HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE

ENTRE LE MYTHE ET LA SCIENCE

D - L’ASTRONOMIE MODERNE OCCIDENTALE (XVIème-XXème siècle) : DE L’HELIOCENTRISME A LA PHYSIQUE DES ASTRES

I - COPERNIC, KEPLER ET GALILEE : LA REVOLUTION DE L’HELIOCENTRISME  (XVIème et XVIIème siècles)

            1 - Les intuitions problématiques de Copernic

 Un chanoine polonais du nom de Nicolas Copernic (1473-1543) écrit un ouvrage en latin qui marque un tournant décisif dans l’histoire de l’astronomie : Des révolutions des orbes célestes. Il est publié en 1543, juste avant la mort de Copernic. Pour la première fois, l’auteur expose un modèle du monde où les planètes tournent autour du soleil et où, en outre, la Terre tourne sur elle-même, pour expliquer la succession des jours et des nuits.

Curieusement, Copernic a très peu observé le ciel au cours de sa vie. Il a repris beaucoup de théories des Anciens et de Ptolémée. Il garde l’idée grecque selon laquelle ce sont des sphères solides qui emportent les planètes autour du soleil fixe. La sphère des étoiles fixes, immobile, limite l’univers. Comme pour les Anciens, le mouvement des corps célestes doit être circulaire et uniforme. Mais il supprime les grands épicycles de Ptolémée, ce qui le conduit à émettre l’hypothèse de l’héliocentrisme, qui permet de mieux expliquer les mouvements célestes.

Cependant, au total, son système est beaucoup plus compliqué et moins ingénieux que celui de Ptolémée : en fait, l’héliocentrisme n’est présent dans ce système que comme une hypothèse commode. Il faut, au sujet de l’héliocentrisme de Copernic, parler d’intuitions et de calculs prédictifs plutôt que d’une véritable démarche scientifique. Il reste qu’il pose les premiers jalons de cette démarche. 

Du reste, peu d’astronomes le suivront. L’un des premiers à adhérer à l’intuition copernicienne de l’héliocentrisme est Giordano  Bruno, condamné par l’Inquisition et brûlé vif à Rome, le 17 février 1600. Bruno aura défendu une conception très personnelle de l’héliocentrisme, liée à sa représentation de la puissance de Dieu : un univers infini peuplé de mondes innombrables, chaque étoile étant un soleil autour duquel tournent des planètes.

Et pourtant, les idées coperniciennes vont commencer à se diffuser, d’une manière indirecte et lente. Reinhold, par exemple, va s’efforcer de combler les lacunes du système copernicien en inventant de nouvelles tables - les tables pruténiques, sortes d’éphémérides faisant des prédictions pour un certain nombre d’années - qui vont remplacer les anciennes. On va ainsi se familiariser avec le calcul copernicien.

La découverte de l’héliocentrisme entraîne deux conséquences importantes :

1) D’une part, les étoiles doivent être beaucoup plus éloignées qu’on ne l’imaginait jusqu’alors ;

2) D’autre part, la différence entre le monde terrestre et le monde céleste tend à s’effacer : en effet, la distinction traditionnelle entre le monde sublunaire et le monde supralunaire est remise en cause. Il faut alors se demander : qui donc met en mouvement la Terre, dont la masse est considérable ? Comment le Soleil peut-il se trouver au milieu de corps lourds, s’il est lui-même un corps léger et éthéré ? Toutes les bases de la physique sont ébranlées. Tout ce qu’affirme la Bible au sujet des relations Terre/Soleil doit être remis en question. 

Le grand adversaire de Copernic sera Tycho Brahé, astronome danois, dernier défenseur du géocentrisme mais génial précurseur de l’astronomie moderne :

- Il montre les faiblesses du système copernicien ;

- De plus, il se livre à d’intéressantes observations du ciel et abandonne les tables astronomiques alors en usage. Malgré sa défense erronée du géocentrisme, ses observations porteront un coup sévère à la physique d’Aristote : il observe une étoile nouvelle, ainsi que des comètes, dans la sphère supralunaire, ce qui va contre la théorie d’Aristote concernant le caractère incorruptible de cette partie de l’univers et met fin à la thèse des sphères solides.

- Par ailleurs, et bien qu’il observe encore à l’oeil nu, il perfectionne de nombreux instruments d’observation et augmente considérablement leur précision. Il construit le premier observatoire des temps modernes.

- Pour finir, il écrit un ouvrage Les Phénomènes les plus récents du monde éthéré où il rejette à la fois le géocentrisme de Ptolémée et l’héliocentrisme de Copernic. Il adopte quant à lui un système intermédiaire entre les deux. Malgré ses erreurs, cet astronome aura permis, par la masse considérable de ses observations, le jaillissement de découvertes ultérieures fondamentales.  

        2 - Les grands calculs et les trois lois de Kepler 

Le grand astronome qui va compléter et perfectionner le système de Copernic est l’allemand Johannes Kepler (1571-1630) : c’est un disciple de Tycho Brahé. Il réussit à établir les lois qui régissent le mouvement des planètes autour du Soleil. Il adopte donc définitivement la thèse de l’héliocentrisme.

C’est en étudiant plus particulièrement le mouvement de la planète Mars qu’il en arrive à se poser les bonnes questions, dont celle-ci, fondamentale : quelle courbe cette planète décrit-elle ?

Après avoir imaginé et rejeté l’hypothèse du cercle défendue par Copernic, il aboutit, au terme d’années de recherche, à l’hypothèse de l’ellipse, dont le génial Ptolémée n’était pas très loin (cf. le point équant). Il pense en effet que Mars n’est pas seulement attirée par le Soleil mais qu’elle subit l’action d’une autre force, ce qui empêche son orbite d’être circulaire. Telle est la 1^ère loi qu’il établit.

La 2^nde loi dit que la vitesse orbitale de la planète varie : lorsqu’elle se trouve loin du soleil, elle chemine plus lentement ; lorsqu’elle s’en rapproche, elle avance plus vite.

Sa 3^ème loi est la suivante : Si Mars avance plus vite que d’autres, c’est parce qu’elle est plus proche du Soleil dont elle subit davantage l’attraction.

Ces trois lois, il les étend ensuite à toutes les planètes, y compris à la lune et aux satellites de Jupiter, découverts par Galilée. (Il supprime donc tous les épicycles de l’astronomie antique.) Il fait une vaste synthèse de toute l’astronomie dans un ouvrage essentiel : Epitomé de l’astronomie copernicienne. Enfin, il fait paraître les « Tables Rudolphines », extrêmement précises puisqu’elles bénéficient de la découverte récente des logarithmes et qu’elles mettent en ordre les observations de Tycho Brahé.

Kepler a donc fait faire un bond en avant considérable à l’histoire de l’astronomie : grâce à ses calculs, l’être humain est désormais capable d’arpenter le système solaire et donc de déterminer des distances considérables. L’astronomie est entrée dans l’ère du calcul.

En revanche, Kepler n’explique pas quelle est la nature de cette force exercée par le Soleil. Sa réponse, en effet, reste poétique et non scientifique : il existe, selon lui, une harmonie musicale dans le ciel, chaque planète émettant une note fondamentale selon sa distance au soleil. Mais comme cette distance varie à tout moment, cette note fondamentale est accompagnée d’accords harmoniques. C’est naturellement Dieu qui dirige cette musique céleste, que nos oreilles sont incapables d’entendre.

            3 - La lunette de Galilée ou l’observation scientifique 

C’est une véritable révolution qu’instaure le physicien italien Galilée (1564-1642) en étudiant, construisant et utilisant, sans doute pour la première fois de l’Histoire, la lunette d’observation, instrument dont il avait entendu parler : il s’agit d’un tube cylindrique de métal muni de lentilles en cristal qui grossissent les objets observés.

Avec lui, tout phénomène est observé, étudié, décrit et justifié. Galilée impose à l’étude de la nature la rigueur et la précision des mathématiques. A la même époque, le philosophe français René Descartes pose la méthode mathématique  comme fondement de la recherche scientifique et de la philosophie elle-même. 

Résolument copernicien, Galilée fait des découvertes (liées à ses observations novatrices et publiées dans Le Messager céleste en 1610) qui provoquent immédiatement de vertes critiques. C’est pourquoi il demande à Kepler son appui, qui le lui accorde immédiatement.

Qu’a découvert Galilée à travers sa lunette ?

- D’abord, quelque chose de stupéfiant : quatre gros satellites tournant autour de Jupiter, preuve que la Terre n’est pas le centre de toutes les révolutions célestes...

- Ensuite, Vénus présente des phases analogues à celles de la Lune. Cela contredit le système de Ptolémée qui affirmait que la planète devait toujours garder une forme de croissant. Or, le cycle complet de phase observé par Galilée prouve que Vénus tourne autour du Soleil.

- Puis, il observe sur la Lune, qui, toujours d’après Ptolémée, devait être parfaite, des montagnes, des vallées et des cratères ; bref : des imperfections.

- Quant à la Voie Lactée, au lieu d’être une exhalaison de l’atmosphère comme le pensaient jusque là les astronomes, elle se révèle constituée d’une multitude d’étoiles invisibles à l’oeil nu.

- Plus tard, en l’observant par projection, il découvre à la surface du Soleil des taches et mesure leur période de rotation. La découverte est de taille : le Soleil tourne lui aussi sur son axe.

En dehors de ces découvertes liées à l’observation, Galilée, en tant que physicien, fera d’autres découvertes fondamentales, comme celles-ci :

- Il prouve que si on laisse tomber un corps le long d’un plan incliné, sa vitesse augmente à mesure qu’il tombe. Il établit ainsi la loi de la chute des corps qui relie l’espace et le temps : les distances parcourues par l’objet sont proportionnelles au carré des temps mis à les parcourir.

- Il découvre le principe d’inertie, suivant lequel tout corps qui n’est soumis à aucune force est soit au repos, soit animé d’un mouvement rectiligne uniforme. Ce principe explique le mouvement perpétuel de la Terre autour du Soleil. 

Toute la physique aristotélicienne, vieille de 2000 ans, et sur laquelle la vision chrétienne de l’univers s’était greffée et consolidée, vient de s’effondrer.

La réaction est  inévitable, l’affaire Galilée éclate au grand jour : le savant réussit non sans peine à publier son Dialogue sur les deux grands systèmes du monde (1632), véritable machine de guerre contre l’héritage aristotélicien, en outre publiée non en latin (la langue savante) mais en italien. Mais après d’interminables péripéties qui laisseront l’astronome épuisé et découragé, le tribunal de l’Inquisition, qui a déjà déclaré hérétique la théorie de Copernic, interdit son ouvrage et le condamne à la réclusion perpétuelle ; malgré les multiples efforts qu’il avait fournis, des années auparavant, pour expliquer que sa théorie ne contredisait pas la Bible si elle était interprétée correctement, Galilée doit finalement abjurer à genoux ses « erreurs », le 22 juin 1633.

Mais Galilée aura sa revanche : deux ans plus tard, son Dialogue sera traduit en latin et diffusé dans toute l’Europe. Galilée va alors rédiger son chef-d’œuvre : Le Discours concernant deux sciences nouvelles, publié en 1638.

Avec le triomphe de l’héliocentrisme, une ère nouvelle peut commencer :

- D’autres découvertes auront lieu par la suite avec Pierre Gassendi, et ses études sur la planète Mercure ; avec Jeremiah Horrocks, qui améliore les prévisions de position des planètes et étudie le transit de Vénus.

- Par ailleurs, les instruments d’observation se multiplient et s’améliorent. On crée de nombreux observatoires, non seulement pour poursuivre les recherches sur le ciel, mais aussi sur la planète Terre, afin de mettre en place des méridiens de référence - problème essentiel pour les navigateurs de l’époque. Louis XIV joue un rôle déterminant dans le développement de l’astronomie en France et fonde l’observatoire de Paris.

- Enfin naît une véritable profession d’astronome, bientôt payée par la communauté et parée de noms illustres, dont on retiendra surtout ceux de Jean-Dominique Cassini et de Johannes Hevel, dit Hévélius. Les découvertes liées à l’observation du ciel ne cessent de se multiplier. On est maintenant en mesure d’évaluer les dimensions du système solaire. Cassini estime la distance de la Terre au Soleil de 140 millions de kilomètres, ce qui constitue un bel exploit car la distance moyenne de notre planète à son étoile est de 150 millions de kilomètres !

II - NEWTON ET SES SUCCESSEURS : LA LOI DE LA GRAVITATION UNIVERSELLE (XVII-XVIIIème et XIXème siècle)

La mort de Galilée coïncide exactement avec la naissance d’Isaac Newton (1642-1727), astronome anglais, qui laissera une empreinte profonde dans l’histoire de la pensée scientifique. Comme tous les savants de son époque, il s’intéresse à tous les domaines du savoir : la physique, les mathématiques, l’optique, l’astronomie, l’économie, la religion, l’histoire et même l’alchimie !...  

Sa grande découverte est la loi de la gravitation universelle. L’idée remonte à Platon mais elle n’est prise en considération qu’avec la découverte de l’héliocentrisme.

La légende dit que c’est en voyant tomber une pomme d’un arbre que Newton aurait eu la première intuition de sa découverte. La réalité est plus complexe. Et sans doute la 3^e loi de Kepler concernant l’attraction des planètes par le Soleil lui a-t-elle permis d’élaborer sa théorie sur la gravitation universelle : deux corps placés à une certaine distance exercent l’un sur l’autre une force d’attraction proportionnelle à leur masse et inversement proportionnelle au carré de la distance qui les sépare. Cette découverte est publiée dans l’ouvrage en latin paru en 1687 : Les Principes mathématiques de la philosophie naturelle. Cette loi explique la chute des corps lourds sur la surface de la Terre qui exerce sa force d’attraction, ainsi que le mouvement des planètes autour du Soleil et celui des satellites autour des planètes.

De plus, il s’agit d’une loi universelle, c’est-à-dire toujours valable, quels que soient le lieu et le moment où deux ou plusieurs corps se rencontrent. Cette loi régit le fonctionnement de tout ce qui est grand dans le ciel comme de tout ce qui est petit, dans la chimie ou dans la vie quotidienne. Tout le monde matériel est donc un enchevêtrement de forces. Ces forces expliquent la trajectoire des forces en mouvement, leur accélération et leur vitesse. Quand on examine l’orbite d’une planète (la courbe qu’elle décrit), on découvre l’action de deux forces : la force de gravité qui attire la planète vers le Soleil et la force de gravité, moins puissante, qui attire le Soleil vers la planète. C’est la combinaison de ces deux forces qui déplace la planète suivant la ligne de son orbite. La mécanique céleste a donc, avec Newton, conquis ses lettres de noblesse.

Dans ces conditions, si on connaît la longueur de la trajectoire d’une planète autour du Soleil, on peut déterminer la force d’attraction qu’il exerce sur elle et on pourra aussi calculer la masse de la planète en question. Toute trajectoire suppose une force de gravitation, donc une masse.

Quant aux irrégularités de mouvement des planètes et des comètes, elles s’expliquent par l’intervention de forces de gravitation secondaires. Par exemple, même si l’attraction de la Lune est trop faible pour pouvoir perturber le mouvement de la Terre autour du Soleil, elle réussit tout de même à provoquer les marées. De même, si l’attraction exercée par le Soleil est de loin la plus forte du système solaire, celle exercée par les planètes provoque de légères perturbations. 

C’est ainsi qu’on a pu approfondir l’observation du système solaire en découvrant des planètes inconnues jusqu’alors, responsables de ces phénomènes : William Herschel repère Uranus et ses satellites, ainsi que ceux de Saturne, avec l’aide de deux autres astronomes : Christiaan Huygens et Jean-Dominique Cassini, entre 1781 et 1789. (La découverte d’autres satellites de Saturne se fera aux XIXème et au XXème siècle, où l’on bénéficiera des voyages spatiaux) Neptune sera découverte d’une manière théorique au même moment par deux astronomes différents qui étudient séparément le comportement de Saturne et remarquent ses irrégularités : John Adams, de 1841 à 1846, et Urbain Le Verrier. Personne ne les prendra au sérieux, jusqu'à ce que John Galle observe enfin cette nouvelle planète dans le ciel, le 23 décembre 1846, à l’Observatoire de Berlin. Ainsi triomphe la théorie de Newton. Pluton sera découverte de la même manière, mais beaucoup plus tard, au XXème siècle, à cause des perturbations des orbites d’Uranus et de Neptune. (Pour cette planète, il y aura plus d’écarts entre la théorie et la réalité observée.)

Une découverte de taille validera la théorie de Newton : il s’agit du calcul par l’astronome britannique Edmond Halley de l’orbite de la comète qui porte son nom. Il a établi en 1705 que les comètes décrivent autour du Soleil des orbites elliptiques très allongées. Il prévoit que la comète qu’il a observée en 1682 reviendra fin 1758-début 1759 et sa prédiction se révèle juste.  

A l’actif de Newton, il faut encore signaler la réalisation du premier télescope, présenté en 1672. La lunette de Galilée était bien entendu encore imparfaite et rudimentaire. Ce sont les Anglais qui lui ont apporté deux améliorations décisives : le cristal à base de plomb qui rend la vision parfaite et l’utilisation de miroirs paraboliques à la place des lentilles - ce sera la naissance du télescope.

L’exploration du système solaire va ainsi pouvoir devenir de plus en plus précise :

- Après les planètes, Giuseppe Piazzi et Heinrich Olbers découvriront le premier astéroïde, Cérès, en 1801-1802.

- Edmond Halley, quant à lui, découvre en 1718 le mouvement propre des étoiles, ce qui met fin au dogme de la sphère des étoiles fixes.

- Charles Messier dresse un catalogue des nébuleuses et indique leur position par rapport aux étoiles voisines. 

Les trois principaux successeurs de Newton seront :

a - Joseph-Louis Lagrange (1736-1813), le plus important, qui applique à la mécanique céleste une méthode purement algébrique et l’expose dans sa Mécanique analytique ;

b - Pierre-Simon de Laplace (1749-1827), qui, dans son Exposition du système du monde (1796),  émet une célèbre hypothèse : le système solaire serait issu d’un nuage de gaz et de poussières interstellaires - ce qu’on appelle une nébuleuse - qui tournait lentement sur lui-même autour d’un axe passant par le centre, lui-même formé d’un noyau dense et de température élevée ; le refroidissement des couches extérieures joint à la rotation de l’ensemble aurait engendré des anneaux successifs d’où proviendraient les planètes et les satellites, tandis que le noyau aurait formé le soleil. En outre, Laplace réunit dans sa Mécanique céleste (1798-1825) tous les travaux de Newton et des savants de l’époque concernant les conséquences du principe de la gravitation universelle ;

c - William Herschel (1738-1822) qui s’intéresse au déplacement du système solaire, entreprend une étude systématique de la répartition des étoiles, découvre  le rayonnement infra-rouge et établit l’existence des systèmes binaires. 

Ajoutons ceci : pour la première fois dans l’histoire de la science, Isaac Newton aura délaissé les causes profondes des phénomènes pour s’intéresser exclusivement aux lois qui les régissent : il remplace la question « pourquoi ? » par la question « comment ? ».  

De leur côté, les philosophes du XVIIème siècle, à la suite de René Descartes, ont suivi un cheminement semblable à ceux de Galilée et de Newton pour l’appliquer à leur discipline et à leur propre approche de l’univers : Baruch Spinoza (très intéressé par les oeuvres de Descartes et de Galilée) et Wilhelm Leibniz (qui a lu Descartes, Galilée et Newton) ont déjà définitivement dégagé la philosophie de l’emprise de la théologie (l’étude de Dieu), s’en remettant, chacun à sa manière, aux lumières de la raison. Tous les deux ont proposé une vision nouvelle de l’univers, plutôt matérialiste pour Spinoza, plutôt idéaliste pour Leibniz.

Au XVIIIème siècle, le philosophe Emmanuel Kant franchit un pas de plus en cessant, comme Newton, de poser la question « pourquoi ? » et en préférant se demander « comment ? » : il pense que notre raison dispose de certaines facultés qui déterminent toutes nos expériences sensibles : le temps et l’espace, qui n’existent pas en dehors de nous mais qui sont des éléments constitutifs de l’intelligence humaine. Tout ce que nous pouvons connaître s’inscrit, pour notre conscience, dans l’espace et le temps et nous portons en nous la loi de cause à effet. Nous ne pouvons donc rien connaître du monde en soi, indépendamment de notre façon de l’appréhender. C’est comme si notre faculté de comprendre était limitée par des « lunettes » : l’espace et le temps.

C’est ce même Emmanuel Kant qui imaginera de multiples univers-îles composant l’Univers, prémonition de la multiplicité des galaxies, découvertes bien ultérieurement. 

Cependant, la théorie de Newton sera détrônée à cause d’un petit problème de mécanique céleste : d’infimes perturbations se produisent dans l’orbite de Mercure et la théorie de la gravitation universelle ne réussit pas à les expliquer. C’est Einstein, au XXème siècle, qui viendra à bout de ce problème en réinterprétant la gravitation...  

III - LA NAISSANCE DES ASTROPHYSICIENS : EN QUETE DE LA NATURE DES ASTRES (1840-début du XXème siècle)

Une nouvelle révolution se produit dans les années 1840 : les astronomes vont devenir des astrophysiciens en analysant la nature des astres ; dans ce monde que l’on pensait sans surprise, ils vont découvrir des comportements plus étranges les uns que les autres

1 - Des méthodes révolutionnaires

Quatre grandes innovations vont révolutionner l’étude de l’Univers. Toutes ont un point commun : l’étude de la lumière. Grâce à ces quatre procédés, l’astrophysique est née. 

a - La photographie :  

Grâce à son invention, on cherche à établir une gigantesque carte du ciel ; plus de vingt instituts du monde entier s’engagent dans ce projet qui ne sera jamais totalement achevé. Mais les clichés serviront pendant des dizaines d’années de base aux catalogues de position des étoiles et constellations. La Lune sera photographiée pour la première fois en 1896. L’un des pionniers de l’astrophotographie sera John Herschel, fils de l’astronome William Herschel. 

b - De nouveaux télescopes :  

En 1845, sir William Parsons construit le plus grand télescope à miroir métallique de tous les temps : 1,83 m de diamètre. La limite est atteinte, la technologie doit donc changer. En 1857, Léon Foucault et Karl Steinbell réalisent le premier télescope à miroir de verre argenté. L’ère des grands télescopes est arrivée. Le grand constructeur de l’époque s’appelle George Hale. Il convainc plusieurs riches industriels et hommes d’affaires américains de financer l’équipement de grands observatoires aux Etats-Unis. (C’est grâce à l’un des ses télescopes qu’Edwin Hubble découvrira les galaxies.)

Commence aussi l’étude de la physique solaire, avec l’observation, notamment, de la couronne du Soleil.

Les grands télescopes permettent aussi d’étudier les détails de la surface des corps célestes, de Mars, surtout. Certains y voient des canaux artificiels - d’où le mythe grandissant des Martiens ! 

c - La spectroscopie :  

Poursuivant les travaux de Newton sur la décomposition de la lumière blanche en ses différentes couleurs, Joseph von Fraunhofer remarque, sans pouvoir l’expliquer, une multitude de raies sombres dans le spectre qu’il a obtenu en décomposant la lumière du Soleil, grâce aux spectroscopes qu’il a lui-même inventés. Gustav Kirchhoff et Robert Bunsen vont inventer l’analyse spectrale en 1859 : pour eux, les raies sombres indiquent la présence d’un élément chimique donné dans une étoile. En 1864, William Huggins découvre cette fois des raies brillantes dans le spectre de certaines nébuleuses.

En 1868, on repère une raie qui ne correspond à aucune de celles qui ont été recensées en laboratoire : on baptise cet élément chimique nouveau, inconnu sur la Terre, « hélium », du grec Hélios, nom du dieu du Soleil. En fait, cet élément existe bien dans l’atmosphère terrestre ; il sera détecté en 1895.

La spectroscopie - grâce à l’effet découvert, en 1842, par Christian Doppler - va permettre aussi à Huggins de mesurer la vitesse relative d’une étoile par rapport à la Terre.

Cette découverte fondamentale sera exploitée par les astronomes du XXème siècle pour échaffauder la théorie du big bang : lorsqu’ils observeront en effet, sur le spectre d’une galaxie, un décalage vers le rouge, ils pourront en conclure que cette galaxie s’éloigne de nous à grande vitesse. L’effet Dopler jouera aussi un rôle dans l’étude des étoiles binaires. 

d - La photométrie :  

Toujours en 1859, le physicien Johann Zöllner réussit à mesurer avec précision l’éclat d’une étoile : grâce à un photomètre, il mesure son éclat apparent puis il détermine la distance de cette étoile par rapport à la Terre (entre-temps, les mesures des distances stellaires ont elles aussi énormément progressé) ; il parvient ensuite à remonter à sa luminosité absolue car celle-ci est proportionnelle à la luminosité apparente et au carré de la distance qui nous sépare de l’astre.

Par la suite, Friedrich Stuve et Friedrich Bessel mesurent respectivement la parallaxe (= angle sous lequel on voit se déplacer une étoile par rapport aux astres plus éloignés lors d’observations menées à 60 mois de différence) de Vega et de 61 Cygni, l’une des étoiles les plus proches du Soleil.

C’est alors qu’on commence à mesurer les distances en les transformant en durées de trajet de la lumière. Le premier catalogue photométrique des étoiles est établi par Zöllner en 1861.

2 - La science de l’électromagnétisme

En 1873, le physicien anglais James Maxwell (1831-1879) fonde l’électromagnétisme, réussissant ainsi à faire la synthèse entre trois domaines de la physique jusque là séparés : l’électricité, le magnétisme et l’optique. La lumière devient un phénomène électromagnétique comme les autres : elle est le résultat de la propagation dans l’espace d’un champ électrique et magnétique. 

En 1893, le physicien allemand Wilhelm Wien établit une loi capitale : la couleur d’une étoile est déterminée par sa température de surface. En 1879, Josef Stefan établit une autre loi qui complète la précédente : la surface d’une étoile est proportionnelle à sa luminosité absolue et inversement proportionnelle à la puissance quatrième de sa température. Enfin, le physicien hollandais Pieter Zeeman découvre que les raies spectrales sont dédoublées en présence d’un champ magnétique : cela va permettre de mesurer le champ magnétique régnant à la surface des astres. 

Face à cette multitude d’informations nouvelles, le Danois Enjar Herzsprung et l’Américain Henry Russel vont établir un célèbre diagramme grâce auquel ils classent les étoiles d’une manière toute neuve et constatent que la répartition des étoiles n’est pas due au hasard. S’ouvre alors une voie nouvelle : une méthode permettant de déterminer l’évolution des étoiles, de leur naissance à leur mort et d’explorer l’espace bien au-delà de notre système solaire et de notre galaxie. 

C’est ainsi qu’Henrietta Leavitt va remarquer la présence de plusieurs céphéides - étoiles connues pour leurs variations d’éclat périodiques - situées dans l’un des Nuages de Magellan. Elle s’aperçoit que la période est d’autant plus longue que l’étoile est brillante. Elle formule donc une relation entre la période de variation et la luminosité apparente de ces étoiles. Cette relation sera la base d’une méthode d’évaluation des distances des amas d’étoiles et des galaxies, c’est-à-dire d’objets de plus en plus éloignés dans l’univers.

            1 - Einstein : de la relativité restreinte à la relativité générale (1905-1919) 

Avant Einstein, la gravitation était décrite par la théorie de Newton, qui supposait que cette force agissait instantanément et à distance dans le vide. Mais cette hypothèse se révèle incompatible avec la relativité restreinte, loi formulée par le physicien allemand (ensuite naturalisé suisse puis américain) Albert Einstein (1879-1955), l’une des figures majeures de la science contemporaine : cette théorie montre l’équivalence de la masse et de l’énergie ; il explique aussi que rien ne peut se propager avec une vitesse plus grande que celle de la lumière. 

Entre 1907 et 1915, Einstein cherche à inclure la force de gravitation newtonienne dans le cadre de sa théorie de la relativité restreinte mais il n’y parviendra pas. Il lui faut donc proposer un bouleversement total du cadre spatio-temporel : d’après la théorie de la relativité générale, la gravitation est une simple conséquence du fait que l’espace-temps possède une courbure due à la présence de masses. Elle n’est donc pas une mystérieuse force agissant à distance mais une propriété géométrique de l’espace-temps. La trajectoire d’un corps qui n’est soumis à aucune autre action que celle de la gravitation est ainsi uniquement déterminée par la structure de l’espace-temps. 

Une fois cette théorie énoncée, trois conséquences essentielles apparaissent :

a - Tout d’abord, l’univers ressemble à un tapis élastique : il est doté d’une structure géométrique liée à la masse des objets qu’il contient. Une relation nouvelle se forme donc entre l’espace, le temps et la matière ; celle-ci courbe l’espace-temps cosmique et lui donne sa structure particulière.

b - Par ailleurs, cette théorie prédit de légères modifications des orbites planétaires par rapport à la théorie de Newton. C’est ainsi qu’Einstein réussit à expliquer l’anomalie du mouvement de la planète Mercure.

c - En outre, la lumière, comme toute autre onde électromagnétique, ne se propage pas toujours en ligne droite. A cause de la courbure de l’espace-temps, les rayons de lumière qui passent à proximité sont déviés. L’éclipse totale du Soleil en 1919 va permettre, avec l’astrophysicien et mathématicien Arthur Eddington, de vérifier cette hypothèse.

 2 - Les successeurs d’Einstein : L’univers dynamique (à partir de 1917)

Malgré son génie, Einstein croit dur comme fer à l’immobilité de l’univers et que celui-ci se réduit à la Voie lactée, notre galaxie ! Ses équations ont beau lui fournir une conception de l’univers dynamique, il refusera de les croire, tentant, pour maintenir intacte sa vision d’un univers statique, d’introduire dans son système une force anti-gravité, la constante cosmologique, pour déclarer plus tard que c’était la « plus grosse erreur de sa vie »... En ce sens, sa vision est encore classique. Nous ne sommes pas si loin, tout compte fait, d’Aristote...

Il appartient désormais à d’autres chercheurs de tirer les conséquences de la théorie d’Einstein. De fait, une nouvelle révolution ne va pas tarder à se produire, en trois étapes, dans notre conception de l’univers : 

a - Notre système solaire ne se trouve pas au centre de notre galaxie, la Voie Lactée :  

En 1917, Harlow Shapley constate que les Céphéides ne sont pas centrées autour du Soleil ; or, il suppose qu’elles se trouvent au centre de notre galaxie. Il en conclut donc que notre système solaire se trouve à la périphérie, et non au centre, de la Voie Lactée. L’homme se trouve encore plus décentré dans l’univers qu’au temps de Copernic...

b - Notre univers ne se réduit pas à notre galaxie, la Voie Lactée :  

Certains astronomes font l’hypothèse que l’univers contient de nombreux et immenses rassemblements d’étoiles, séparés les uns des autres par de très grandes distances. Ils pensent que ces milliers de « nébuleuses » célestes que l’on a jusqu'à présent répertoriées ne sont pas seulement constituées de gaz et qu’elles pourraient bien cacher un fourmillement d’étoiles.

Le grand savant de cette période s’appelle Edwin Hubble (1889-1953) : après avoir photographié sans relâche les fameuses nébuleuses, il finit, en 1924, par y découvrir des céphéides. Cette découverte est capitale : elle marque la naissance de l’astrophysique extra-galactique. En effet, on est maintenant capable de calculer les distances d’après les luminosités apparentes et absolues des étoiles. C’est ainsi qu’il découvre la galaxie nommée Andromède.

Il va ensuite utiliser une classification encore utilisée de nos jours : les galaxies en forme de spirale (80 pour 100), les galaxies elliptiques (15 pour 100) et les galaxies irrégulières. Peu à peu, les astronomes comprendront que, comme les étoiles, beaucoup de ces galaxies ont l’instinct grégaire et qu’elles se regroupent en amas, voire en superamas. 

c - La théorie du big bang :  

Hubble a déjà, par cette découverte, ouvert grand les portes d’un insondable océan cosmique ; mais il va franchir un pas de plus en reprenant les travaux que Vesto Slipher (1875-1969) a entamés en 1912 : celui-ci, grâce à la spectroscopie, avait découvert que la plupart des nébuleuses s’éloignaient de nous à très grande vitesse. Hubble reprend cette analyse des spectres et va plus loin que Slipher : il cherche une relation entre la vitesse d’éloignement et la distance des galaxies par rapport à nous. Ainsi est établie, en 1929, la loi Hubble : la vitesse d’éloignement des galaxies est proportionnelle à leur distance. Avec l’aide de Humason, Hubble vérifie cette loi pour des galaxies de plus en plus lointaines. Ainsi peut naître la cosmologie contemporaine.

C’est alors qu’un cosmologiste belge, le chanoine Georges Lemaître (1894-1966), s’appuyant à la fois sur les travaux du mathématicien russe Alexandre Friedmann (1888-1925) et sur la nouvelle loi de Hubble, émet pour la première fois l’hypothèse du big bang : si les galaxies s’éloignent de nous, c’est qu’à une époque extrêmement lointaine dans le passé, ces galaxies devaient être très proches les unes des autres.

Remontant encore dans le temps, Lemaître arrive à une époque où il n’y a plus ni galaxies ni étoiles, mais seulement une concentration de matière très chaude et de densité extrêmement élevée. Cette hypothèse de l’« atome primitif », selon l’expression de Lemaître, passera à la postérité sous le nom du big bang, expression forgée par un de ses adversaires, qui voulait tourner cette théorie en dérision ! Le succès de cette expression sera immédiat. Curieusement, cette théorie de l’atome primitif fait penser à bien des mythes anciens qui montraient l’univers sorti d’un oeuf primordial et peu à peu étendu. Certains, d’ailleurs, ont critiqué le big bang en en faisant un mythe de plus...  

La notion d’espace est considérablement modifiée par cette théorie du big bang : l’espace n’est pas, comme le pensait Newton, une enveloppe vide, statique, baigné par une substance invisible, l’éther, qui transmettait la force gravitationnelle - une enveloppe où l’univers se serait développé ! Il faut tout simplement affirmer qu’avant le big bang, l’espace n’existait pas. L’espace devient donc, avec cette théorie, pareil à un tissu dynamique qui entraîne les galaxies immobiles avec lui. Il pourrait être comparé à un gâteau aux raisins qui gonflerait ; de ce fait, les raisins s’éloignent les uns des autres ; pourtant, ils sont bien au repos... L’espace est une sorte d’élastique.

La notion de temps, de son côté, subit le même sort : le temps, lui aussi, devient élastique. Il est étroitement lié au mouvement de celui qui le mesure. Le temps unique et universel de Newton a laissé la place à une multitude de temps individuels.

L’espace et le temps forment donc un véritable couple dont les mouvements sont toujours complémentaires. C’est pourquoi on parle d’espace-temps. L’univers a désormais quatre dimensions : longueur + largeur + profondeur + temps. 

Une autre conséquence de la relativité générale et du big bang se manifeste en la présence, au sein de l’univers, de trous noirs : là où le champ de gravitation est suffisamment fort pour retenir même les photons (particules qui constituent la lumière), se forment des trous noirs, c’est-à-dire des zones dont l’intérieur ne peut absolument pas entrer en relation avec le reste de l’univers. Ces trous noirs se formeraient lors de la mort d’une étoile géante, lorsque celle-ci s’effondre sur elle-même. Ils ont la particularité d’absorber une quantité gigantesque de matière.

Autre étrange découverte : en 1933, l’astrophysicien suisse Fritz Zwicky comprend qu’il existe dans l’amas de galaxies de Coma de la matière noire ou manquante, c’est-à-dire non lumineuse, invisible et dont la masse surpasse très largement celle des étoiles visibles. En fait, les galaxies visibles ne sont que de petits îlots flottant dans un océan de matière sombre (environ 10 pour 100 seulement !). Encore aujourd’hui, la nature de cette masse cachée demeure mystérieuse.

Autre énigme, apparaissant au même moment : la découverte de la première particule d’antimatière, par Carl Anderson, en 1932. 

Ce sont les physiciens nucléaires, qui travaillent à cette époque sur la bombe atomique, qui vont se passionner pour les colossales densités et températures supposées régner au tout début de l’univers. Hans Bethe va ainsi tenter d’expliquer pourquoi les étoiles brillent par un ensemble de réactions nucléaires. L’équivalence entre masse et énergie, découverte par Einstein, est l’un des facteurs explicatifs. C’est ainsi que l’on fabriquera de l’hélium à partir d’hydrogène.

 Quels sont les arguments en faveur de cette théorie du big bang ?

1^er argument : Les astronomes ont réussi à capter les toutes premières émanations de la lumière en train de se dissocier de la matière ; ces émanations baignent tout notre univers d’une manière égale et constante ; ce sont des grains de lumière qui dominent très largement l’univers de leur nombre : 1 milliard pour chaque particule de matière ! Cette découverte, déjà prédite en 1946 par George Gamow, est faite en 1965, un peu par hasard, grâce à la radioastronomie et à deux radioastronomes américains : Arno Penzias et Robert Wilson. Ce faible rayonnement - la lumière en question est froide (- 270° C) et peu énergétique - sera appelé « rayonnement fossile ».

2^e argument : Les objets cosmiques, contrairement à nous, sont tous formés d’un quart d’hélium et de trois quarts d’hydrogène. Autrement dit, il n’y a pas en eux d’éléments chimiques lourds (tels par exemple que le calcium, le zinc, le cuivre... dont nous sommes faits) mais seulement les deux éléments chimiques les plus légers de l’univers et toujours dans la même proportion. Comment s’expliquer une telle homogénéité ?

Cette homogénéité doit refléter les origines des corps cosmiques : les étoiles sont composées en majorité d’hydrogène et l’hélium est lui-même composé d’hydrogène. L’hydrogène est donc un élément premier, présent au tout début de l’univers.

Qu’en est-il de l’hélium ? Les éléments chimiques lourds, eux, peuvent être fabriqués dans les coeurs brûlants des étoiles car ces coeurs sont de véritables fours cosmiques libérant une énergie nucléaire énorme. En revanche, si ces mêmes coeurs avaient fabriqué de l’hélium en grande quantité, l’énergie libérée aurait été bien plus grande que celle que l’on observe dans l’univers. De plus, l’absence actuelle de l’énergie libérée dans la fabrication de l’hélium peut s’expliquer par la dilution de cette énergie due à l’expansion de l’univers. L’hélium doit donc être aussi un élément primordial, existant avant la formation des étoiles.

L’hydrogène et l’hélium étant les deux seuls éléments chimiques qui aient pu exister au tout début de l’univers, leurs quantités relatives ont dû être fixées une fois pour toutes et ne dépendraient plus de l’évolution des étoiles et des galaxies (évolution qui était la cause de la grande variation en quantité des éléments chimiques lourds.) Les calculs prédisaient qu’environ 3 minutes après le big bang, le quart de la masse de l’univers était fait d’hélium et les trois quarts restants étaient de l’hydrogène. Or, c’est bien ce qu’on observe dans les étoiles et les galaxies...

3^ème argument : C’est la mesure de l’âge de l’univers. Il existe trois manières différentes et totalement indépendantes l’une de l’autre qui permettent de mesurer cet âge ; or, il se trouve que les résultats de ces trois calculs se rejoignent : l’adepte du big bang a donc de quoi se réjouir !

Premier procédé : par un calcul compliqué, il s’agit de mesurer le mouvement des galaxies - mais uniquement celui qui est dû à l’expansion de l’univers. Il faut donc éliminer tous les mouvements dus à la gravitation. De plus, il faut pouvoir mesurer la luminosité des étoiles les plus lointaines car la lumière met du temps pour nous parvenir ; regarder les étoiles les plus lointaines, c’est donc regarder vers le passé. Un autre problème se pose alors : les étoiles, d’une galaxie à l’autre, n’ont pas la même histoire. Certaines peuvent être plus brillantes tout en étant plus éloignées. D’autres problèmes se posent encore, qui font qu’au total, la mesure de l’âge de l’univers est forcément très imprécise. Néanmoins, on peut dire qu’il a entre 10 et 20 milliards d’années !

Deuxième manière de calculer l’âge de l’univers : l’étude des amas globulaires, qui contiennent les étoiles les plus petites, celles qui brûlent leur énergie le plus lentement. Ce sont donc elles les plus anciennes. Or, on a estimé que ces étoiles avaient entre 12 et 20 milliards d’années - calcul qui rejoint le précédent !

Troisième manière d’estimer l’âge de l’univers : calculer la durée de vie de certains atomes, qui meurent et se transforment en d’autres. Or, par un calcul savant, on obtient, pour les atomes les plus anciens, un âge compris entre 10 et 20 milliards d’années.  

Néanmoins, il existe aussi des contre-arguments :

1^er contre-argument : L’univers est homogène : le rayonnement fossile est exactement le même partout ; or, la lumière met du temps à parvenir quelque part. Comment donc expliquer que malgré les immenses distances de l’univers, toutes les régions de celui-ci aient pu s’homogénéiser ainsi ? Cela implique que tous les éléments de l’univers aient été constamment en relation les uns avec les autres - ce que la théorie du big bang paraît contredire.

2^e contre-argument : L’univers est structuré ; il présente donc des irrégularités. Comment celles-ci ont-elles pu se produire à partir d’un état si uniforme ? Comment la complexité a-t-elle pu surgir de la simplicité ? Mystère...

3^e contre-argument : Au commencement, la matière et l’antimatière se côtoyaient. Or, où est passée l’antimatière ? Pourquoi vivons-nous dans un univers exclusivement composé de matière ?

4^e contre-argument : On a constaté que l’univers était plat et on ne comprend pas pourquoi : cela signifie que les deux grandes forces qui s’opposent dans l’univers - son expansion, qui éloigne les galaxies les unes des autres, et la gravitation, qui rapproche les corps cosmiques les uns des autres - sont miraculeusement équilibrées. Comment expliquer cet extrême degré de précision qui permet à l’univers de ne pas s’effondrer sur lui-même ou, à l’inverse, de pas se diluer au point que les galaxies auraient été incapables de se former ?

Deux réponses ont pu atténuer la portée de ces contre-arguments :

- La recherche, dans l’ordre de l’infiniment petit, d’une superforce qui unifierait les quatre forces en présence dans l’univers (gravitation qui rapproche les corps visibles, force électromagnétique qui rapproche les particules de charge électrique opposée, force nucléaire faible qui désintègre les atomes et force nucléaire forte, qui assemble les particules les plus petites, quelles que soient leurs charges électriques).

- L’idée d’une phase d’expansion extrêmement rapide (dite inflationnaire) dans les premières fractions de seconde de l’univers. Dans ces conditions d’expansion extrêment forte, l’univers est tellement minuscule que toutes ses parties sont en contact les unes avec les autres : la lumière a alors le temps d’y diffuser son rayonnement de manière homogène. Par ailleurs, cette période d’inflation permet également d’expliquer la platitude de l’univers : la géométrie de l’espace s’aplatit à cet instant puisque l’univers gonfle démesurément d’un seul coup. Les irrégularités ou structures que l’on observe à présent dans l’univers seraient, quant à elles, celles qui caractériseraient la soupe - plus ou moins dense - d’électrons, de quarks, de neutrinos, de photons et de leurs antiparticules, apparus très rapidement, eux aussi, toujours du fait de cette inflation-éclair. Au cours de l’expansion de l’univers, ces irrégularités n’ont pu que grossir elles aussi et devenir des structures... 

Dans les années 50, les physiciens se pencheront sur la question de la synthèse entre les éléments chimiques de plus en plus lourds au coeur des étoiles. Georg Gamow et ses collègues vont alors revoir plus précisément le scénario du big bang, qui se précise ainsi :  

Ajoutons que la radioastronomie permettra aussi de détecter les ondes radio provenant du cosmos : ce sont des ondes de même nature que les ondes lumineuses classiques mais de longueurs d’onde beaucoup plus grandes. On peut ainsi explorer le ciel sans se servir de la lumière... On constate aussi que la plupart des radiosources se trouvent hors de la Galaxie et que les plus brillantes (donc proches) sont beaucoup moins nombreuses que les plus faibles (donc lointaines). On en conclut que les radiosources étaient plus nombreuses dans le passé. Voilà qui de nouveau paraît conforter la théorie du big bang, selon laquelle l’univers évolue.

Parmi ces radiosources, on va repérer une nouvelle catégorie d’objets célestes auxquels on va donner le nom de quasar : ce sont des sources lumineuses dégageant plus d’énergie que des centaines de galaxies réunies, tout en ayant des dimensions très réduites. On peut ainsi les détecter de très loin et reculer les limites du cosmos observable.

En 1967, on découvre les pulsars, étoiles à neutrons, dotées d’un champ magnétique, dont le rayonnement électromagnétique est capté sous forme d’impulsions périodiques très brèves. C’est ce qui reste du cœur d’une étoile massive défunte.

V - AUTOUR DE NIELS BOHR : LA REVOLUTION QUANTIQUE (à partir de 1900)

Au début du XXème siècle, une autre révolution se prépare, en marge des révolutions astronomiques. Loin des espaces intergalactiques, elle se fait dans le monde infiniment petit des particules : en 1900, Max Planck formule la théorie des quanta d’énergie. C’est l’aube de la mécanique quantique. Einstein applique cette théorie à la lumière. Mais c’est le physicien danois Niels Bohr (1885-1962) qui fera triompher cette nouvelle vision du monde des particules en appliquant la théorie à l’atome. Ainsi progresse-t-on dans l’idée que l’on peut se faire de l’univers lors des premiers instants du big-bang. Mais cette conception révolutionnaire, qui va donner des résultats spectaculaires sur le plan technique et pratique, rend tout simplement l’univers impensable pour l’intelligence humaine !

C’est pourquoi tous les physiciens qui sont en un certain sens les héritiers de Newton - Einstein en tête - et qui défendent une conception classique de l’univers, vont unir leurs forces pour tenter de contredire cette nouvelle théorie. En effet, la physique des quantas apparaît incompatible avec la théorie de la relativité générale. Longtemps, Einstein a combattu les idées de Bohr. Mais celui-ci triomphe finalement.

Jusqu’alors, le modèle de l’atome était un système solaire miniature : un noyau, comparable au Soleil, se trouvait au centre d’un ballet d’électrons - semblables aux planètes. En 1912, Niels Bohr va montrer que ce système ne permet pas d’expliquer pourquoi les atomes demeurent stables. Il impose alors aux électrons des orbites bien déterminés. Il découvre que l’énergie des électrons est quantifiée : ses valeurs correspondent aux différents orbites des électrons. Ceux-ci ne peuvent changer d’orbite qu’en sautant d’un niveau d’énergie à un autre.  

De son côté, Louis de Broglie pense que la matière se comporte comme la lumière, telle qu’Einstein l’a décrite : elle est tantôt une onde (qui peut se diffuser dans tout un espace donné, tantôt une particule (qui n’occupe qu’un point de cet espace). Pour sauver la vision classique de l’univers, de Broglie explique que la matière se comporte comme une onde lorsqu’elle n’est pas observée et qu’elle se transforme en particule quand on l’examine - les photons que lui envoie l’appareil d’observation modifiant alors la forme que prend la matière.

Mais cette explication, qui plaît beaucoup à Einstein, ne satisfait pas du tout Bohr qui s’acharnera à montrer qu’en réalité la matière n’est ni une onde ni une particule et que tenter de la décrire est une absurdité : pour lui, ce qu’on appelle particules ne sont que des probabilités, des virtualités. En somme, c’est presque comme si elles n’existaient pas vraiment. Elles ne se mettent à exister que quand on les observe... 

Bohr réussit à convaincre un grand nombre de physiciens, qui se réunissent sous le nom d’Ecole de Copenhague : Heisenberg qui en 1927 formule son célèbre principe d’incertitude ; Schrödinger ; Max Born... Celui-ci montre que les particules quantiques vivent dans un monde flou, indéterminé. Elles ne se manifestent comme des particules que lorsqu’elles interagissent avec le monde macroscopique, donc avec l’intervention d’un observateur. Et le résultat de toute mesure de ces particules (mouvement, position) est fondamentalement imprévisible car aléatoire - c’est-à-dire gouverné par le hasard. Certains diront même que c’est l’esprit humain qui « invente » des particules qui, en réalité, ne sont nullement des choses. C’est comme si l’univers ne pouvait plus exister en dehors de l’observation humaine, comme si parler d’un univers extérieur à nous n’avait plus de sens !

Ce flou quantique explique pourquoi au début de l’univers le vide peut être peuplé de particules et d’antiparticules fantômes qui apparaissent et disparaissent sans cesse. 

Einstein, durant le reste de sa vie, va essayer d’anéantir cette théorie étrange. « Dieu ne joue pas aux dés ! » dira-t-il. Mais il meurt sans avoir pu parvenir à ses fins. L’univers semble devoir rester définitivement « voilé », comme le dira le physicien Bernard D’Espagnat, tant qu’on veut l’étudier comme un objet extérieur à nous, posé devant nos yeux.

Qu’est-ce alors que l’univers ? On ne peut rien en dire. Il n’est plus qu’une sorte de fantôme qui prendrait un malin plaisir à cacher son identité. Il n’est plus rien d’autre que des équations, des calculs de probabilité...