle du champ d’inflaton se désintègre en un plasma de particules relativiste et chaud. Si la grande unification est bien une caractéristique de l'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 Entre 10−32 et 10−12 seconde après le Big Bang.

Aucune preuve observationnelle n'est actuellement suffisante 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.

Après la baryogénèse, l’Univers est rempli d’un plasma de quarks-gluons. À partir de ce point, la physique de l’Univers primordial est mieux connue et moins spéculative.

Brisure de supersymétrie

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

Ère des quarks Entre 10−12 et 10−6 secondes après le Big Bang.

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 hadronique Entre 10−6 et 1 seconde après le Big Bang.

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 une 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 leptonique Entre 1 et 10 secondes après le Big Bang.