Illustrations des ouvertures
de chapitre :
Dunklayth

Image de fond de couverture :
© Millennium Simulation Project, Institut Max Planck

© Hachette Livre, Éditions Marabout, 2017

ISBN : 978-2-501-11950-4

Remerciements

(parce que quand on est poli, on dit encore merci)

À Daniel pour m’avoir, très tôt le matin, montré la voie,

À Michael Stevens, Derek Muller, Destin Sandlin, Henry Reich, CGP Grey, John & Hank Green, Vi Hart, etc. pour avoir ouvert la voie,

À Antoine, Fred, Sébastien, Mathieu, Kriss, Links, et tant d’autres pour avoir ouvert de nouvelles voies,

À Alexandre Astier et Jean-Christophe Hembert pour m’avoir montré d’autres voies,

À Donatien pour m’avoir balisé la voie,

À Gaëlle, sans qui je serais simplement sans voix,

À Jarod et Camille à qui ce livre est dédié comme la première fois.

Préface

Par Étienne Klein

Nul ne saurait nier qu’une certaine inculture scientifique est devenue intellectuellement et socialement problématique : elle marginalise la science contemporaine, empêche d’en fonder une épistémologie rigoureuse, favorise l’emprise des gourous de toutes sortes et rend délicate l’organisation de débats sérieux sur l’usage que nous voulons faire des technologies. Le philosophe Gaston Bachelard expliquait que « la culture scientifique nous demande de vivre un effort de la pensée. » Sans doute est-ce cet effort-là que nous n’aimons pas suffisamment pratiquer, alors même qu’il peut être fort grisant, voire tout à fait décoiffant.

On ne saurait toutefois se montrer aussi sévère qu’Einstein expliquant que « ceux qui utilisent négligemment les miracles de la science et de la technologie, en ne les comprenant pas plus qu’une vache ne comprend la botanique des plantes qu’elle broute avec plaisir, devraient avoir honte. » Le père de la relativité se montrait là beaucoup trop exigeant (en plus d’être injuste avec les ruminants, qui savent sans doute deux ou trois choses sur la vie des herbes qu’ils mâchent à une cadence d’essuie-glace). Il est en effet devenu impossible de se faire une bonne culture à la fois sur la physique des particules, les ondes gravitationnelles, la génétique, le nucléaire, la climatologie ou l’immunologie, de sorte que si l’on voulait que les citoyens participent aux affaires publiques en étant vraiment éclairés sur tous ces sujets, il faudrait que chacun ait le cerveau de mille Einstein (chose qu’Einstein lui-même ne possédait pas puisqu’il n’en avait qu’un seul…).

En outre, il ne faudrait pas trop noircir le tableau. Car en vérité, nous savons tous beaucoup de choses. Par exemple que la Terre tourne autour du Soleil, qui lui-même tourne autour du centre de la galaxie, qui lui-même tourne autour de quelque autre centre. Que l’atome existe et qu’il ne ressemble guère — en réalité pas du tout — à l’objet insécable que les premiers atomistes grecs avaient imaginé. Que les espèces vivantes évoluent. Que l’univers est en expansion, qu’il n’a donc pas toujours été comme nous voyons qu’il est, et même que son expansion s’accélère.

Voilà quelques exemples de connaissances que nous sommes tous capables d’énoncer après les avoirs apprises, lues ou entendues. Mais saurions-nous raconter quand, comment et par qui elles ont été établies ? Pourrions-nous expliciter les arguments qu’elles ont fait se combattre ? Serions-nous capables d’expliquer comment certaines thèses ou certains faits sont parvenus à convaincre, à clore les discussions ? Reconnaissons humblement que non : en général, nous ne savons pas répondre à ces questions. Or, cette mauvaise connaissance que nous avons de nos connaissances nous empêche de dire ce par quoi elles se distinguent de simples croyances. En sommes, si nous y adhérons, c’est simplement parce que nous faisons confiance à ceux qui nous les ont transmises tout en ignorant comment elles furent acquises au cours de l’histoire des idées.

Prenons l’exemple d’une connaissance universellement partagée : la Terre est ronde. Depuis 1968 et les premiers clichés de clair de Terre vu de la Lune pris par l’équipage d’Apollo 8, il est évident pour tout le monde que notre planète est une boule bleue et blanche, et non pas un disque ou quoi que ce soit d’autre. Auparavant, ceux qui avaient eu la chance de voyager en avion par temps clair avaient pu percevoir au loin la courbure de l’horizon dès que l’appareil avait atteint une certaine altitude. Mais, bien avant eux, des Anciens avaient pu déterminer avec certitude que la Terre est ronde sans quitter sa surface. Comment procédèrent-ils ? Quels furent leurs raisonnements, leurs observations, leurs déductions ? Par quels stratagèmes parvinrent-ils à savoir sans pouvoir voir ? Les réponses à ces questions ont beau être passionnantes, elles font comme un trou à l’intérieur même de nos connaissances.

Comment améliorer la situation ? Je n’ai qu’un credo : donner le goût des sciences passe d’abord par donner du goût aux sciences. D’où le plaisir que j’ai à écrire cette préface, car c’est précisément ce que fait Bruce Benamran : ce gars-là est un explicateur né et il a l’esprit joyeux. J’ignore comment il procède, d’où lui vient cette sorte d’énergie pédagogique qu’il distille en chaque page, cette frénésie qu’il a de vouloir tout rendre clair. Je le sais d’autant moins que dans ce Tome 2, il n’y va pas avec le dos de la cuillère : il envoie même du drôlement lourd puisqu’il nous parle des différentes sortes de trous noirs, de l’intrication quantique, du chat de Schrödinger, du paradoxe EPR, de l’effet Casimir, du boson de Higgs, de la théorie des super-cordes — j’en passe et des pires. Mais on le suit, sans trop de difficultés, car il sait drôlement bien y faire. Et même, on se délecte. Alors, c’est simple, les amis : lisez, lisez bien, et vous comprendrez.

Étienne Klein

Avant-propos

Continuer à bien e-penser

Bon, on en était où ? Ah, oui, on a fait le tour de ses grands classiques, on a parlé mécanique classique, relativités, restreinte et générale, thermodynamique, électromagnétisme, etc. Pourtant, vous êtes encore là, prêt à rempiler pour un second tome, à lire tout ce que je peux bien avoir à vous raconter sur ce qu’il y a de plus grand, l’univers, les trous noirs, le Big Bang, mais également sur ce qu’il y a de plus petit, mécanique quantique en tête, voire même sur ce qu’il y a de plus intangible — oui, on va aussi parler de cette « chose » qu’on appelle le temps. Mais avant de plonger tête la première dans tous ces sujets plus intéressants les uns que les autres, il n’est sans doute pas inutile de faire un premier détour par la façon dont on pense, ne serait-ce que pour distinguer ce qui constitue une pensée constructive et ce qui la distingue d’une pensée stérile. Amis complotistes, faites chauffer vos comptes twitter, vous n’allez vraiment pas aimer ce chapitre.

90. Les raisonnements fallacieux

Que cela soit dit au moins une fois dans ce bouquin : on peut bien avoir une opinion sur tout, cela n’en fait pas nécessairement un raisonnement. J’ai déjà eu l’occasion de discuter avec des personnes diverses et variées, et certaines m’ont parfois surpris par leur capacité à envisager des idées tombées de nulle part comme des hypothèses scientifiques valables. Ainsi j’ai par exemple déjà rencontré quelqu’un qui m’a dit que, selon lui, la gravitation n’existe pas ; et sur quoi repose cette idée, mon grand ? « Bah, c’est ce que je pense. » Bah oui, mais non. On peut bien estimer que la gravité n’existe pas, que la réalité n’existe pas, qu’un dieu démiurge ou non a créé l’univers en six jours ou plus, on peut bien estimer ce qu’on veut. La particularité du raisonnement scientifique est qu’il reste valide, qu’on y croie ou non. Face à des croyants, je n’ai aucune animosité car on peut bien croire en ce que l’on veut, et nos ancêtres se sont suffisamment battus au cours des siècles pour nous en assurer. Mais, de plus en plus fréquemment, de plus en plus communément qui plus est, des discours viennent contredire les sciences — la plus attaquée, sans aucune commune mesure, étant bien sûr l’Histoire.

En soi, non seulement ce n’est pas grave, mais c’est même plutôt une bonne chose ; en effet, la force et la fiabilité d’une théorie scientifique ne se mesurent quasiment qu’à sa capacité à résister aux attaques ; ou, plus prosaïquement et comme le disait Rocky Balboa : « It ain’t about how hard you hit. It’s about how hard you can get hit and keep moving forward. »1 L’œil du tigre, les sciences l’ont toutes ; non contentes de supporter les attaques, elles les réclament ; chaque théorie scientifique porte en elle un sous-texte qui dit plus ou moins la chose suivante : « Je ne suis valide que dans mon propre cadre et uniquement jusqu’à preuve du contraire ; testez-moi ! »

Mais quelques combattantes soient-elles, les sciences ne souffrent pas les coups bas, et on ne les attaque pas n’importe comment. Vous souhaitez mettre à mal la relativité générale ? Il vous faut un raisonnement, sinon scientifique, au moins logique. Et ce raisonnement ne laisse aucune place aux convictions ; non seulement ces dernières n’ont pas de poids particulier dans votre raisonnement mais, qui plus est, elles sont souvent contre-productives. Cependant, gardons à l’esprit le fait qu’il est très rare d’être confronté à un argumentaire dont il est manifeste qu’il repose sur des convictions, comme ça peut être le cas, par exemple, avec des créationnistes bibliques — « la théorie de l’évolution décrite par Darwin est fausse puisque la Bible décrit la création du monde en six jours de travail, repos le dimanche2. Non, la plupart du temps, la conviction est masquée par des formulations qui peuvent laisser croire à un raisonnement logique, souvent même et avant tout pour celui qui les prononce : ce sont les arguments fallacieux.

Et ne vous y trompez pas, jeune lecteur fougueux et impatient à l’idée d’entamer le prochain chapitre sur le Big Bang3, les raisonnements fallacieux sont aussi fréquents qu’ils sont fréquemment difficiles à déceler. Ils constituent la plaie du raisonnement. Ils sont tellement présents dans le moindre argumentaire qu’on leur a donné des noms latins ; c’est dire.

En voici quelques-uns pas piqués des hannetons4, et je dis bien « quelques-uns » car en faire une liste détaillée et exhaustive pourrait, en soi, faire l’objet d’un livre à part entière5.

Argumentum ad hominem

L’attaque personnelle est, de facto6, un des arguments fallacieux les plus récurrents, mais également un des plus faciles à détecter. On peut en distinguer plusieurs formes, allant de l’insulte directe qui attaque la personne sans se soucier un instant de ce qu’elle avance — ad hominem personam — à une attaque plus subtile visant uniquement à décrédibiliser le propos — ad hominem circumstantiæ, notamment largement employée pour décrédibiliser les théories d’Einstein du fait que ce dernier « n’était pas un universitaire » — en passant par une remise en cause des convictions, pourtant hors de propos, de la personne — ad hominem tu quoque, notamment utilisée par les climatosceptiques qui disent que si la pollution est responsable de telles catastrophes climatiques, « comment se fait-il qu’Al Gore se rende à ses conférences en voiture ? » — argument qu’on pourrait également appeler argument de « l’exemplarité ». Il ne faut pas sous-estimer la portée destructrice d’un argument ad hominem ; dans le domaine de la justice, notamment, on ne compte plus les témoins oculaires de quelque crime dont le témoignage peut être ainsi balayé en attaquant la crédibilité du témoin plus que celle de son témoignage7.

Argumentum ad verecundiam

Connu sous plusieurs noms différents, qu’il s’agisse de ad verecundiam, ad potentiam, ou, plus sobrement, ipse dixit, respectivement argument « de respect », « de pouvoir » ou, plus prosaïquement, « il l’a dit lui-même », l’argument d’autorité est une catastrophe dans le débat scientifique. L’histoire des sciences regorge de figures d’autorité plus imposantes les unes que les autres, et il convient d’être bien campé sur ses jambes avant d’aller contredire un Newton, un Maxwell ou un Galilée. Ce type d’argument est plus subtil que le précédent car, en effet, certaines figures d’autorité ont si largement mérité leur titre qu’on est plutôt enclin à leur apporter une confiance de principe. Pour autant, il faut savoir distinguer, d’une part, la personnalité qui émet l’argument — s’il s’agit d’Einstein, on ne vous en voudra pas de plutôt le croire sur parole, ce sera nettement moins le cas s’il s’agit de moi, par exemple et pour ne vexer personne — et l’argument lui-même. En effet, autant on peut apporter un certain crédit à Einstein lorsqu’il parle de relativité, ou plus généralement de physique, autant il n’est pas illégitime de douter de ses arguments en matière, par exemple, de natation synchronisée. Quoi qu’il en soit, un argument d’autorité, même énoncé par la bonne figure et sur le bon sujet, n’est pas valide de fait et doit pouvoir supporter sa propre remise en cause.

Argumentum ad populum

Apparemment à l’inverse de l’argument précédent, l’argument populaire, le bon vieux « sens commun », n’est rien d’autre qu’une forme particulière d’argument d’autorité, l’autorité étant ici, vous l’aurez compris, le peuple. Partant du principe aussi ancien qu’inepte que « tout le monde ne peut pas avoir tort », et sachant intelligemment mêler réflexion et statistiques, l’argument populaire repose sur l’idée qu’une chose ne nécessite pas d’être démontrée si « tout le monde le sait ». Ce type d’argument est régulièrement employé afin de justifier des raisonnements les plus insensés : « Des milliards de personnes au cours de l’Histoire ont cru en Dieu, c’est donc la preuve qu’Il existe. » Avec l’argument populaire, il faut être un peu méfiant ; en effet, dans le cadre d’un raisonnement scientifique, par exemple, l’argument populaire n’a strictement aucune valeur. Aucune. Mais dans le cadre d’un raisonnement politique, en revanche, l’argument populaire peut, s’il est avéré, reposer sur le principe même de la démocratie, l’argument de la majorité. Ainsi, si ce n’est pas parce que tout le monde pense la même chose qu’il a nécessairement raison, cela ne suffit pas en soi à invalider ce qu’il avance.

Argumentum ad ignorantiam

L’argument de l’ignorance est largement utilisé par les théoriciens du complot et autres sectaires en tout genre pour faire valoir leurs idéologies. En général, la ficelle est suffisamment grosse pour qu’on la voie : « Personne ne sait précisément comment la vie est apparue sur Terre, Dieu est la seule explication valable », mais il arrive qu’elle soit plus fine que cela et qu’elle trompe suffisamment son monde : « L’US Air Force prétend ne pas savoir ce qui s’est produit à Roswell en 1947 mais, dans le même temps, réfute l’idée du crash d’un vaisseau extraterrestre ; c’est bien la preuve qu’ils nous cachent quelque chose. »

Argumentum ad nauseam

Poétiquement appelé argument « à la nausée », il consiste à noyer l’argumentation adverse sous une nuée de preuves ou de pseudo-preuves. Cette corde est aussi largement utilisée par les complotistes qui, souvent, pour démontrer leurs dires, multiplient les pseudo-preuves, créant ainsi une sensation de faisceaux d’indices en face desquels il devient raisonnable de penser que « je ne vais pas invalider les deux mille arguments qui me sont présentés », d’une part, mais également que « bah, il est peu vraisemblable que tous les arguments soient faux ». Qu’il s’agisse de « démontrer » que l’Homme n’a jamais marché sur la Lune, d’expliquer la construction des pyramides, les lignes de Nazca par les anciens astronautes, etc. Les « travaux » en question présentent souvent une multitude de « preuves » et, disons-le clairement, « si ! Il est tout à fait possible que ces deux mille preuves soient toutes fausses ». Tout comme il est possible d’en passer sous silence, car rappelez-vous qu’il suffit d’un seul contre-exemple pour invalider un raisonnement. Et la négation de la preuve est également un argument fallacieux classique — même si je n’ai pas trouvé son nom en latin.

Et le reste

J’ai présenté ici les cas les plus classiques, les plus courants, mais ne vous y trompez pas, il y en a tout un paquet d’autres. Il y aurait largement eu de quoi en faire un livre tout entier, voire plusieurs, comme ceux d’Arthur Schopenhauer — argument d’autorité — et vous savez bien — argument populaire — que si la langue de bois est une discipline très prisée des politiciens — ad hominem — c’est une discipline à laquelle je ne connais rien, ce qui prouve sans conteste ma sincérité — argument de l’ignorance. Pour les plus intéressés d’entre vous, voici pêle-mêle quelques termes à sélectionner sur votre moteur de recherche favori — attention, argument « à la nausée » en approche : ad crumenam, ad lazarum, pétition de principe, faux dilemme, fausse objection, choix caricatural, point Godwin, amphibologie, généralisation, honneur — ou déshonneur — par association, postulat indémontrable, manipulation des prémisses, chiffon rouge, écran de fumée, tigre de papier, etc.

Cela étant vu, reprenons le cours de nos pensées et prenons, ce faisant, le temps d’e-penser.

Notes

1. « Ce qui compte n’est pas la force des coups que tu donnes, mais la force des coups que tu peux encaisser en continuant d’avancer » in Rocky Balboa, Sylvester Stallone, 2006.

2. Originellement le samedi, puis le dimanche depuis l’apparition des chrétiens dans l’Empire romain qui considérait le « jour du Soleil » — Sunday — comme sacré.

3. Oui, ceci est un teaser.

4. Pour justifier l’usage de cette expression, sachez que j’ai perdu un pari. Pardon.

5. Ce livre pourrait d’ailleurs s’intituler « L’art d’avoir toujours raison » et être écrit par Arthur Schopenhauer.

6. Moi aussi, j’ai fait du latin.

7. « Je me suis toujours demandé pourquoi une prostituée aurait une moins bonne vue » in JFK, Oliver Stone, 1991.

Le Big Bang

Ni big, ni bang. Mais le nom est resté…

Sérieusement, où en étions-nous ? Ah, oui, on avait fini de présenter les théories relativistes décrites par Einstein, et on en était au point où, malgré la réticence de ce dernier, la théorie de la relativité générale décrivait l’univers comme étant potentiellement instable. Cela signifie notamment que, du fait de la gravitation dont la portée est illimitée, l’univers tend naturellement à s’effondrer sur lui-même pour s’autodétruire, en tout cas tel qu’on le connaît. Pour Albert, l’univers ne doit pas s’effondrer ; il avait toujours été là, et il devrait donc toujours être là ; Albert rêve d’un univers stationnaire. Comprenons bien qu’à cette époque, l’Humanité — l’espèce, pas le journal1 — n’a pas encore compris qu’elle distinguait d’autres galaxies dans le ciel, et ne perçoit pour ainsi dire pas de déplacement notable entre les étoiles permettant de douter de la stabilité de ce qui constitue la voûte étoilée. Du coup, l’idée d’un univers stationnaire est assez consensuelle, et donc contradictoire avec la théorie de la relativité générale telle quelle. Du coup, pour s’assurer qu’un tel univers est compatible avec sa théorie, Albert va devoir introduire dans ses équations une constante : la constante cosmologique.

La plus grande erreur de ma carrière2

En février 1917, Albert Einstein introduit une constante dans ses équations relativistes, dans le but que celles-ci soient compatibles avec un univers statique. Mais bien que cet ajout soit totalement artificiel, presque arbitraire, Einstein est avant tout un physicien qui a besoin de comprendre, et il cherche alors à comprendre la nature de cette constante — il se distingue en cela de Max Planck qui ne voyait dans ses quanta qu’un outil mathématique particulièrement efficace. Mathématiquement, cette constante semble représenter un fluide — un gaz ou un liquide, si vous préférez — dont la pression est négative, ce qui n’a aucun sens pour le commun des mortels que nous sommes. En quelque sorte, cette constante est une propriété même de l’espace, et elle attribue de l’énergie au vide. Et pas qu’un peu. Mais on y reviendra. Quelques années plus tard, on démontrera que l’univers n’est pas stationnaire, mais en expansion, et que la constante cosmologique d’Einstein doit être rejetée. Ce dernier dira alors qu’elle est « la plus grande erreur de sa carrière ». Bien plus tard encore, on se dira que, finalement, « c’était peut-être pas aussi mauvais que ça, comme idée et que, oui, pourquoi pas, il serait bien possible qu’en fait ce soit une idée de génie ». Si même les erreurs d’Einstein sont des idées de génie… Mais bon, je vais plus vite que la musique, là. Reprenons calmement, et dans l’ordre. Parce qu’entre 1917 et 1927, il va se passer un paquet de trucs cool.

91. Un univers pas si stationnaire

Dès l’instant où Einstein introduit sa constante cosmologique, de nombreux chercheurs se mettent en quête de solutions à ses équations relativistes parce que ce n’est pas tout de mettre au point des équations qui décrivent le comportement de l’univers, il faut encore les résoudre. Comprenez-moi bien : il ne s’agit pas ici de vulgairement « trouver X » comme on le faisait au collège en classe de maths. Là, on a une équation qui, d’une certaine manière, décrit une loi que l’univers est tenu de respecter. Cette équation comporte plusieurs paramètres. Résoudre une telle équation, c’est en réalité « trouver des solutions » à cette équation, c’est-à-dire trouver un jeu de paramètres pour lesquels la loi est respectée. Ce qui est intéressant dans ce processus, c’est que les paramètres en question correspondent à des vrais machins du monde réel — taille de l’univers, énergie globale de l’univers, etc. — et que, du coup, chaque jeu de paramètres-solution de cette équation est un univers possible, le but étant évidemment de comprendre mieux notre univers — je rappelle qu’à ce moment-là de l’histoire, on n’a pas encore conscience du fait qu’on peut voir d’autres galaxies, alors on se fait une idée plutôt vague de notre univers, « m’voyez3 » ?

Parmi les gars qui vont s’attaquer au problème, il y en a deux qui sortent particulièrement du lot : un Russe et un Belge4. Alexandre Friedmann aura une vie courte mais dense intellectuellement. Né en 1888 à Saint-Pétersbourg, ce physicien et mathématicien russe élève de David Hilbert à 17 ans — oui — découvre les équations de la relativité générale en 1922, à 34 ans, soit — spoilers — trois ans avant sa mort. Face à celles-ci, il comprend rapidement que, mettant en jeu de la gravitation, de l’espace et du temps, elles semblent bien décrire la structure même de notre univers. Il se met donc au travail afin d’en trouver une solution exacte. Très rapidement — il publie en juin de la même année, donc oui, rapidement — il aboutit à un modèle d’univers qui va constituer le premier modèle cohérent d’univers dans le cadre de la relativité générale. Il s’agit du modèle d’univers fini de Friedmann.

Finitude de l’univers

Là, on va commencer sérieusement à heurter les limites de notre propre appréhension. L’univers est grand, on le sait, et on aura l’occasion d’y revenir. Mais il y a une question qui, quelle que soit la réponse apportée, est problématique : l’univers a-t-il une fin ? On va détailler ça plus loin, mais il est nécessaire de bien sentir la différence entre l’approche mathématique — le résultat est correct ou ne l’est pas — et l’approche physique — qu’est-ce que ce résultat signifie ?

Un univers sans fin, c’est un univers infini, et l’infini nous est parfaitement incompréhensible physiquement. Mais d’un autre côté, un univers fini, c’est un univers dont on peut délimiter les frontières ; mais, du coup, qu’y a-t-il au-delà de ces frontières ? S’il y a quelque chose, alors cela fait encore partie de l’univers, mais s’il n’y a rien… comment peut-il ne rien y avoir ? Quelle est la nature de ce rien ?

La finitude de l’univers, comme beaucoup de ses propriétés, est une question à migraines, il faut s’y préparer. Mais pour Friedmann, c’est un poil plus simple car son approche est avant tout mathématique.

Friedmann trouve dans sa solution que l’univers a une taille, mais également d’autres propriétés, comme une courbure, une densité de masse-énergie5, et peut-être bien même également un âge. En effet, l’univers que découvre Friedmann n’est pas si statique que cela et, s’il est encore le premier à envisager un univers en expansion, du fait que son approche est résolument mathématique, il a le bon goût de ne pas s’offusquer de ce qu’il trouve mais, au contraire, d’aller chercher plus loin encore des conclusions à en tirer. Ainsi, si l’univers est en expansion, cela signifie qu’il est plus vaste aujourd’hui qu’hier, et qu’il était plus vaste hier qu’avant-hier. Assez simplement, il conçoit l’univers comme une sphère à quatre dimensions — trois dimensions spatiales et une dimension temporelle — dont le rayon ne fait que croître. Pourquoi une sphère, me direz-vous ? Lorsqu’un machin grossit et qu’il n’a aucune raison de plus grossir dans une direction que dans une autre, il est censé grossir de la même manière dans toutes les directions. C’est la définition même — en quelque sorte — d’une sphère6.

Du coup, pousse-t-il plus avant, si on remonte suffisamment le temps, le rayon de cette sphère ne fait que diminuer. Jusqu’à quand ce rayon diminue-t-il ? Y a-t-il eu un moment, un instant, un siècle ou une éternité durant lequel ce rayon était nul ? L’univers a-t-il tout entier tenu en un seul point ? A-t-il une origine ? La cosmologie moderne venait de naître.

Notons simplement un dernier point concernant la finitude du modèle d’univers de Friedmann car celui-ci ne possède pas à proprement parler de frontière ; accrochez-vous à vos neurones parce que ça va secouer un peu… Dans le modèle de Friedmann, l’univers n’a pas de frontière, il n’est pas contenu dans un espace extérieur, plus grand : l’univers de Friedmann constitue tout ce qui est le temps et l’espace. Pour le dire apparemment plus simplement, l’univers de Friedmann a bien une dimension éventuellement mesurable — ou plutôt calculable — mais aucun espace et aucun temps n’existe en dehors.

Lorsque Friedmann publie son article, Einstein envoie successivement deux notes : dans la première, il indique que, selon lui, les calculs de Friedmann sont incorrects et dira : « les résultats concernant un monde non stationnaire contenus dans les travaux de Friedmann me semblent douteux » ; en effet, l’univers doit être stationnaire et ne saurait être en expansion. Mais, dans un second temps, il envoie une deuxième note dans laquelle il reconnaît l’exactitude des calculs de Friedmann concernant l’âge de l’univers, âge qu’il a lui-même calculé de son côté. Albert est enfermé dans sa volonté de disposer d’un univers stationnaire qu’il souhaite clairement éternel. Le deuxième homme notable à s’intéresser aux solutions des équations d’Einstein est Georges Lemaître.

92. Des nébuleuses bien trop rapides

Georges Lemaître est un astronome et physicien belge né en 1894 ; il est par ailleurs chanoine7 catholique. En 1927, il rédige un article intitulé « Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques »8.

Un univers homogène

On reparlera de l’homogénéité — ainsi que de l’isotropie — de l’univers, mais on peut déjà dire quelques mots se basant simplement sur ce qu’on sait déjà. D’après la théorie de la relativité d’Einstein, il n’existe nulle part de point universellement privilégié qui puisse servir de référence absolue à une modélisation physique — c’est d’ailleurs pour cela que cette théorie s’appelle la théorie de la relativité. Une des conséquences de ce modèle est que l’univers doit être semblable en tout point de son observation — semblable et pas identique, bien sûr : la disposition des astres change selon le point de vue, évidemment, mais la structure de l’univers doit apparaître comme similaire quel qu’en soit le point d’observation.

Ce que cela signifie, c’est que la structure de l’univers doit être sensiblement la même en tout point de celui-ci : on parle d’univers homogène.

Avant d’aborder plus en détail le contenu de cet article, il n’est pas hors de propos — d’autant que c’est le titre de ce chapitre — de nous intéresser quelques instants à ce qui est désigné comme les « nébuleuses extra-galactiques » ainsi qu’à leur vitesse radiale.

Au XVIIIe siècle, on savait déjà beaucoup de choses au sujet de l’espace, mais on en ignorait aussi encore un paquet. Ainsi, mis à part Emmanuel Kant qui avançait — intellectuellement — l’idée que notre Voie lactée pouvait être un corps composé de myriade d’étoiles en rotation liées entre elles par la gravitation — et ce avant Thomas Wright — on ignorait encore le fait que notre galaxie n’en était qu’une parmi d’innombrables autres. On regardait le ciel, la nuit, et on voyait des trucs brillants. On avait déjà vu depuis longtemps — depuis au moins la Grèce antique — que certains machins ne se déplaçaient pas comme les autres et on les avait appelés les « errantes », en grec : planètes. Le reste, c’était des étoiles. Point. Bon, ok, il y avait aussi autre chose : d’une part, une large bande diffuse blanchâtre qu’on avait appelée Voie lactée, et, d’autre part, des étoiles assez diffuses, floues, qu’on avait appelées nébuleuses9.

Mais où est donc la Voie lactée ?

C’est l’instant « prise de conscience écolo » du livre, j’annonce. Vous avez souvent entendu parler de la Voie lactée, vous voyez de quoi il s’agit, mais vous vous demandez bien comment on a pu la voir avant les télescopes alors que, manifestement, elle est invisible à l’œil nu ? Vous êtes sans conteste un citadin victime de pollution lumineuse. La Voie lactée est très grande, et bien visible à l’œil nu. En revanche, sa luminosité est relativement faible. Afin de la voir correctement, il est nécessaire que le ciel soit bien noir. Or, afin que le ciel soit parfaitement noir, il faut d’abord qu’aucune lumière parasite émise depuis le sol ne vienne se diffuser dans l’atmosphère. Les villes sont non seulement lumineuses la nuit, mais de plus polluées — l’air pollué diffuse d’autant mieux la lumière, figurez-vous.

La prochaine fois que vous êtes de nuit en pleine campagne, en haute montagne, en pleine mer — bref, loin de toute manifestation lumineuse — laissez vos yeux s’accoutumer à l’obscurité et laissez-vous surprendre par l’apparition de la Voie lactée qui viendra traverser la voûte étoilée sous vos yeux émerveillés. Résistez quelques secondes avant de vous jeter sur une simple paire de jumelles pour en observer la beauté. Vous vous demandez comment on pouvait voir la Voie lactée auparavant ? Je me demande bien comment on aurait pu l’ignorer.

Aujourd’hui, on en sait évidemment bien plus sur les nébuleuses, et on peut en donner une définition relativement précise sans pour autant se perdre dans des termes techniques : une nébuleuse est un immense10 nuage de gaz ou de poussières dans l’espace. On a déjà vu11 que c’est au cœur des étoiles que naissent la plupart des éléments naturels de l’univers, ce qu’on appelle la nucléosynthèse stellaire. La plupart, mais pas tous. Notamment l’hydrogène, qui compose originellement ces étoiles, existe avant elles sous forme d’immenses nuages dans l’espace, si vous voyez où je veux en venir…

Sous l’effet de la gravitation, ce nuage de gaz s’effondre par endroits jusqu’à ce que la pression soit telle que la fusion nucléaire devienne possible ; là où cela se produit, une étoile est née. En cela, les nébuleuses sont souvent appelées berceaux d’étoiles ou, plus poétiquement, pouponnières stellaires.

Notre système solaire est vraisemblablement né au sein d’une telle nébuleuse et, fait suffisamment remarquable pour être remarqué12, l’idée d’une telle naissance pour notre système solaire fut avancée sérieusement, pour la première fois, par un philosophe allemand du XVIIIe siècle qui passait le plus clair de son temps à tout critiquer, qui la raison pure, qui la raison pratique ou encore faculté de juger, j’ai nommé Emmanuel Kant.

Bon, je vais être honnête avec vous. En débutant l’écriture de cet ouvrage, je ne m’attendais pas à voir débarouler Manu en plein milieu d’un chapitre, qui plus est sur les nébuleuses. Toujours est-il que Kant, en bon philosophe, ne s’intéresse pas seulement à ce qui constitue encore aujourd’hui la philosophie pour les lycéens qui ne dorment pas en cours, à savoir la liberté, le travail, l’art, le langage, etc. Non, en bon philosophe, Kant s’intéresse absolument à tout, notamment à ce qu’on observe en levant les yeux au ciel et à la façon dont ce qu’on voit nous raconte, quelque part, qui nous sommes nous-mêmes. Si l’idée fut en premier lieu proposée en 1734 par Emanuel Svedenborg, scientifique et philosophe suédois surnommé « Aristote de Suède »13, c’est bien Emmanuel Kant qui, en 1755, suggéra que le système solaire lui-même — celui de notre propre soleil — était le résultat de l’effondrement lent, sous l’effet de la gravité, d’une nébuleuse stellaire — en l’occurrence d’une nébuleuse solaire, pourrait-on dire. Il imagine les nébuleuses tournant lentement sur elles-mêmes, s’écrasant lentement en un disque qui formerait plus tard une étoile et des planètes. Le modèle est incroyablement correct, et une idée similaire germera dans l’esprit de Pierre-Simon de Laplace en 1796.

Cette théorie fut critiquée au XIXe siècle par James Clerk Maxwell — comme quoi personne n’est parfait — qui considérait, pour le dire simplement, qu’un disque de poussières et de gaz tournant autour du Soleil n’aurait pas pu donner naissance aux planètes. On préférera alors le modèle dit de « quasi-collision » dans lequel une autre étoile se serait suffisamment approchée du Soleil pour permettre aux planètes de se former sans voir leur matière absorbée par l’une ou l’autre étoile. Il faudra attendre les années 40 — oui, les années 1940 — pour que le modèle désormais dit de « Kant-Laplace » soit amélioré et globalement accepté jusqu’à ce jour. Ceci clôturant « la parenthèse à Manu », revenons à nos moutons, à savoir les nébuleuses.

Donc il existe plusieurs sortes de nébuleuses, un peu partout dans le ciel ; certaines sont inconcevablement gigantesques, tandis que d’autres sont simplement ridiculement grandes. Ok, ça n’aide pas. Mais à vrai dire, au début du XXe siècle, on n’en savait pas franchement plus que cela14.

Ce qu’on croyait savoir, en revanche, c’est que tout ce qu’on voyait se trouvait au sein de notre galaxie, la fameuse Voie lactée. On pouvait s’imaginer qu’il existât d’autres galaxies, mais tout ceci n’était guère plus que de la spéculation. Il y avait, de façon certaine, une galaxie, et on y trouvait, outre notre propre système solaire, des étoiles, des nébuleuses et beaucoup d’espace vide. Et cependant qu’on cherchait à en savoir plus, ou plus précisément, sur le contenu de notre galaxie, la célèbre société française Saint-Gobain, du haut de ses siècles d’existence15, achevait, non sans mal, la construction d’un miroir de 2 m 50, le plus grand de l’époque, en 1908, afin de construire, sur le mont Wilson, dans les hauteurs californiennes, le plus large télescope de l’époque. Celui-ci sera achevé en 1917, à peu près en même temps qu’un astronome américain originaire du Missouri du nom d’Edwin Hubble arrive sur place pour débuter ses observations.

En 1924, en se basant sur la taille calculée de la « nébuleuse » d’Andromède — dont on ne sait pas encore qu’il s’agit d’une galaxie entière — Hubble détermine qu’une nébuleuse présente dans la constellation du Sagittaire doit être au moins aussi grande que la Voie lactée, mais beaucoup plus éloignée. De fait, il apparaît que certaines nébuleuses — un grand nombre — ne sont pas si diffuses que cela, et que leur caractère trouble n’est dû qu’à la pauvreté de détails qu’offraient les générations précédentes de télescopes. C’est ainsi que le 30 décembre 1924, à moins de 48 heures du nouvel an16, il annonce la découverte de la première galaxie autre que notre Voie lactée. L’univers nous apparaît instantanément bien plus vaste qu’il ne l’a jamais été.

Les scientifiques aiment bien classer

Lorsqu’un scientifique découvre un pan complet de quoi que ce soit, c’est plus fort que lui, il faut qu’il classe. Et Hubble n’échappe pas à la règle. C’est donc à lui qu’on doit le classement des galaxies en fonction de leur forme : les elliptiques notées e0, e1, e2… e7 fonction de leur excentricité17, les spirales notées selon la forme des bras et l’existence d’une « barre » centrale Sa, Sb, Sc, SBa, SBb, SBc, etc., les lenticulaires notées S0 et enfin les irrégulières notées Irr. Oui, les scientifiques donnent même un nom un peu précis à la case « autres » de leur classement. Les « irrégulières », ce sont toutes celles qui ne vont dans aucune autre case. Par la suite, on se rendra compte que certaines galaxies irrégulières présentent des similitudes avec les galaxies spirales, on divisera alors la catégorie des irrégulières en « presque spirales » qu’on notera Sm — ou Irr I — et « les autres » qu’on notera Im — ou Irr II.

C’est plus fort qu’eux, je vous dis.

Une autre question est rapidement soulevée sous plusieurs formes similaires à mesure qu’on découvre de plus en plus régulièrement de nouvelles galaxies — notamment celle d’Andromède qu’on finit par ne plus désigner sous le nom de nébuleuse : où se trouvent ces galaxies par rapport à la nôtre ? Ces galaxies se déplacent-elles les unes par rapport aux autres ? De quelle façon ? La gravitation les rapproche-t-elle les unes des autres ? Oh ! mon dieu, est-ce que nous allons tous finir écrasés à cause de cette gravitation ? Quand ? Est-ce encore la peine que je cotise pour ma retraite18 ?

Les scientifiques aiment bien cataloguer, aussi

Certes, j’aurais pu le mettre en même temps que l’encart précédent sur le classement, mais j’essaie de ne pas trop vous faire perdre le fil du machin. De rien.

Au XVIIIe siècle, Charles Messier, chasseur de comètes dont on a déjà un peu parlé dans le Tome I19, décide d’aider un peu les copains en référençant les objets qui se déplacent dans le ciel avec les étoiles — qui ne sont donc ni planètes, ni comètes, ni astéroïdes — mais qui ne sont pas des étoiles, c’est-à-dire les nébuleuses — et les autres galaxies, mais il ne le sait pas à ce moment. L’envie lui prend lorsqu’il observe la nébuleuse du crabe, une très belle nébuleuse issue d’une supernova — une très grosse étoile qui a fait « boum », on détaillera plus loin — dont je vous invite furieusement à chercher une photographie sur Google. Il débute alors un catalogue, le catalogue de Messier — parce que… voilà — et nomme ladite nébuleuse M1. Pour le coup, le classement sera facile : à chaque découverte, il incrémente. Ainsi, la galaxie d’Andromède — alors simplement nébuleuse d’Andromède — est dénommée M31 tandis que M11 désigne l’amas du canard sauvage. Si en 1774, lors de sa première parution, ce catalogue ne contient que quarante-cinq objets, les éditions suivantes iront jusqu’à 103 objets pour celle de 1784. Au XXe siècle, Camille Flammarion — le grand frère des éditions — procèdera à quelques ajouts jusqu’au M110. On sait aujourd’hui que quarante de ces objets sont des galaxies.

Et puisqu’on aime cataloguer, plusieurs catalogues similaires ont depuis vu le jour, notamment le General Catalogue de William Herschel, en 1864, qui sera révisé et augmenté en le New General Catalogue of nebulæ and clusters of stars20 par John Dreyer publié en 1888, aussi connu sous le nom de NGC — si vous voyez un objet dans le ciel nommé NGC 292, par exemple, vous savez désormais à quel catalogue on doit ce nom au petit nuage de Magellan. Ce catalogue a depuis été encore révisé et augmenté pour devenir le Revised New General Catalogue, ou RNGC, dressé par Tifft et Sulentic en 1973. On perd sans aucun doute en poésie, mais admettez qu’on gagne en précision, quand même.

Afin de pouvoir calculer la vitesse de déplacement d’une étoile, d’une nébuleuse, voire d’une galaxie par rapport à la Terre, il convient de comprendre qu’il y a deux choses à calculer : une qui est facile, l’autre qui n’est pas aussi évidente. Ce qui est facile à calculer, c’est la vitesse qu’on va appeler vitesse tangente. Imaginez le ciel comme un écran tout plat au-dessus de votre tête ; sur cet écran, vous pouvez calculer à tout instant la vitesse d’une étoile : vous la voyez qui se déplace « vers la droite » de tant de centimètres depuis votre point d’observation, vous connaissez sa distance, vous pouvez en déduire la distance « réelle » qu’elle semble avoir parcourue pendant ce temps. Si je dis « semble », c’est parce que le déplacement de cette étoile comporte également une autre composante, celle qui n’est pas évidente a priori à calculer et qu’on appelle « vitesse radiale »21. La vitesse radiale, c’est tout simplement la vitesse d’un objet vers vous ; par convention, on a décidé que si notre étoile s’éloigne de nous, cette vitesse sera positive, que plus elle s’éloigne vite, plus elle sera grande et qu’en revanche, si notre étoile s’approche, la vitesse sera négative. Et pour mesurer cette vitesse, les astronomes disposent d’un outil redoutable d’efficacité, le décalage vers le rouge — ou vers le bleu.

Vous savez comme la sirène d’une voiture de police qui passe devant vous varie après son passage, comme pour marquer une légère déception22 ? Cette variation de la « note » jouée par la sirène — c’est-à-dire de sa fréquence — est appelée effet Doppler. Et voici ce qui se produit : le son émis par la sirène émane de la voiture dans toutes les directions à la même vitesse, la vitesse du son. Bien évidemment, vous qui vous trouvez debout et immobile sur le trottoir, ce son parvient également à vos oreilles ; mais alors que la voiture s’approche de vous, ce son est comprimé dans votre direction. Légèrement, certes, mais la vitesse du son n’étant pas démentielle par rapport à la vitesse du véhicule — la vitesse du son est de l’ordre de quinze fois plus grande que celle du véhicule — cet écrasement reste notable. Une fois le véhicule passé, en revanche, il s’éloigne de vous, ce qui provoque un étirement des ondes de la sirène. En vous approchant, le son est plus aigu qu’en s’éloignant de vous. De la même manière, les ondes lumineuses émises par le gyrophare et les phares de la voiture sont également écrasées puis étirées ; mais la vitesse de la lumière étant démesurément grande par rapport à celle de la voiture — de l’ordre de quinze millions de fois plus grande — cette variation est tout simplement imperceptible pour la lumière.

En revanche, lorsqu’une étoile s’éloigne ou s’approche de nous suffisamment vite, cette variation est perceptible pour des instruments suffisamment précis. L’idée de base est de déterminer la nature de cette variation — les ondes lumineuses émises par une étoile donnée sont-elles écrasées ou étirées ?

La spectroscopie des étoiles

On a déjà brièvement parlé de spectroscopie dans le Tome I23 ; en analysant la lumière émise par une étoile, on peut en déduire des informations quant à sa composition, chaque élément, tel que l’hydrogène ou l’hélium, émettant de la lumière dans des longueurs d’onde parfaitement définies. En analysant la lumière émise par des nébuleuses extra-galactiques, c’est-à-dire par d’autres galaxies que la nôtre, on se rend vite compte que les longueurs des ondes émises ne correspondent pas tout à fait aux éléments connus. En effet, les longueurs des ondes mesurées sont légèrement décalées par rapport à celles qu’on attend. Elles sont soit un peu plus courtes — mais toutes celles provenant d’une même galaxie le sont — soit un peu plus longues — et là, pareil, elles le sont toutes. Lorsqu’elles sont plus courtes, elles sont de fait décalées vers le bleu — les ondes lumineuses visibles les plus courtes — et, respectivement, lorsqu’elles sont plus longues, elles sont décalées vers le rouge — les ondes les plus longues du spectre visible. Par exemple, la galaxie CFRS14.110324 émet des ondes à 500,7 nm pour l’oxygène et à 656,2 nm pour l’hydrogène ionisé ; cependant, les ondes mesurées sont respectivement à 604,8 nm et à 792,7 nm, soit un peu plus de 20 % plus longues. De nos jours, cette mesure permet de calculer la vitesse radiale de cette galaxie ainsi que sa distance.

Avant d’en venir à Hubble, d’en revenir à Lemaître et d’en finir enfin avec ce chapitre qui, reconnaissons-le volontiers, n’en finit pas, faisons un léger détour par un chapitre qui donnera, enfin, l’occasion de rendre hommage à une femme, et pas des moindres.

93. La preuve par vieux :
Henrietta Swan25 Leavitt

Née en 1868 dans le Massachusetts, Henrietta Swan Leavitt — que désormais j’appellerai Swan — est une astronome américaine. Pour contextualiser un peu sa situation de femme, disons simplement qu’à l’époque, oui, les femmes peuvent poursuivre des études scientifiques mais que, bon, elles font sans doute ça pour s’amuser et s’instruire, mais ce ne sont quand même « que » des femmes. Sans le sarcasme, ce que cela signifie, c’est qu’une femme devait bosser plus qu’un homme pour réussir de bonnes études scientifiques aux États-Unis à l’époque, et qu’il était à peu près garanti qu’elle ne trouverait pour autant pas de place équivalente dans une équipe de recherche mais serait confinée à des travaux répétitifs certes nécessaires, mais sans grande plus-value. Swan sort diplômée de la Society for the Collegiate Instruction for Women, au Ratcliffe college, dans le Massachusetts, en 1892, à l’âge de 24 ans. Elle montre un talent tout à fait brillant — y compris pour un homme, s’il était besoin de le préciser — en astronomie.

L’année suivante, l’astronome Edward Charles Pickering, directeur de l’Observatoire de l’université de Harvard, a besoin de main-d’œuvre au sein de son équipe ; il lui faut beaucoup d’aide pour traiter énormément de données astronomiques. Comme il sait que les femmes sont, à l’époque, moins bien payées que les hommes26, il recrute de nombreuses femmes qu’il conservera aussi longtemps que faire se peut comme assistantes sans jamais les promouvoir ; de nombreuses plaisanteries fusent sur le campus s’agissant du « harem de Pickering ». Il faut dire que, pour ce dernier, les aptitudes naturelles des femmes les rendent idéales pour des tâches « minutieuses et répétitives ». Les moins misogynes appelleront ce petit groupe par le nom dont Pickering lui-même les affuble : les Harvard Computers27.

Pas trop taper sur Pickering, quand même

Bon, je sais, je donne une image totalement déplorable de Pickering, là, image qu’il ne mérite d’ailleurs que partiellement. Si on se remet dans le contexte de l’époque, Pickering a bien dû lutter de son côté afin de pouvoir embaucher autant de femmes, passant pour un rigolo auprès de nombre de ses pairs ; d’ailleurs, il n’obtiendra jamais qu’elles bénéficient du statut de scientifiques — l’histoire ne dit pas s’il le souhaitait ou non.

Ceci pour dire que si Pickering était manifestement misogyne, il l’était sans doute bien moins que nombre de ses confrères ; cela n’excuse pas ce défaut, mais le met sans doute en perspective.

Pourquoi Pickering a-t-il besoin d’autant de « petites mains », me demanderez-vous ? Figurez-vous qu’il a en tête de répertorier, de cataloguer — parce que voilà — autant d’étoiles que possible en fonction de leur magnitude — de leur brillance, si vous préférez — et, pour les plus brillantes, en fonction de leur type spectral — leurs émissions d’ondes. Là où Pickering se montre aussi malin que résolument moderne, c’est dans l’importance qu’il accorde à la photographie ; selon lui, l’œil de l’observateur est imprécis et fatigue avec les observations, tandis que la photographie permet de révéler des détails de très faible luminosité, reste disponible y compris après observation, et reste d’égale qualité y compris après de nombreuses heures consécutives d’observations. Pickering est sans conteste le père de l’astrophotographie. Et se retrouve rapidement avec des milliers de clichés à cataloguer. D’où la nécessité, pour lui, de disposer d’une main-d’œuvre pas chère capable de traiter la masse sans cesse grandissante de clichés. Et Swan est de cette main-d’œuvre, c’est une des calculatrices de Pickering.

À elle seule, elle découvrira plus de la moitié des étoiles répertoriées à l’époque. Pendant ses années de travail au sein de l’équipe Pickering, elle fait une découverte étonnante au sein de la constellation de Céphée : l’étoile δ28 de la constellation a une luminosité variable ; selon le cliché, elle brille plus ou moins fortement ; les étoiles variables viennent d’être formellement découvertes. Cette étoile de la constellation de Céphée donne naissance à une nouvelle catégorie d’étoiles, les variables avec une période de brillance régulière : les variables céphéides, ou plus simplement céphéides. En étudiant ainsi un grand nombre de céphéides, notamment dans les nuages de Magellan, Swan met en évidence en 1912 un lien direct entre la périodicité de l’éclat d’une étoile et sa luminosité : la période d’éclat est directement proportionnelle à la luminosité. Elle pressent que ce lien pourrait permettre de calculer la distance de cette étoile. Pickering ne lui permettra pas de se concentrer sur sa recherche théorique, et c’est finalement l’astronome danois Ejnar Hertzprung29 qui formalisera cette relation mathématiquement. Plus précisément, il calculera la distance des céphéides des nuages de Magellan — grâce à la méthode de la parallaxe statistique — pour calibrer la distance fonction de la période d’éclat des céphéides. Partant de là, il peut déterminer la distance des autres étoiles variables en utilisant la relation période-luminosité mise au point par Swan. Bon, Hertzprung se plantera dans ses calculs d’un facteur de 10 — tout se trouve situé 10 fois plus près qu’il ne l’est vraiment. Il faudra attendre 1921 pour que Swan soit nommée à la tête de la photométrie stellaire ; elle meurt le 12 décembre de cette année.

Malgré ses problèmes de santé — une maladie qu’elle contracte dans sa jeunesse la rend progressivement sourde, puis un cancer qui aura raison d’elle en 1921 — Swan aura su démontrer, par sa ténacité, son dévouement à des tâches totalement rébarbatives et une curiosité sans faille, que la science n’est pas une affaire de sexe mais une affaire d’imagination, de curiosité, de travail, de travail et encore de travail. En 1924, le mathématicien suédois Gösta Mittag-Leffler tentera de la faire nommer au prix Nobel, mais le prix Nobel ne peut, par nature, être décerné à titre posthume. Malheureusement30. Edwin Hubble le déplorera à plusieurs occasions.

94. Des nébuleuses bien trop rapides — suite et fin

Reprenons. On est capable de calculer la distance de ce qu’on voit dans le ciel, d’une part et, d’autre part, on peut déterminer la vitesse à laquelle ce qu’on voit dans le ciel s’éloigne ou se rapproche de nous. Soit. Ce qu’il manque, maintenant, ce sont des observations, beaucoup d’observations, et des mesures.

Edwin Hubble se met en tête de mesurer la vitesse d’éloignement d’un maximum d’objets extra-galactiques ; il détermine rapidement que les galaxies émettent pour ainsi dire toutes des ondes qui sont décalées vers le rouge, et donc qu’elles s’éloignent pour ainsi dire toutes de la nôtre. De plus, il constate en 1929, en collaboration avec Milton Humason, que plus une galaxie est éloignée, plus elle s’éloigne rapidement de nous.

Pas si Doppler que cela

Comme je l’ai expliqué précédemment, le décalage des ondes vers le rouge peut être expliqué grâce à l’effet Doppler. Mais ce n’est pas totalement exact. D’abord parce qu’il faut bien comprendre que la lumière se déplace à la vitesse de la lumière et qu’à cette vitesse il ne faut plus parler d’effet Doppler mais d’effet Doppler relativiste — faisant intervenir la dilatation du temps, des aberrations de la lumière, et tout un tas de trucs qui n’excitent que les mathématiciens non euclidiens, c’est dire. Mais ce n’est pas tout. Non.

En réalité, ce qui explique le décalage des galaxies vers le rouge qui s’éloignent de la nôtre, ce n’est pas l’effet Doppler, relativiste ou non, mais le fait que l’espace entre ces galaxies et nous — et entre ces galaxies entre elles — s’étire. Mais je vais un peu plus vite que la musique, là.

La relation permettant de lier l’éloignement d’une galaxie à sa vitesse d’éloignement est appelée loi de Hubble. Et ce qu’elle démontre est précisément ce que Georges Lemaître conjecture dans son article « Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques » de 1927 : notre univers est en expansion. Et si notre univers est en expansion, on peut bien, mentalement, remonter le temps et voir notre univers se contracter, encore et encore. Et là, ne se basant pas simplement sur une vue de l’esprit mais sur un phénomène physique mesurable, on se pose pour la première fois la question de l’origine de notre univers. Nous sommes donc en 1929 et une nouvelle théorie concernant notre cosmogonie31 voit le jour. Cette théorie restera sans dénomination jusqu’à ce que, dans les années 50, un de ses plus fervents opposants, Fred Hoyle, pourtant distingué astronome britannique et un des pionniers de la nucléosynthèse stellaire, ne se moque ouvertement à la radio, sur la BBC, de ce modèle en expansion ; adepte de la théorie d’un univers stationnaire, Hoyle rit de cette idée d’un univers qui grossit, certes, mais à partir de quoi, d’un vaste « BANG » ? Il focalisera son ironie sur le terme Big Bang qui restera. Bien plus que le nom de Fred Hoyle.

Mais avant d’aller plus loin dans cette direction — le passé, le Big Bang, tout ça — revenons quelques instants sur notre univers actuel, ce sera l’occasion de parler de quelques machins à son sujet qu’il peut être bon de connaître — et notamment comprendre pourquoi l’article de Lemaître parle d’un univers homogène.

95. Dix choses à savoir sur l’univers

Qu’est-ce que l’univers ? (#1)

Avant même de commencer à lister, on va se mettre d’accord sur un truc quand on parle de l’univers ; ce qu’on appelle univers, il faudrait en réalité l’appeler « univers observable32 ». C’est à ça qu’un scientifique fait référence lorsqu’il parle d’univers, par opposition à l’univers du philosophe, que j’appelle l’univers « universel », concept partiellement abstrait englobant absolument tout, que ce soit observable ou non. S’il existe un gigantesque mini-golf par-delà les limites de ce qu’on peut observer, alors ce mini-golf ne fait pas partie de l’univers observable, mais fait bel et bien partie de l’univers. Ce qu’on appelle communément univers, c’est tout ce qu’on peut percevoir à l’aide d’instruments de mesure, tout ce qu’on peut, du point de vue scientifique, observer. De façon non exhaustive, cela inclut évidemment la Terre et tout ce qui s’y trouve, ainsi que tout le système solaire, toute la Voie lactée, et même toutes les galaxies qu’on peut voir avec des télescopes et, soyons clairs, toutes les galaxies qu’on pourrait voir si on y voyait suffisamment bien, mais qu’on ne voit pas parce qu’elles sont trop loin.

Où se trouve le passé de l’univers ? (#2)

En voilà une « question qu’elle est bonne ! »

La lumière se déplace à la vitesse de la lumière — certes — vitesse qui n’est pas infinie. De tout ce qu’on peut percevoir du monde extérieur par nos sens — vue, ouïe, toucher… — la vue est ce qui fait intervenir les stimuli les plus rapides, les ondes lumineuses — qui se déplacent à la vitesse de la lumière, donc. Lorsque je regarde le mur en face de moi, à 2 mètres, je ne vois pas le mur tel qu’il est mais tel qu’il était au moment où la lumière qui vient d’arriver dans mes yeux a été émise ou réfléchie. Pour parcourir ces 2 mètres, cette lumière a mis un temps, un temps très court33, mais un temps quand même. En réalité, tout ce qu’on voit, y compris quand on regarde son propre corps, ses propres mains, si proches soient-elles de nos yeux, tout ce qu’on voit n’est qu’une image du passé. Heureusement, à notre échelle, la vitesse de la lumière semble illimitée et la lumière elle-même instantanée ; sans cela, la vie telle qu’on la connaît n’existerait sans doute pas — comment pourrions-nous conduire des voitures, par exemple, si la lumière se déplaçait à 30 km/h ?

Une question pas si anodine que ça

Je n’avais pas spécialement prévu d’en faire un encart, mais une fois la question posée, il devient assez évident qu’elle est lourde de conséquence, surtout si on la reformule ainsi : la vie aurait-elle pu exister sans une notion d’instantanéité ? Tout notre comportement en tant qu’être vivant animal est ancré sur un socle initial qui est notre perception de la réalité, perception qui, elle-même, est solidement articulée autour de la vue ; de quelle façon pourrions-nous exister si la notion d’instant ne correspondait plus à rien de la réalité ? Comprenons-nous bien ; si la lumière mettait un temps très long à parcourir un mètre, le problème ne serait pas cette lenteur à proprement parler, mais le fait que nous ne percevrions les autres — sans discontinuer, il faut bien en être conscient — qu’avec un retard d’autant plus conséquent que ceux-ci seraient loin. On pourrait serrer la main d’une personne pour ne voir ce serrage de main que quelques secondes plus tard. La vie telle qu’on la connaît serait tout bonnement impossible.

Donc tout nous paraît instantané, qu’il s’agisse de son ou de lumière ; cependant, à l’échelle de l’univers, la vitesse de la lumière n’est plus si grande que cela et, lorsqu’on regarde des étoiles — simplement des étoiles, de notre propre galaxie — les plus proches nous apparaissent telles qu’elles étaient il y a quelques années, tandis que pour les plus distantes, c’est quelques dizaines de milliers d’années. Plus on regarde loin dans l’espace, plus on regarde loin dans le passé. Aussi, à la question « où se trouve le passé de l’univers », je répondrai simplement : absolument partout.

Quel est l’âge de l’univers ? (#3)

C’est une question bien plus ardue qu’il ne semble, et nous aurons l’occasion d’y revenir. Toutefois, notre connaissance actuelle de l’univers nous permet d’avoir une vision assez propre de son état actuel ainsi que de la vitesse de son expansion. Aussi, en « remontant » le cours de l’Histoire, on peut imaginer l’univers se réduisant, ses galaxies se rapprochant de plus en plus jusqu’à finir par être concentrées en un point infiniment petit — si on remonte le film jusque-là, ce qu’on ne devrait pas faire — il y a environ 13,8 milliards d’années. Ce point infiniment petit marque, vous l’aurez compris, l’instant du Big Bang34, il y a donc environ 13,8 milliards d’années. D’aucuns pensent que cet instant marque l’origine de notre univers, d’autres pensent que non et élaborent diverses hypothèses quant à un « avant » Big Bang. La réalité, c’est qu’on ne sait pas. Il est impossible de pencher dans un sens ou dans l’autre, à ce jour ceci n’est qu’une affaire de conviction. Si vous entendez quelqu’un prétendre affirmer que le Big Bang est l’origine de l’univers — ou s’il affirme que non — vous pouvez passer votre chemin et aller écouter quelqu’un d’autre, car cette personne ne sait pas de quoi elle parle — sauf à ce qu’on découvre d’autres choses permettant de fonder une hypothèse plus précise, évidemment. Donc à la question « quel est l’âge de l’univers », une réponse raisonnable me semble être la suivante : l’univers semble âgé d’au moins 13,8 milliards d’années35.

Quelle est la taille de l’univers ? (#4)

Par définition, la forme de l’univers « universel » nous échappe ; il est bien possible qu’il soit infini dans toutes ses dimensions, auquel cas parler même de forme peut s’avérer être un non-sens par nature. En revanche, pour ce qui est de l’univers observable, la réponse est a priori assez simple : nous pouvons voir également loin dans toutes les directions, l’univers a donc la forme d’une sphère. Nous pouvons théoriquement voir jusqu’à il y a 13,8 milliards d’années-lumière36 dans chaque direction, donc cette sphère a un rayon de 13,8 milliards d’années-lumière. Si je précise bien que cette réponse est « a priori » simple, c’est parce qu’elle présuppose un certain nombre d’hypothèses que j’ai omises ; en effet, l’espace tel que nous le percevons est composé de trois dimensions : de haut en bas, de gauche à droite et d’avant en arrière — ce qu’on appelle communément hauteur, largeur et profondeur. Mais ce n’est pas parce que nous ne percevons que ces dimensions spatiales que l’univers n’existe que dans celles-là. Par exemple, Einstein nous a bien montré avec la théorie de la relativité générale que l’espace est indissociable d’une autre dimension, temporelle celle-là. Du coup peut-on encore parler simplement de sphère, ou devrions-nous plutôt introduire ici le concept d’hyper-sphère ?

Hyper-sphère

Une hyper-sphère, ou sphère de quatre dimensions, est un objet géométrique relativement abstrait. Comme il prétend exister en quatre dimensions et qu’une représentation en quatre dimensions est hors de notre portée, il est parfaitement difficile de s’en faire une idée précisée autrement qu’en la définissant. Un cercle — ou sphère de dimension 2 — se définit comme l’ensemble des points d’un plan qui se trouvent à la même distance d’un point donné ; on appelle ce point le centre et cette distance le rayon. Porté à trois dimensions, la définition restant la même — l’ensemble des points de l’espace, cette fois-ci, se trouvant à une égale distance du centre — on peut définir ce qu’on appelle communément une sphère. Au-delà de ces trois dimensions, on peut conserver la même définition, mais on doit se passer de représentation visuelle, on est hors de notre propre portée. Ça vous semble compliqué à saisir ? Vous n’avez pas idée à quel point c’est insaisissable…

Cela dit, ce n’est pas fortuit si j’introduis ici la notion d’hyper-sphère car, comme on va bientôt s’en rendre compte, cette prise en compte de plus de trois dimensions va avoir un impact sur une propriété de l’univers, sa courbure.

Notes

1. Aucune raison d’arrêter parce que c’est un autre livre, pas vrai ?

2. De la carrière d’Einstein, hein ? Pas de la mienne…

3. M. Mackey, South Park, à partir du 17 décembre 1997.

4. On dirait le début d’une blague.

5. Cette notion pour rappeler que masse et énergie sont deux choses équivalentes.

6. Une sphère est définie comme l’ensemble des points de l’espace qui sont à la même distance d’un point donné appelé le centre. La distance, quant à elle, est appelée rayon. Dans un espace à deux dimensions, une sphère est appelée un « cercle ».

7. Les chanoines désignent, dans le clergé, des postes liés à une fonction donnée ; celle-ci n’étant pas nécessairement religieuse, ils peuvent être laïcs.

8. « Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques » in Annales de la société scientifique de Bruxelles, vol. 47, page 49.

9. Du latin nebulosis, « brouillé ». Vu la sonorité, sans doute également le nom d’un sort dans Harry Potter.

10. Les nébuleuses sont souvent larges de plus d’une dizaine d’années-lumière. En guise de comparaison, le système solaire est large d’environ une année-lumière.

11. Prenez le temps d’e-penser, Tome I, chapitre 25, Éd. Marabout.

12. Oui.

13. C’est dire si je ne vais pas vous en parler.

14. En fait si, mais au regard de ce qu’on ignorait, ce n’est pas vraiment important.

15. La société fut tout de même fondée par Colbert en personne, excusez-moi du peu.

16. Coïncidence ? Sans doute, oui.

17. C’est un terme géométrique relatif aux ellipses. N’allez surtout pas vous imaginer que les astronomes sont des déconneurs de première.

18. Spoiler : oui.

19. Prenez le temps d’e-penser, Tome I, chapitres 34 et 39, Éd. Marabout.

20. Nouveau catalogue général de nébuleuses et d’amas d’étoiles.

21. Ça remonte à loin, maintenant, vu les digressions, mais c’était bien ce qu’on était censé expliquer, à la base, cf. le début de ce chapitre.

22. Niiiiiiaaaoooooonnnn…

23. Prenez le temps d’e-penser, Tome I, chapitres 3 et 24, Éd. Marabout.

24. Encore un autre classement, le Canada-France Redshift Survey, qui mesure le décalage vers le rouge de différents corps dans l’espace.

25. Pour ceux qui ont vu l’exoconférence, oui, c’est cette Swan. Pour les autres, allez voir l’exoconférence !

26. Oui… à l’époque…

27. Les calculatrices de Harvard.

28. Delta ; les étoiles d’une constellation sont nommées en grec, parce qu’il faut bien les cataloguer et que ça fait classe…

29. Insérer une blague.

30. C’est pour cette même raison que Rosalind Franklin, biologiste moléculaire britannique qui a découvert la structure interne de l’ADN en double hélice, n’a pu recevoir le prix Nobel en même temps que Watson, Crick et Wilkins, quatre ans après son propre décès, et malgré les protestations de Watson pour qu’elle soit nommément liée à ce prix.

31. Domaine de la science qui s’intéresse à la formation de l’univers.

32. Mais c’est long ; du coup on dit juste univers.

33. Environ 0,000000007 secondes.

34. J’ai mis du texte en italique pour mettre en évidence le fait que les termes employés dans cette phrase sont tout à fait impropres.

35. Avec une marge d’erreur d’environ 1 %.

36. Une année-lumière est une unité de longueur mesurant la distance parcourue par la lumière dans le vide en une année ; elle vaut environ 10 000 milliards de kilomètres.