01-12-2004
tiens pyro je t'ai trouvé une magnifique description du mot univers ^_^ :
Univers,
Astro. ensemble des corps célestes et de l?espace (naguère considéré comme infini) où ils se meuvent. Contestée encore au début des années 1950, la théorie selon laquelle l?Univers a commencé par une gigantesque «explosion», le big bang, est devenue la base de la cosmologie moderne, car elle explique les propriétés fondamentales de l?Univers, en particulier son expansion, qu?avait mise en évidence l?Américain Edwin Hubble dans les années 1930. Il y a environ 15 milliards d?années, l?Univers était infiniment condensé et chaud. Le big bang transforma cet état singulier en une entité dont l?évolution obéit aux lois de la relativité générale. Les récents progrès de la physique des particules ont permis de décrire l?histoire de l?Univers à partir de l?instant t = 10-4³ s après le big bang: son diamètre est alors de 10-²8 cm et sa température de 10³² K; il est dans un état de «vide quantique». Pendant la période qui s?étend de t = 10-³5 s à t = 10-³² s, l?Univers traverse une phase d?inflation (expansion très rapide) au début de laquelle les quarks, les électrons, les neutrinos et leurs antiparticules vont surgir du vide, avec un très léger excédent de matière par rapport à l?antimatière (un milliard de particules plus une sont créées contre un milliard d?antiparticules). Cette «soupe» de particules reste présente jusqu?à t = 10-6 s, quand la température devient suffisamment basse (10¹³ K) pour que les associations de quarks restent stables sous forme de protons, de neutrons et de leurs antiparticules. Particules et antiparticules vont s?annihiler les unes les autres, aboutissant à un Univers dominé par le rayonnement (ère radiative) et où ne subsiste qu?un infime résidu (un milliardième) de particules. La nucléosynthèse primordiale se déroule entre t = 3 min et t = 30 min: protons et neutrons peuvent s?assembler en noyaux atomiques légers tels que l?hélium, l?élément le plus abondant de l?Univers avec l?hydrogène. À t = 500000 ans, l?Univers s?est assez refroidi (3000 K) pour que les atomes deviennent stables; liés aux protons et noyaux atomiques, les électrons ne s?opposent plus au rayonnement, qui se dissocie de la matière: l?Univers est devenu transparent. Ce rayonnement qui baigne tout l?Univers est encore perceptible aujourd?hui, mais sa température caractéristique n?est plus que de 2,7 K en raison de l?expansion de l?Univers; en effet, celle-ci s?est poursuivie pendant les 15 milliards d?années qui se sont écoulées depuis la période de dissociation. En 1965, la découverte de ce rayonnement «fossile» (dit cosmologique) par les Américains Arno Penzias et Robert Wilson apporta une confirmation décisive à la théorie du big bang. Depuis la phase de dissociation, l?évolution de l?Univers est déterminée par la gravitation. Si sa densité moyenne est supérieure à la densité critique (env. 5 × 10-³0 g/cm³), les forces de liaison gravitationnelle l?emporteront sur l?expansion, qui finira par s?inverser: une phase de contraction ramènera l?Univers à son point initial (Univers fermé). Sinon, l?Univers est condamné à se dilater éternellement (Univers ouvert). Les estimations de la densité de l?Univers sont encore beaucoup trop imprécises pour déterminer si l?Univers est ouvert ou fermé. V. Galaxie, Soleil, Terre, Pluton, Neptune, etc.
© Hachette Livre, 1998
Univers,
Astro. ensemble des corps célestes et de l?espace (naguère considéré comme infini) où ils se meuvent. Contestée encore au début des années 1950, la théorie selon laquelle l?Univers a commencé par une gigantesque «explosion», le big bang, est devenue la base de la cosmologie moderne, car elle explique les propriétés fondamentales de l?Univers, en particulier son expansion, qu?avait mise en évidence l?Américain Edwin Hubble dans les années 1930. Il y a environ 15 milliards d?années, l?Univers était infiniment condensé et chaud. Le big bang transforma cet état singulier en une entité dont l?évolution obéit aux lois de la relativité générale. Les récents progrès de la physique des particules ont permis de décrire l?histoire de l?Univers à partir de l?instant t = 10-4³ s après le big bang: son diamètre est alors de 10-²8 cm et sa température de 10³² K; il est dans un état de «vide quantique». Pendant la période qui s?étend de t = 10-³5 s à t = 10-³² s, l?Univers traverse une phase d?inflation (expansion très rapide) au début de laquelle les quarks, les électrons, les neutrinos et leurs antiparticules vont surgir du vide, avec un très léger excédent de matière par rapport à l?antimatière (un milliard de particules plus une sont créées contre un milliard d?antiparticules). Cette «soupe» de particules reste présente jusqu?à t = 10-6 s, quand la température devient suffisamment basse (10¹³ K) pour que les associations de quarks restent stables sous forme de protons, de neutrons et de leurs antiparticules. Particules et antiparticules vont s?annihiler les unes les autres, aboutissant à un Univers dominé par le rayonnement (ère radiative) et où ne subsiste qu?un infime résidu (un milliardième) de particules. La nucléosynthèse primordiale se déroule entre t = 3 min et t = 30 min: protons et neutrons peuvent s?assembler en noyaux atomiques légers tels que l?hélium, l?élément le plus abondant de l?Univers avec l?hydrogène. À t = 500000 ans, l?Univers s?est assez refroidi (3000 K) pour que les atomes deviennent stables; liés aux protons et noyaux atomiques, les électrons ne s?opposent plus au rayonnement, qui se dissocie de la matière: l?Univers est devenu transparent. Ce rayonnement qui baigne tout l?Univers est encore perceptible aujourd?hui, mais sa température caractéristique n?est plus que de 2,7 K en raison de l?expansion de l?Univers; en effet, celle-ci s?est poursuivie pendant les 15 milliards d?années qui se sont écoulées depuis la période de dissociation. En 1965, la découverte de ce rayonnement «fossile» (dit cosmologique) par les Américains Arno Penzias et Robert Wilson apporta une confirmation décisive à la théorie du big bang. Depuis la phase de dissociation, l?évolution de l?Univers est déterminée par la gravitation. Si sa densité moyenne est supérieure à la densité critique (env. 5 × 10-³0 g/cm³), les forces de liaison gravitationnelle l?emporteront sur l?expansion, qui finira par s?inverser: une phase de contraction ramènera l?Univers à son point initial (Univers fermé). Sinon, l?Univers est condamné à se dilater éternellement (Univers ouvert). Les estimations de la densité de l?Univers sont encore beaucoup trop imprécises pour déterminer si l?Univers est ouvert ou fermé. V. Galaxie, Soleil, Terre, Pluton, Neptune, etc.
© Hachette Livre, 1998
l'univer c'est .. un monde dont on ne sait pas si il y a une fin, 
