Histoire de l’Univers
Les astrophysiciens ont également essayé de remonter le cours du temps cosmique en s’approchant le plus possible de l’instant de l’explosion initiale.
Actuellement, la densité de matière ρm est bien supérieure à la densité du rayonnement ρr, et l’on peut négliger les pressions de matière Pm et de radiation Pr. Mais, quand l’Univers est très condensé, donc très chaud, la densité de rayonnement ρr devient supérieure à la densité de matière ρm et l’on ne peut plus négliger la pression de radiation Pr. Les solutions aux équations d’Einstein sont alors un peu différentes. Dans le cas euclidien, par exemple, le paramètre d’échelle est proportionnel à t1/ 2, au lieu de l’être à t2/ 3. Le calcul de la géométrie [représentée par le rayon R(t)] en fonction du contenu (repré-
senté par pression, densité et tempé-
rature) montre que plus on remonte dans le temps, plus la température T est grande, et, quand R tend vers zéro au temps t = 0, la température T tend vers l’infini. Au temps cosmique t = 1/100
de seconde, T = 1011K, ρr = 109 g/cm 3, l’Univers est rempli d’un gaz opaque de photons, d’électrons et de neutrinos
en équilibre thermodynamique entre eux. Les électrons sont créés par paires (1 électron, 1 positron) à partir des photons et s’annihilent par collision en formant de nouveau des photons. La matière existe sous forme de nucléons de densité peu élevée (10 g/cm 3) et de vitesses non relativistes. Au temps t = 1 s, la température T a baissé, et, par suite, l’énergie moyenne des photons est trop faible pour que des électrons soient créés. Au temps t = 10 s, la température T est inférieure à 1010 K, et les protons et les neutrons forment du deutérium. Il se forme aussi des élé-
ments légers He 3, Li 7 et d’autres moins abondants. Au temps t = 15 mn, la température T ayant continué à baisser et l’Univers en expansion à se diluer, les réactions s’arrêtent. Le calcul montre que le quart de la masse de matière est constitué d’hélium, le reste étant presque entièrement constitué d’hydrogène. Ce sont justement les abondances que l’on trouve aujourd’hui dans les étoiles les plus anciennes. Au temps t = 10 000 ans, la température est inférieure à 10 000 K, et la ma-tière jusque-là ionisée devient neutre.
Vers t =100 à 200 millions d’années, les galaxies se condensent à partir de nuages gazeux protogalactiques. Si l’on essaie de remonter le temps vers t = 0 s à partir de t = 1/100 de seconde, on trouve la création et l’annihilation, par paires, de particules de plus en plus lourdes, correspondant à une plus grande énergie moyenne des photons ; au temps t ~ 10– 4 s se matérialisent et s’annihilent des mésons μ et π, puis des mésons K, des nucléons et des antinucléons, des hypérons et des anti-hypérons, etc. Au temps t = 10– 43 s, on arrive à une sorte de limite au-delà de laquelle les phénomènes quantiques interviennent, entraînant une telle incertitude dans la géométrie de l’Univers qu’il est impossible, dans l’état actuel de la science, de déterminer son état.
Peut-être existe-t-il alors dans l’état hyperdense de l’Univers une particule appelée parton, véritable quantum de trou noir ; son rayon r = h/2πmc (h = constante de Planck) est égal à son rayon de Schwarzschild ce qui
donne m = 10– 5 g et r = 10– 33 cm.
Il faut trois partons pour former un proton (par l’intermédiaire de quarks) ;
donc 3 × 10– 5 g donnent une particule de 1,67 × 10– 24 g. Le défaut de masse est considérable. Ce serait lui qui, toujours selon l’équation d’Einstein E = mc 2, reliant la masse et l’énergie, fournirait l’énergie énorme de l’explosion primordiale. Dans ce schéma rapide, la proportion initiale de matière et d’énergie diffère selon deux théories : d’une part, celle d’un Univers symétrique, pour laquelle il n’y a, à l’origine, que de l’énergie, les particules et les antiparticules étant créées en quantités égales dans l’Univers pour aboutir finalement à des galaxies faites de matière et à d’autres faites d’antimatière ; d’autre part, celle d’un Univers non symétrique, supposant l’existence, a priori, d’un petit excès de matière sur l’énergie, excès qui subsiste à l’annihilation, par paires, des particules au cours des phases condensées. Actuellement, cette dernière théorie semble préférable, mais les théories n’ont pas fini d’évoluer. Ainsi la théorie de Newton a été inclue dans la théorie plus générale d’Einstein. Le besoin actuel d’introduire les phéno-mènes quantiques conduira sans doute à de nouveaux progrès. Récemment, des observations de grande précision et de grande sensibilité ont montré des
« décalages spectraux anormaux » dans des groupes de galaxies ou au voisinage d’objets massifs. Cette constatation peut remettre en question une partie de l’interprétation cosmologique de la récession des galaxies et des quasars. Le rayonnement thermique cosmologique isotrope de 2,7 K est même interprété par certains comme un effet local dû aux photons émis par les astres proches qui nous entourent. Il reste encore beaucoup d’hypothèses à vérifier, mais la cosmologie est entrée dans le domaine de la science, et l’on peut espérer qu’un jour elle apportera des réponses scientifiques bien étayées aux questions essentielles que les hommes se posent sur l’Univers.
N. H.
F Âge de la Terre / Astronomie / Ciel / Coordonnées astronomiques / Copernic / Einstein / Étoile
/ Galaxie / Galilée / Kepler / Mécanique céleste /
Nébulosité galactique / Pulsar / Quasar / Radioastronomie / Relativité.
& A. Koestler, les Somnambules. Copernic, Kepler, Tycho Brahe, Galilée (Calmann-Lévy, 1960). / H. Andrillar, Introduction à l’étude des cosmologies (A. Colin, 1970). / J. C. Pecker (sous la dir. de), la Nouvelle Astronomie, science de l’Univers (Hachette, 1971). / F. Hoyle, From Stonehenge to Modern Cosmology (San Francisco, 1972). / J. Heidmann, Introduction à la cosmologie (P. U. F., 1973). / W. J. Kaufmann, Relativity and Cosmology (New York, 1973).
/ R. Omnès, l’Univers et ses métamorphoses (Hermann, 1973). / M. Rouzé, Copernic et la conquête du cosmos (La Farandole, 1973).
Unkei
Sculpteur japonais (Kyōto v. 1148 - ?
1223).
À la fin du XIIe s., le Japon connaît d’importants bouleversements sociaux qui se terminent par la victoire d’un gouvernement militaire. Peu à peu, un art nouveau et réaliste se fait jour, et, dans le domaine de la sculpture, à la beauté idéalisée de l’époque pré-
cédente succèdent une vigueur et un naturalisme caractéristiques d’une classe sociale à l’esprit pratique : celle des guerriers. Parallèlement, de nouvelles sectes religieuses, ne trouvant plus appui auprès de l’aristocratie, se tournent vers les classes populaires avec un langage simple et des images proches de la réalité quotidienne. Les grands sanctuaires de Nara*, dévastés par les guerres civiles, sont restaurés par des artistes qui sont ainsi amenés à se familiariser avec les chefs-d’oeuvre imprégnés de réalisme du VIIIe s. Ces hommes, enfin, doivent accueillir une nouvelle vague d’influences chinoises dès lors que reprennent, dans la seconde moitié du XIIe s., les relations avec l’empire des Song.
Tous ces facteurs se conjuguent pour que la sculpture japonaise s’épanouisse une fois encore. Elle trouve sa meilleure expression dans l’art d’un maître de génie, Unkei. On sait peu de chose sur la vie de celui-ci. Il serait le fils du sculpteur Kobei, lui-même descendant du célèbre Jōchō*, fondateur, à Kyōto, de l’« école de la septième rue ». Succédant à son père et entouré de collaborateurs de valeur comme Kaikei, Unkei va redonner à cet atelier tout son
prestige. Vers 1190, il est chargé de la restauration de nombreux temples de Nara, tâche qu’il poursuivra jusqu’à sa mort et qui lui vaudra les titres les plus honorifiques de la hiérarchie bouddhique ainsi qu’une très belle carrière officielle.