Comment mesure-t-on la distance entre une étoile et nous ?
Cette simple question a mystifié les astronomes durant des siècles. En effet, s’il est relativement facile d’estimer la distance nous séparant de la Lune et du Soleil — puisque ces astres sont assez proches de nous —, les choses se compliquent dans le cas des étoiles. Il faut faire appel à des moyens complexes, où entrent en jeu les parallaxes, la magnitude apparente et absolue des étoiles, et les céphéïdes.
Le concept de parallaxes a permis d’évaluer la distance nous séparant des plus proches étoiles. Si vous placez un doigt à dix centimètres devant vos yeux et que vous le regardez tantôt avec l’œil gauche, tantôt avec le droit, votre doigt apparaîtra à des endroits différents par rapport au fond, et ce, parce que vous déplacez votre point de vue. Si vous recommencez en tenant votre doigt à bout de bras, celui-ci se déplacera encore par rapport au fond, mais beaucoup moins. On peut se servir de l’importance de ce déplacement pour évaluer - par trigonométrie - la distance entre les yeux et le doigt. C’est de cette façon qu’on est parvenu à calculer la distance des planètes et des quelques milliers d’étoiles situées à moins de cent années-lumière de nous.
Quant aux étoiles plus lointaines, il a fallu attendre la découverte d’étoiles très particulières : les céphéïdes. Ces étoiles présentent la particularité de varier d’éclat selon une régularité parfaite. L’Étoile polaire, par exemple, a une période de 4 jours. Cet intervalle entre deux minima successifs varie, d’une céphéïde à l’autre, d’un peu moins d’un jour à près de deux mois. De surcroît, les astronomes ont découvert que cette période est d’autant plus longue que l’étoile est brillante.
Toutefois, plus une étoile est distante, moins elle nous paraît étincelante. C’est ce qu’on appelle la magnitude apparente des étoiles. Les astronomes se sont donc servis des céphéïdes pour en établir leur magnitude absolue, c’est-à-dire l’éclat qu’aurait chaque étoile si elles se trouvaient toutes à la même distance de nous. Puis, connaissant la magnitude absolue des céphéïdes et après avoir déterminé la distance nous séparant de quelques-unes (grâce aux parallaxes), il est devenu possible d’estimer assez précisément la distance des étoiles formant notre galaxie.
Note : bien sûr, la mesure des distances est plus complexe que le montre ce bref exposé. Pour en savoir plus, on peut consulter, par exemple, L’Univers de la Science d’Isaac Asimov (chapitre 2, pages 22 à 30).
Pourquoi, au terme de sa vie, une étoile sans énergie s’affaisse-t-elle ?
Un étoile est ni plus ni moins un réacteur à fusion thermonucléaire où l’hydrogène est converti en hélium. Lorsque la réserve d’hydrogène au coeur de l’étoile est pratiquement épuisée, l’astre suffoque. Ne disposant plus d’énergie pour contrebalancer la forte pression de ses couches périphériques, l’étoile s’écroule sur elle-même pour devenir, selon le cas, une naine blanche, une supernovae, un trou noir.
Le destin d’une étoile est gouverné par sa masse. Ainsi, notre Soleil, de masse moyenne, mettra dix milliards d’années à convertir son hydrogène en hélium et terminer sa vie en naine blanche.
Les étoiles dix fois plus massives sont mille fois plus brillantes mais elles épuisent leur combustible en cent millions d’années seulement, pour terminer leur vie de façon spectaculaire (supernova ou trou noir).
Quant aux étoiles dix fois moins massives que le Soleil, elles mettront des dizaines, voire des centaines de milliards d’années à se consumer… autant dire qu’elles sont pratiquement éternelles.
A quelle distance sommes-nous du centre de l’Univers ?
L’Univers, tel qu’il est, n’a pas de centre. Cette notion est difficile à entrevoir pour nos sens, mais elle est, hélas, bien réelle.
Ainsi donc, si l’Univers n’a pas de centre, on ne peut déterminer à quelle distance s’en trouve la Terre. Par contre, on peut se considérer au centre de l’Univers visible, c’est-à-dire que peu importe dans quelle direction nous regardons le ciel, nous voyons aussi loin que cela est possible. Avec les plus puissants télescopes, nous pouvons regarder jusqu’à distance de quelque 12 à 20 milliards d’années-lumière.
De même, « quelqu’un » se trouvant à 12-20 milliards d’années-lumière de nous — ou n’importe où, en fait — se perçoit, lui aussi, au centre de l’Univers visible.
Quelle est la taille de l’Univers observable ?
D’après la théorie du big bang et de l’expansion de l’Univers, la taille et l’âge du monde céleste sont intimement liés. Selon certaines représentations de l’Univers, ces deux données sont même considérées comme égales. Ainsi, on estime aujourd’hui que l’âge de l’Univers est compris entre 10 et 15 milliards d’années, c’est-à-dire que les étoiles les plus lointaines que l’on pourrait théoriquement observer sont situées entre 10 et 15 milliards d’années-lumière de la Terre (une année-lumière étant la distance parcourue par la lumière en une année, c’est-à-dire 9,5 milliards de kilomètres).
Mais tout n’est pas si simple. Tout comme la Terre, l’Univers possède un « horizon » au delà duquel on ne peut plus rien voir. Cet horizon est situé aux alentours de 300 000 ans après le big bang. Avant cette date, l’Univers était « opaque », c’est-à-dire que la lumière restait emprisonnée dans la matière condensée, et elle ne pouvait pas voyager. On ne pourra donc jamais observer d’objet datant d’avant 300 000 ans après le big bang. A partir de cette date, par contre, l’Univers est devenu « transparent », c’est à dire qu’il a laissé la lumière voyager à travers l’espace. Théoriquement, munis de bons outils, nous sommes capables de capter cette lumière.
En pratique, nos télescopes les plus puissants sont parvenus à observer des étoiles situées à environ 5 ou 6 milliards d’années-lumière de la Terre. A travers ces télescopes, nous avons donc vu des images d’objets tels qu’ils existaient il y a 5 ou 6 milliards d’années. Il semblerait que ces objets sont différents de nos étoiles proches, qui ont un passé de 15 milliards d’années (même si l’âge de leur forme actuelle peut être bien plus récent). Bien sûr, les astronomes espèrent découvrir des objets encore plus vieux, et ainsi expliquer petit à petit l’évolution de l’Univers. A l’heure actuelle, c’est encore la technique qui décide des limites de notre Univers observable.
Qu’est-ce qu’une étoile à neutrons ?
Une étoile à neutrons est une petite étoile noire formée majoritairement de neutrons, et dont la densité est énorme : pas plus grosse qu’une boule de 10 à 20 kilomètres de diamètre, sa masse varie de 1,5 à 3 fois celle du Soleil (1 400 000 km de diamètre) ! Ce type d’objet stellaire naît durant la dernière étape de la vie d’une étoile assez massive (en général, on parle d’une masse huit fois supérieure à celle du Soleil). Cette étoile a brûlé énormément de combustible au cours de sa vie. Quand il n’en reste pratiquement plus, elle s’effondre sur elle-même, ce qui provoque une très forte explosion : c’est ce qu’on appelle une supernova. La densité du coeur de l’étoile augmente alors à tel point que les protons et les électrons se combinent pour constituer des neutrons.
L’existence des étoiles à neutrons a été prédite par la théorie dans les années trente. Mais personne n’a encore effectivement observé une telle étoile, même si aujourd’hui les astrophysiciens ont récolté assez d’éléments pour considérer que ces étoiles existent vraiment. Ils ont notamment perçu des ondes radio très puissantes et clignotantes dans plus de 500 coins de notre galaxie. Ces « pulsars » proviendraient du rayonnement électromagnétique des étoiles à neutrons qui tournent très vite sur elles-mêmes.
Qu’est-ce que la matière noire ?
Le concept de matière noire est lié à la théorie du Big Bang. Selon cette théorie, l’Univers a traversé une période de très rapide expansion au début de son existence. Cette expansion a requis énormément de matière et, en tous cas, beaucoup plus que toute celle que l’on peut observer aujourd’hui dans le ciel (étoiles, planètes, poussières, etc.). Il y aurait donc de la matière cachée dans l’Univers.
Les physiciens se sont également aperçus que les galaxies proches de la Voie Lactée ont une vitesse de rotation supérieure à ce que laisse supposer la quantité de matière visible qui les compose. Et ils ont aussi constaté que la masse totale de certaines galaxies seraient jusqu’à dix fois supérieure à la masse totale des étoiles qu’elles contiennent : la différence de matière est, là encore, souvent attribuée à la matière noire.
Pour de nombreux astrophysiciens, cette matière est donc bien réelle, même si elle est invisible. Et certains s’avancent même jusqu’à établir sa composition : la matière invisible pourrait être constituée de neutrinos avec masse, de naines brunes (petites étoiles beaucoup moins brillantes que le Soleil et difficiles à détecter), de trous noirs et de particules qui n’émettraient pas de rayonnement électromagnétique.
A quoi sert la constante cosmologique ?
Au début de ce siècle, Einstein propose la théorie de la relativité générale. Il s’attache à comprendre la structure de notre Univers et, en examinant ses équations, découvre que celui-ci est en expansion. Refusant d’admettre cette idée (à l’époque, tout le monde croyait que l’Univers était statique), le physicien invente une « constante cosmologique » destinée à contrebalancer cette expansion.
Bien vite cependant, la constante cosmologique disparaît des équations, dès que la communauté scientifique accepte l’idée que l’Univers est bel et bien en expansion. (Einstein répétera plus tard que la constante cosmologique aura été la plus grande erreur de sa carrière !) Dans le modèle utilisé aujourd’hui, la structure de l’Univers dépend directement de la densité de matière qu’il contient. Si cette densité est trop forte, l’Univers finira par se contracter et se recroquevillera en un « Big crunch ». Si elle est trop faible, au contraire, l’expansion de l’Univers sera sans doute infinie.
Mais la situation n’est peut-être pas aussi simple. En observant des supernovae très lointaines, à la fin de l’année 1998, une équipe internationale de chercheurs a calculé que non seulement l’Univers est en expansion, mais il connaîtrait une phase d’accélération depuis environ 4 milliards d’années ! Pour expliquer ce phénomène, la constante cosmologique doit reprendre du service. Cette fois, elle symboliserait « l’énergie du vide », dont la force serait de sens opposé à la force gravitationnelle. Si le phénomène d’accélération est confirmé, ce résultat changera quelque peu notre vision du monde…
Combien y a-t-il d’étoiles et de galaxies dans l’Univers ?
Des centaines et des centaines de milliards ! Une galaxie comprend généralement quelques centaines de milliards d’étoiles — la nôtre serait formée de 200 à 500 milliards d’étoiles — et les astronomes estiment que le nombre de galaxies serait compris entre 100 et 1000 milliards ! Et dire qu’on ne peut voir que quelques milliers d’étoiles à l’œil nu et tout juste une galaxie…
Comment se fait-il que l’Univers soit en expansion alors que la matière attire la matière ?
À l’origine de l’Univers, il y a eu le Big Bang, la formidable explosion qui a propulsé l’énergie (et la matière) dans toutes les directions. L’impulsion initiale conférée par le Big Bang dépasse de beaucoup la force de la gravité. Mais avec le temps, cette impulsion se dissipe, ce qui fait qu’un jour la force de gravité pourrait prendre le dessus et ramener toute la matière en un seul point. Ce serait alors le Big Crunch (l’inverse du Big Bang).
Toutefois, y atil assez de matière pour générer une force gravitationnelle suffisamment puissante pour recroqueviller ainsi l’Univers ? C’est là l’une des questions fondamentales que se posent les astronomes. S’il n’y a pas suffisamment de matière, nous vivons alors dans un Univers « ouvert », c’est-à-dire un Univers qui s’étendra à jamais. Si par contre il y a assez de matière, nous vivons alors dans un Univers « fermé » qui finira par se rabattre sur lui-même. Il se peut même que l’Univers contienne juste ce qu’il faut de matière pour se stabiliser ; nous serions alors dans un Univers « plat »… Etonnamment, selon l’état de nos connaissances actuelles, c’est ce qui semble être le cas.
Pourquoi la matière dans l’Univers se structure ?
Y a-t-il vraiment une raison ? Tout ce que les physiciens et astrophysiciens constatent, c’est que les quatre forces fondamentales de la nature — la gravité, l’électromagnétisme et les forces nucléaires fortes et faibles — font en sorte que la matière s’organise de l’atome jusqu’aux amas de galaxies. C’est un processus naturel qu’on observe à toutes les échelles sans qu’on sache vraiment le pourquoi.
Pourquoi le Soleil brûle-t-il toujours ? Son diamètre diminue-t-il à force de brûler ? S’il cesse de brûler un jour, pourquoi le fera-t-il ?
Si le Soleil était un charbon ardent, il se consumerait en quelques millions d’années seulement ! Toutefois, il s’agit plutôt d’une immense boule de gaz composée de 75 % d’hydrogène et de 25 % d’hélium.
Au coeur du Soleil règnent des températures de 15 millions de degrés et une pression 200 milliards de fois plus forte que celle que nous subissons sur Terre. Dans de telles conditions, les noyaux d’hydrogène se soudent deux à deux pour former des noyaux d’hélium. C’est ce qu’on appelle la fusion thermonucléaire. Ce processus libère d’énormes quantités d’énergie (chaleur, lumière et autres radiations). Chaque seconde, 700 millions de tonnes d’hydrogène sont ainsi converties en hélium.
Comme le Soleil contient quelque 2 190 milliards de milliards de tonnes d’hydrogène, la réaction thermonucléaire amorcée il y a cinq milliards d’années se poursuivra encore durant presque aussi longtemps. Lorsque pratiquement toutes ses réserves d’hydrogène auront été converties en hélium, le Soleil deviendra alors une géante rouge. Sa taille augmentera pour englober l’orbite de Mercure, de Vénus et peutêtre même celle de la Terre. Après un demimilliard d’années, il éjectera son enveloppe gazeuse qui formera autour de lui une nébuleuse planétaire…
Le noyau résiduel se contractera pour devenir aussi petit que la Terre mais extrêmement dense : un centimètrecube de matière solaire pèsera alors une tonne ! Et c’est sous la forme d’une naine blanche que le Soleil finira par s’éteindre au bout de plusieurs milliards d’années…
Qu’est-ce que le paradoxe de la nuit noire ?
Durant des siècles, le seul spectacle du ciel étoilé pouvait plonger de stupeur les savants. Voici pourquoi : on faisait la supposition que l’Univers était infini et qu’il était également peuplé d’un nombre infini d’étoiles distribuées uniformément dans l’espace. Or, selon cette hypothèse, en n’importe quel point de la voûte céleste, il aurait dû logiquement se trouver une étoile. En fait, le ciel entier aurait dû être tapissé d’étoiles, sans laisser le moindre petit recoin de ténèbres. C’est le célèbre " paradoxe de la nuit noire ".
Dans les années 1950, avec la découverte que l’Univers est toujours en expansion et la théorie du Big Bang sur l’origine de l’Univers, le paradoxe semble enfin résolu. En effet, le processus d’expansion contribue à diminuer la luminosité du ciel en raison d’un phénomène à ne pas confondre avec l’effet Doppler appelé le " décalage vers le rouge " : lorsque l’espacetemps se dilate, la lumière visible tend vers le rouge et même l’infrarouge, ce qui contribuerait à diminuer de moitié la luminosité. Et une autre bonne partie de la lumière serait bloquée par la poussière interstellaire.
Cependant, cette explication ne suffit pas pour obtenir un ciel bien obscur et, à la fin des années 1980, Paul Wesson, un théoricien américain, propose un nouveau modèle selon lequel la longévité des galaxies serait le facteur déterminant. Comme les galaxies ont une durée de vie finie, cela limite donc la quantité de lumière en circulation dans l’Univers à un temps donné…
Qu’est-ce que le rayonnement fossile ?
Selon la théorie du Big Bang, l’Univers serait né il y a environ 12 milliards d’années d’une fantastique explosion. L’Univers primitif est une "soupe" d’énergie pure et de particules subatomiques (quarks et antiquarks) s’agitant à des vitesses proches de celle de la lumière. Dans les tout premiers instants, l’Univers est incroyablement chaud, avec une température de l’ordre de plusieurs milliards de degrés Kelvin. Par la suite, l’Univers a continué de s’étendre et il s’est progressivement refroidi, permettant aux particules plus lourdes (neutrons et protons) puis aux atomes de se former.
Même si le Big Bang est survenu il y a plus de 12 milliards d’années, on peut en détecter la trace résiduelle encore aujourd’hui. George Gamow, l’un des physiciens qui ont proposé la théorie du Big Bang en 1948, avait prédit l’existence d’un "rayonnement fossile" dont il évaluait la température à 7 degrés Kelvin. Dans les années 1950, de nouveaux travaux laissaient supposés que ce rayonnement ne devait plus avoir aujourd’hui qu’une température de 2,5 K. En 1965, en tentant de mesurer le bruit radio causé par la Voie Lactée, Arno Penzias et Robert Wilson, deux chercheurs des laboratoires Bell, découvrent accidentellement un signal radio constant ne provenant d’aucune source particulière. Il s’agit du rayonnement fossile dont la température est d’environ 2,726 degrés Kelvin, soit 2,726 degrés au-dessus du zéro absolu. En 1978, ils recevront tous deux le prix Nobel de physique pour cette découverte qui vient confirmer la théorie du Big Bang.
En plus de prouver l’existence du Big Bang, l’étude du rayonnement fossile est également utile pour expliquer la formation des galaxies et des amas de galaxies. Plusieurs radiotélescopes ont donc été employés pour tenter de détecter des variations de température dans le rayonnement fossile. Mêmes infimes, ces variations prouvent que l’Univers primitif n’était pas complètement homogène, ce qui aurait permis la concentration de matière à certains endroits et la formation des premières galaxies. En 1992, le satellite COBE (Cosmic Background Explorer) a finalement détecté des microvariations de l’ordre de 30 millionièmes de degrés entre les régions "chaudes" et les régions "froides" du rayonnement fossile.
Pourrait-il exister dans l’univers une autre étoile semblable à notre soleil, mais que sa lumière ne nous a pas encore atteint ?
Absolument ! Grâce au télescope spatial Hubble, on peut observer que des étoiles se forment, sans cesse, au sein de diverses galaxies. Les étoiles de la masse du Soleil sont relativement courantes. Elles constituent environ 1,5 % des étoiles de notre galaxie, soit 7 milliards.
Imaginons une étoile semblable à la nôtre née il y a moins d’un milliard d’années et située dans une galaxie à plus d’un milliard d’années-lumière de nous. Conséquemment, la lumière produite par cette étoile ne nous a pas encore atteint et on ne peut donc pas encore la voir… On peut donc imaginer, sans crainte de se tromper, qu’il y a des millions, voire des milliards, d’étoiles semblables au Soleil, mais qu’on ne peut encore apercevoir parce qu’elles sont à la fois trop loin et trop jeunes…
Comment pourrait-on arriver à mesurer les dimensions de l’espace ?
Voilà une grande question, c’est le moins que l’on puisse dire. En supposant que l’Univers soit né il y a 12 ou 15 milliards d’années lors du fameux Big Bang et que l’on puisse déterminer la vitesse avec laquelle il a ensuite pris son expansion, on pourrait alors estimer sa taille. Quel âge a l’Univers et quelle est sa vitesse d’expansion ? Ce sont là deux grandes données que tentent de déterminer plusieurs équipes d’astronomes.
Est-ce que l’Univers cessera de s’étendre un jour ?
Voilà la grande question que se posent les cosmologistes, ces spécialistes de l’origine et de la finalité de l’Univers. Pour y répondre, il faut connaître la quantité de matière contenue dans l’Univers. Comme cette matière dégage une force gravitationnelle, c’est elle qui limitera ou non l’expansion de l’Univers.
Trois scénarios sont donc possibles :
- la quantité de matière n’est pas suffisante pour que sa force gravitationnelle arrête l’expansion : l’Univers continue alors son expansion sans jamais s’arrêter. Avec le temps, la matière et l’énergie sont si diluées qu’aucune réaction chimique ou nucléaire n’est possible : c’est le scénario de la " mort thermodynamique " de l’Univers ;
- la quantité de matière est suffisante pour stopper l’expansion de l’Univers et même pour qu’il se contracte sur lui-même : c’est ce qu’on appelle le " Big Crunch ", l’inverse du Big Bang ;
- la quantité de matière engendre une force de gravitation égale à la force d’expansion, l’Univers réussit sur un équilibre stable.
Pour l’instant, il semble qu’on n’a repéré que le cinquième de la matière nécessaire pour stabiliser l’Univers. Pourtant, bon nombre de cosmologistes croient que l’Univers doit contenir exactement la matière nécessaire pour stopper l’expansion. C’est néanmoins une question qui fait encore l’objet d’un débat fort complexe…
Qu’est-ce qu’un quasar ?
De l’anglais « quasi stellar », les quasars sont un type particulier de radiosources, c’estàdire des astres qui émettent des ondes radioélectriques. Ces radiosources sont dites quasi stellaires parce qu’elles sont associées à des objets visibles sous forme de points lumineux comme les étoiles. Découverts en 1960, on dénombre maintenant plus de 3000 quasars. Comme leur spectre est très fortement décalé vers le rouge (effet Doppler), ils seraient situés aux confins de l’Univers observable. Découvert en 1989, le plus lointain quasar connu est à 14 milliards d’annéeslumière. Selon les astronomes, il s’agirait de noyaux de galaxies très jeunes et extrêmement lumineux.
Qu’est-ce que la relativité restreinte ?
A la fin du XVIIe siècle, le physicien et mathématicien anglais Isaac Newton (1642-1727) établissait les lois de la physique dite classique. Pour la première fois, les mêmes lois mathématiques servaient à décrire la « physique terrestre » des objets qui nous entourent et la « physique céleste » des planètes et des étoiles. Pour cet exploit, Newton compte parmi les génies de l’humanité et on a même cru, jusqu’au début du XXe siècle, qu’il n’y aurait plus d’autres découvertes majeures en physique.
Un peu plus de 200 ans plus tard, Albert Einstein (1879-1955) présentait sa célèbre théorie de la relativité qui allait complètement bouleverser la physique newtonienne.
Il existe en fait deux théories de la relativité : la « relativité restreinte », présentée en 1905, ne concerne que les objets en mouvement à vitesse constante, tandis que la « relativité générale », publiée 10 ans plus tard, s’intéresse aux objets en accélération et à la gravitation.
Les deux postulats de base de la relativité restreinte sont : (a) les lois de la Nature sont identiques pour tous les observateurs de l’Univers ; (b) la vitesse de la lumière est constante, soit 300 000 km/s dans le vide. Non seulement elle ne varie pas avec le temps ou le lieu, mais elle est également indépendante du mouvement de l’observateur. (Précisons que ce deuxième postulat dépend de la nature fondamentale des ondes électromagnétiques, telle que l’a décrite, au XIXe siècle, le physicien britannique James Clerk Maxwell (1831-1879) dans les équations qui portent son nom.)
Une petite expérience : supposons que vous êtes à bord d’un train qui roule à 100 km/h et que vous marchez à une vitesse relative de 10 km/h dans la même direction que le train. Quelle est votre vitesse pour un observateur immobile, à l’extérieur du train ?
En physique classique, c’est facile : il suffit d’additionner les vitesses : 100 km/h + 10 km/h = 110 km/h.
Deuxième expérience : vous êtes assis dans le train et vous allumez une torche électrique que vous pointez vers l’avant du train. De votre point de vue, à l’intérieur du train, vous mesurez que les particules de lumière voyagent à 300 000 km/s.
Mais quelle sera la vitesse des particules de lumière pour l’observateur à l’extérieur du train ? Selon la physique classique, vous seriez tenté de faire le calcul suivant : vitesse de la lumière + vitesse du train = 300 000 km/s + 100 km/h (ou 0,028 km/s) = 300 000,028 km/s.
Or, selon la relativité restreinte et les équations de Maxwell, il n’y a rien à faire : la vitesse de la lumière est constante. Par conséquent, que l’on soit à l’intérieur ou à l’extérieur du train, la vitesse de la lumière demeure 300 000 km/s.
Il n’y a alors qu’une façon de résoudre le problème : le temps passe à des vitesses différentes selon les observateurs. Et l’espace, comme le temps, peut se « contracter » ou se « dilater », selon les observateurs.
Dans la physique newtonienne, on supposait que le temps s’écoulait au même rythme et que l’espace était uniforme pour tous les observateurs situés n’importe où dans l’Univers. La relativité restreinte oblige à abandonner cette idée. Le temps et l’espace ne sont pas « absolus » : ils sont toujours « relatifs » à un cadre de référence donné.
Evidemment, la relativité semble parfois défier le sens commun. Par exemple, selon la relativité, on peut faire entrer momentanément une voiture de 4 mètres dans un garage de 2 mètres ! Mieux encore le conducteur de la voiture verra le garage faire seulement 1 mètre de long ! Ces curieux phénomènes – qui ne sont pas des illusions d’optique - ne se produisent qu’à des vitesses proches de celle de la lumière. Dans notre quotidien, où les objets qui nous entourent ont des vitesses bien inférieures, la physique newtonienne donne encore une approximation bien suffisante pour nos besoins.
La relativité restreinte a également transformé les notions de masse et d’énergie, en établissant l’équivalence entre les deux : c’est la célèbre équation E=mc2, selon laquelle l’énergie est égale à la masse multipliée par la vitesse de la lumière au carré. Cette équation montre que la masse est une forme d’énergie, disons, « condensée ». Elle implique aussi que plus la vitesse (énergie cinétique) d’un objet augmente, plus sa masse augmente. En approchant de la vitesse de la lumière, la masse devient pratiquement infinie ! Il est donc impossible de voyager à une vitesse égale ou supérieure à la vitesse de la lumière – à moins que les physiciens ne trouvent un truc !
Qu’est-ce que la relativité générale ?
En 1915, Albert Einstein (1879-1955) publie la deuxième partie de sa théorie de la relativité. Il s’agit d’une version « généralisée » de son mémoire sur la relativité restreinte paru 10 ans plus tôt. Alors que la relativité restreinte ne concernait que le mouvement continu sans accélération, la « relativité générale » s’attaque au mouvement avec accélération et, particulièrement, à la gravitation.
Si on observe un rayon lumineux dans l’espace libre, sans accélération ni gravitation, on voit que la lumière se déplace en ligne droite. Dans un cadre de référence en accélération, la lumière apparaît courbée. Or, selon la relativité générale, il n’y a pas de différence entre la gravitation et l’accélération. Par conséquent, le même phénomène s’applique dans le cas de la gravitation : en passant près d’un objet massif, la lumière est courbée sous l’effet de la gravitation.
Dans la théorie de la relativité, le temps est considéré comme une 4edimension et forme, avec les 3 dimensions de l’espace, ce que l’on appelle « l’espace-temps ». Cet espace-temps n’est pas immuable : il est déformé par les objets qu’il contient. Plus un objet est lourd, plus il déforme l’espace-temps. Tous les objets qui passent à proximité subissent également ces déformations de l’espace-temps. Ils « tombent » vers l’objet lourd, comme s’ils étaient attirés. Ce qui nous apparaît comme la force gravitationnelle est en fait la déformation de l’espace-temps.
Et même la lumière n’est pas exclue. Lorsque la lumière d’une étoile lointaine passe près de notre Soleil, par exemple, elle semble dévier car elle suit la courbure de l’espace-temps qui est déformé autour du Soleil.
La courbure de l’espace-temps joue également des tours aux horloges. Plus on est proche d’un objet lourd, plus le temps s’écoule lentement. Un trou noir possède une masse infinie. A proximité, l’espace-temps est tellement déformé que le temps est pratiquement figé !
Evidemment, il nous est difficile d’imaginer ce qu’est exactement un espace à quatre dimensions – et encore moins un espace à quatre dimensions déformé ! Mais depuis plus de 80 ans maintenant, nombre d’expériences ont prouvé que la relativité peut être considérée comme plus satisfaisante que la physique de Newton… mais il n’est pas dit qu’elle ne sera pas un jour détrônée à son tour !
Comment agit la force gravitationnelle ?
La force gravitationnelle est l’une des quatre forces fondamentales de la Nature. (Les autres forces sont : la force électromagnétique, la force nucléaire faible et la force nucléaire forte.) Les physiciens pensent que, dans les tout premiers instants après le Big bang, il n’y avait qu’une seule force qui se serait différenciée pour devenir les quatre forces que nous connaissons.
La force gravitationnelle demeure assez mystérieuse. Que se passe-t-il précisément entre les masses pour qu’elles se mettent à s’attirer mutuellement ? Les physiciens ne s’expliquent pas encore comment la gravitation agit au niveau quantique.
Une particule hypothétique, le graviton, serait responsable de l’interaction gravitationnelle entre les corps. Il aurait ni masse ni charge et voyagerait à la vitesse de la lumière. Mais aucun indice de son existence n’a pas encore été observé jusqu’à présent.
Vieillit-on moins vite lorsqu’on voyage à la vitesse de la lumière ?
Selon la théorie de la relativité restreinte d’Einstein, la vitesse de la lumière constitue une limite absolue : il est impossible pour un objet physique d’atteindre ou de dépasser cette vitesse, soit c = 299 792,458 km/s.
Par contre, on observe de curieux phénomènes lorsqu’un objet approche de la vitesse de la lumière : le temps ralentit, l’espace et les distances se contractent et la masse de l’objet augmente. (D’ailleurs, si sa vitesse pouvait égaler celle de la lumière, sa masse deviendrait infinie, ce qui rend plus que difficiles les voyages à des vitesses égales ou supérieures à celles de la lumière.)
Le « paradoxe des jumeaux » est une expérience imaginaire pour démontrer certaines conséquences de la relativité. L’histoire va comme suit : deux jumeaux, Abel et Bill, sont sur Terre. Abel décide de s’embarquer dans un vaisseau spatial en direction d’une étoile lointaine. Le voyage d’Abel s’effectue à 60 % de la vitesse de lumière (0,6 c) durant 10 ans (selon le temps de la Terre). Au retour d’Abel, dix plus tard, Bill, resté sur la Terre, aura vieilli de 10 ans alors qu’Abel, son jumeau voyageur, aura vieilli de 8 ans seulement.
Cette expérience a pu être vérifiée - à des vitesses toutefois bien inférieures à celle de la lumière - à l’aide d’horloges atomiques. On a synchronisé deux horloges et mis l’une d’elles à bord d’un vaisseau spatial en orbite autour de la Terre. Ramenée sur Terre, on a pu constater que l’horloge mise en orbite affichait un infime retard par rapport à celle restée immobile sur Terre.
Qu’est-ce que l’effet Doppler ?
Décrit par le physicien autrichien Christian Johann Doppler en 1842, le phénomène qui porte maintenant son nom correspond à la variation apparente de la fréquence d’une onde émise par une source en mouvement par rapport à un observateur immobile.
Concrètement, l’effet Doppler explique pourquoi la sirène d’une ambulance paraît plus aiguë (haute fréquence) quand elle s’approche de nous et plus grave (basse fréquence) lorsqu’elle s’éloigne.
L’effet Doppler s’applique également aux ondes lumineuses émises par un objet en mouvement. Si l’objet se rapproche de nous, les raies de son spectre sont légèrement décalées vers le violet. S’il s’éloigne, les raies sont alors décalées vers le rouge. C’est grâce à ce principe que l’on peut mesurer le mouvement relatif d’une étoile et même d’une galaxie par rapport à la Terre.
Qu’est-ce que l’antimatière ?
Selon les théories actuelles de la physique, toutes les particules de la matière (électrons, protons, neutrons, etc.) posséderaient des doubles « symétriquement opposés ». La seule différence entre les particules subatomiques et leur « antiversion », c’est que leurs propriétés électriques et magnétiques seraient inversées. (Selon les lois de la physique, sans nous attarder dans les détails, il serait également possible de considérer les antiparticules comme des particules « symétriques dans le temps », c’estàdire comme si elles « remontaient dans le temps »…)
Pour l’électron avec sa charge négative, il existerait donc une particule l’antiélectron (ou positron) aux propriétés identiques mais possédant une charge positive. Le proton, le neutron, le neutrino et toutes les autres particules possèdent ainsi des doubles : antiproton, antiproton, antineutrino, etc. Toutes ces antiparticules forment l’antimatière.
Particules de matière et d’antimatière ne peuvent cohabiter ensemble. Lorsqu’elles se rencontrent, elles disparaissent dans un éclair de lumière. Leur masse est aussitôt convertie en énergie, comme le décrit la célèbre formule d’Einstein, E=mc2 (l’énergie produite correspond à la masse multipliée par le carré de la vitesse de la lumière).
Dans la Nature, l’antimatière est extrêmement rare. Certaines antiparticules, comme le positron, sont parfois produites naturellement lors de la désintégration de certaines substances radioactives. La plupart des antiparticules, comme l’antiproton et l’antineutron, n’existent pas à l’état naturel sur notre planète. Ils peuvent cependant être produits dans des laboratoires de physique nucléaire. En mariant un antiproton à un positron, on obtient le plus simple de tous les antiatomes : l’antihydrogène. Cependant, toutes ces antiparticules ont une durée de vie extrêmement courtes puisque aussitôt qu’elles entrent en contact avec de la matière, pouf !, c’est la destruction instantanée !
L’antimatière fait l’objet de nombreux projets de recherche afin d’éclaircir certaines énigmes qui subsistent sur les débuts de notre Univers. Quelques instants après sa naissance, l’énergie extraordinaire du Big Bang se serait « condensée » en une quantité équivalente de particules et d’antiparticules. À la longue, particules et antiparticules auraient dû finir par complètement s’autoannihiler. Mais comme on le remarque autour de nous, ce n’est pas le cas, puisqu’on observe un surplus de matière…
Certains chercheurs ont fait l’hypothèse que des quantités équivalentes d’antimatière existeraient encore quelque part dans l’Univers. Certaines galaxies lointaines seraient peutêtre alors entièrement constituées d’antimatière. Mais les scientifiques en doutent : on ne voit pas comment matière et antimatière auraient pu exister séparément sans jamais s’annihiler.
Une autre explication serait que la matière et l’antimatière ne seraient pas complètement symétriques. Pour des raisons encore inexpliquées, la conversion de l’énergie en antimatière et en matière aurait légèrement favorisé cette dernière. La différence aurait été très faible, de l’ordre de un pour un milliard : autrement dit, un milliard PLUS UN protons pour chaque milliard d’antiprotons ! Toute l’antimatière aurait été rayée de la carte et ce ne serait que la matière « résiduelle » que nous observerions autour de nous…
Qu’est-ce que la mécanique quantique ?
La mécanique quantique est la théorie qui décrit le monde microscopique des atomes et des particules. Développée au début du XXe siècle, cette théorie a grandement remis en question la physique classique, héritage d’Isaac Newton et de Galilée. Pendant longtemps on a cru que le fonctionnement du monde atomique, inaccessible directement à nos sens, était similaire à celui du monde macroscopique, celui de la vie de tous les jours. On croyait, par exemple, que l’atome ressemblait à un système solaire miniature, les électrons jouant le rôle de planètes autour du noyau de l’atome. Mais il n’en est rien. Qu’estce qu’un électron ? Voilà bien le problème : il est extrêmement difficile de donner une explication simple car, selon les principes de la mécanique quantique, la nature d’un électron (tout comme celle d’un proton, d’un neutron ou de toute autre particule) ne correspond à aucune image familière de la vie de tous les jours.
Voici brièvement six caractéristiques fondamentales de la physique quantique. Certaines sont très déroutantes et sans équivalents dans la vie courante.
1. La dualité ondecorpuscule : Une particule subatomique peut se comporter à la fois comme une onde (l’équivalent d’une vague) et un corpuscule (l’équivalent d’un petit caillou). En fait, elle n’est ni l’un ni l’autre : c’est une entité beaucoup plus abstraite qui, selon les situations, donne l’impression de se comporter soit comme une onde, soit comme un corpuscule. La même chose s’applique pour la lumière. (On appelle les particules de la lumière des photons).
2. L’indéterminisme : Contrairement à la physique classique, la mécanique quantique n’est pas déterministe, c’estàdire que les mêmes causes ne produisent pas nécessairement les mêmes effets. Dans des conditions initiales identiques, le choix entre les différents effets se fait au hasard. Mais attention : ce n’est pas un hasard superficiel dû à notre ignorance de certains paramètres comme lorsqu’on joue à pile ou face, par exemple, où le hasard n’est qu’apparent puisqu’on ne connaît pas exactement la position initiale de la pièce, la force du coup de pouce, etc. Au contraire, le hasard quantique est authentique et irréductible ; c’est une loi fondamentale. Ainsi, contrairement à l’image classique de la physique de Newton, l’univers n’est pas réglé comme un gigantesque mécanisme d’horlogerie.
3. Le principe d’incertitude de Heisenberg : On ne peut pas connaître précisément à la fois la position et la vitesse d’une particule. En fait, ce principe va beaucoup plus loin : en général, une particule ne possède pas de position et de vitesse bien définies. N’étant pas l’équivalent d’une minuscule bille, une particule ne se déplace pas en suivant une trajectoire ordinaire et elle n’a donc pas simultanément de positions et de vitesse précises. Tirées de la vie courante, les concepts de position et de vitesse sont des notions classiques qui perdent leur sens dans le monde quantique.
4. Le principe de superposition : Une particule peut être à deux endroits en même temps. On dit que la particule est dans un état superposé : à la fois ici et làbas. Cette caractéristique est celle qui conduit aux effets quantiques les plus déroutants : l’interférence des particules de matière et la nonlocalité.
5. La nonlocalité : Dans certaines situations, l’observation d’une particule à un endroit peut influencer instantanément l’état d’une autre particule à un autre endroit, aussi lointain qu’on le veut du premier. Par conséquent, « quelque chose » peut circuler plus rapidement que la vitesse de la lumière. Ce « quelque chose » est cependant non matériel et non énergétique. De plus, et cela est fondamental, il ne peut pas être contrôlé et servir à communiquer un message. Malgré les apparences, cette influence instantanée quantique ne va pas à l’encontre de la relativité d’Einstein qui demande, non pas que rien ne puisse voyager plus vite que la lumière, mais uniquement que aucune forme de matière, d’énergie ou de communication ne puisse le faire. (Il n’y a donc pas de paradoxe en jeu même si, historiquement, certains ont cru en voir un, d’où le nom de « Paradoxe EinsteinPodolskyRosen (EPR) » souvent attribué à ce phénomène.) Cette influence instantanée est à la base de ce qu’on appelle la « téléportation quantique ».
6. Le problème de la mesure : Dans la physique classique, l’observateur est « neutre » : lorsqu’il mesure les paramètres d’un système, on considère qu’il ne change pas le comportement de ce système. Dans le monde quantique, ce n’est pas le cas : une particule se comporte de manière fondamentalement différente selon qu’elle évolue librement ou qu’elle interagit avec un appareil de mesure. La « fonction d’onde » est le terme technique utilisé pour décrire l’état quantique d’une particule, c’estàdire le fait qu’elle n’est pas « localisée » comme un corpuscule mais plutôt « étendue » dans l’espace comme une onde. Durant une expérience d’interférence, par exemple, avant qu’on tente de la mesurer, une particule se trouve dans cet état « étendu » (ou état de superposition) et elle peut alors passer par deux chemins complètement distincts en même temps. Par contre, dès qu’on effectue une mesure (en déterminant sa position sur un écran de télévision par exemple), la fonction d’onde « s’effondre » en seul point : un pixel s’illumine sur l’écran cathodique et la particule devient localisée. C’est à ce moment que le facteur hasard entre en jeu puisque le choix du lieu de l’effondrement de la fonction d’onde se fait aléatoirement (suivant certaines probabilités déterminées par le contexte expérimental) ; on ne peut pas prédire où la fonction d’onde va s’effondrer. Cependant, ce passage d’un état superposé à un état localisé déclenché par l’acte de mesurer n’est pas encore bien compris…
Comment se fait-il que la lumière, énergie pure composée de photons de masse nulle, soit soumise aux règles de la gravitation ? Par exemple, comment se fait-il qu’un trou noir puisse attirer et retenir la lumière ?
La réponse est en fait assez simple. On sait que la lumière emprunte toujours le plus court chemin entre deux points. À notre échelle, cette distance la plus courte semble être la droite reliant deux points. Mais notre univers est en fait courbe. Si on désire relier deux points à la surface de la terre par exemple, la distance la plus courte est en fait une courbe, comme les méridiens.
La courbure de l’espacetemps de notre univers dépend de la quantité de matière qu’il contient. À proximité d’un trou noir, l’espacetemps est déformé par la densité de matière qu’on y retrouve. En fait, l’espace se referme sur luimême. La lumière, elle, continue à emprunter le chemin le plus court, soit une courbe si serrée qu’elle finit par "tomber" en spirale vers le trou noir.
