Une breve histoire du temps

7/30/2019 Une breve histoire du temps

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STEPHEN W. HAWKING

UNE BRVE

HISTOIREDU TEMPS

Du Big Bang aux trousnoirs


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traduit de langlaispar

Isabelle Naddeo-Souriau

FLAMMARION


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Titre original : A Brief History of Time.

From Big Bang to Black Poles.


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Publi par Bantans Press, New York,1988

Co Writers House, New York

Flammarion, 1989, pour la traductionfranaise.ISBN : 2-08-081238-6

Imprim en France


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Remerciements

Jai dcid dcrire un livre surlEspace et le Temps lintention dugrand public aprs les confrences Lbque jai donnes Harvard en 1982. Ilexistait dj un nombre considrable de

livres sur les dbuts de lUnivers et lestrous noirs, dexcellents, comme LesTrois Premires Minutes de lUnivers, deSteven Weinberg, et de trs mauvais, que

je ne citerai pas. Je trouvais cependantquaucun dentre eux ne rpondaitvraiment aux questions qui mavaientconduit faire de la recherche en cosmo-logie et en thorie des quanta : do vient

lUnivers ? Comment et pourquoi a-t-il


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commenc ? Connatra-t-il une fin, et sioui, comment ? Questions qui intressenttout le monde. Mais la science moderneest devenue si technique que seul un toutpetit nombre de spcialistes peutmatriser les mathmatiques qui sont aucur tic la description. Et pourtant, lesides fondamentales sur lorigine et le

destin de lUnivers peuvent prendre uneforme non mathmatique, accessible une personne dpourvue de formationscientifique. Cest ce que jai essay de

faire ici et le lecteur jugera si jai russi.On ma dit que chaque quation in-

cluse dans le livre en diminuerait lesventes de moiti. Jai donc dcid quil

ny en aurait aucune. la fin, toutefois,jen ai mis une, la fameuse quationdEinstein : E = mc. Jespre que celaneffrayera pas la moiti de mes lecteurspotentiels.


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Jai eu la malchance dtre atteintdune maladie neuro-motrice (maladie deLou Gehrig), mais presque partout ail-leurs, la chance ma souri. Laide et le r-confort que jai reus de ma femme Janeet de mes enfants Robert, Lucy et Timmymont permis de mener une vie peuprs normale et davoir une carrire rem-

plie de succs. Autre chance, mon choixen faveur de la physique thorique, parceque tout est dans la tte. Ainsi, mon inca-pacit naura-t-elle pas t un handicap

srieux. Mes collgues scientifiquesmont tous beaucoup aid.

Dans la premire phase classique de ma carrire, mes principaux associs

et collaborateurs furent Roger Penrose,Robert Geroch, Brandon Carter, et Ge-orge Ellis. Je leur suis reconnaissant deleur aide et du travail que nous avons faitensemble. Cette poque trouva son cour-

onnement dans le livre The Large Scale


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Structure of Space-time (La Structure grande chelle de lespace-temps) que El-lis et moi avons crit en 1973. Je ne sug-grerai pas aux lecteurs du prsent livrede consulter ce travail pour plus ampleinformation : il est hautement techniqueet tout fait illisible. Jespre que jai ap-pris depuis lors crire dune manire

plus facile comprendre.Dans la deuxime phase

quantique de mon travail, partir de1974, mes principaux collaborateurs ont

t Gary Gibbons, Don Page, et JimHartle. Je leur dois beaucoup, ainsi qumes tudiants en recherche, qui montbeaucoup aid, la fois aux sens

physique et thorique du mot. Demeurerau niveau de mes tudiants ma gran-dement stimul et ma, jespre, empchde menfoncer dans lornire.

Jai t grandement aid pour ce livrepar Brian Whilt, lun de mes tudiants.


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Jai attrap une pneumonie en 1985,aprs en avoir crit une premire version.Jai d subir une trachotomie qui maenlev la capacit locutoire et ma rendupresque impropre communiquer. Jepensais que je serais incapable de le finir.Non seulement Brian ma aid lerviser, mais il ma aussi fait utiliser un

programme de communication nommLiving Center que ma offert WaltWoltosz, de Words Plus Inc. deSunnyvale, Californie. Grce cet appar-

eil, je peux la fois crire des livres et desarticles, et parler aux gens avec un syn-thtiseur offert par Speach Plus, gale-ment de Sunnyvale, Californie. Le syn-thtiseur et un petit ordinateur individuel

ont t monts sur ma chaise roulantepar David Mason. Ce systme a fait toutela diffrence : en fait, je peux commu-niquer maintenant beaucoup mieux

quavant la perte de ma voix.


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ma recherche et mes dpensesmdicales fournie par le Gonville et CaiusCollege, Science and Engineering Re-search Council, et par les FondationsLeverhulme, McArthur, Nuffield et RalphSmith. Je leur exprime toute mareconnaissance.

Stephen Hawking20 octobre 1987


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Introduction

Nous menons notre vie quotidiennesans presque rien comprendre au mondequi est le ntre. Nous accordons peu depenses la machinerie qui engendre lalumire du Soleil, rendant ainsi la vie

possible, la gravit qui nous colle uneTerre qui, autrement, nous enverraittournoyer dans lespace, ou aux atomesdont nous sommes faits et dont la stabil-

it assure notre existence. lexceptiondes enfants (qui nen savent pas assezlong pour poser les questions import-antes), peu dentre nous passent beauc-oup de temps se demander pourquoi la

nature est telle quelle est ; do vient le


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cosmos ou sil a toujours t l ; si letemps fera un jour machine arrire et siles effets prcderont les causes ou sil y ades limites extrmes la connaissancehumaine. Il y a mme des enfants, et jenai rencontrs, qui veulent savoir quoiressemble un trou noir, quelle est la pluspetite parcelle de matire ; pourquoi nous

nous souvenons du pass et non du fu-tur ; comment il se fait, sil y avait unchaos au dbut, quil y ait apparemmentde lordre aujourdhui ; et pourquoi il y a

un Univers.Dans notre socit, parents et profes-

seurs rpondent couramment de tellesquestions en haussant les paules ou en

faisant rfrence quelque prcepte reli-gieux vaguement rapport. Ils se sententmal laise sur de tels sujets, parce quilssoulignent clairement les limites de laconnaissance humaine.


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Mais bien de la philosophie et bien dela science sont issues de telles questions.Un nombre croissant dadultes les posentde plus en plus volontiers et recueillent loccasion quelques rponses ahuris-santes. mi-chemin des atomes et destoiles, nous tendons lhorizon de nosexplorations pour embrasser la fois lin-

finiment petit et linfiniment grand.Au printemps 1974, environ deux ans

avant que la sonde spatiale Viking ne sepose sur Mars, jassistai un meeting en

Angleterre, organis par la Royal Societyde Londres, consacr la question de lavie extra-terrestre. Pendant la pause-caf,je remarquai quune runion beaucoup

plus nombreuse se tenait dans une sallevoisine, o ma curiosit me fit entrer. Jecompris bientt que jtais tmoin dunrite ancien, linvestiture de nouveauxmembres de la Royal Society, lune des

plus anciennes organisations savantes de


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la plante. Au premier rang, un jeunehomme sur une chaise roulante tait entrain, avec lenteur, dinscrire son nom surun livre qui portait sur ses premirespages la signature dIsaac Newton.Quand enfin il eut termin, il y eut uneovation mouvante. Stephen Hawkingtait une lgende dj.

Hawking est maintenant LucasianProfessor of Mathematics lUniversitde Cambridge, poste jadis occup parNewton et, plus tard, par P. A. M. Dirac,

deux clbres explorateurs de linfini-ment grand et de linfiniment petit. Il estleur digne successeur. Ainsi, le premierouvrage de Hawking pour le non-spcial-

iste est plein de rcompenses de toutessortes pour le simple public. Il fournit deslueurs sur le travail intellectuel de sonauteur, aussi passionnantes que son mul-tiple contenu. Il fourmille de rvlations

brillantes sur les limites de la physique,


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de lastronomie, de la cosmologie, et ducourage.

Cest aussi un livre sur Dieu ou peut-

tre sur labsence de Dieu. Le mot Dieuemplit ces pages. Hawking sembarquedans une recherche pour rpondre lafameuse question dEinstein se demand-ant si Dieu avait le choix en crantlunivers. Hawking essaie, et il le dit ex-plicitement, de comprendre la pense deDieu. Et cela rend encore plus inattenduela conclusion de cet effort, au moins

jusqu prsent : un univers sans limitesdans lespace, sans commencement ou findans le temps, et rien faire pour leCrateur.

Carl SaganCornell UniversityIthaca, New York


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1NOTRE VISION DE

LUNIVERS

Un savant clbre (certains avancentle nom de Bertrand Russell) donna un

jour une confrence sur lastronomie. Ildcrivit comment la Terre tournait au-tour du Soleil et de quelle manire leSoleil, dans sa course, tournait autour ducentre dun immense rassemblementdtoiles que lon appelle notre Galaxie. la fin, une vieille dame au fond de la sallese leva et dit : Tout ce que vous venezde raconter, ce sont des histoires. En

ralit, le monde est plat et pos sur le


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dos dune tortue gante. Le scientifiqueeut un sourire hautain avant de rt-orquer : Et sur quoi se tient la tortue ? Vous tes trs perspicace, jeunehomme, vraiment trs perspicace, r-pondit la vieille dame. Mais sur une autretortue, jusquen bas !

La plupart dentre nous pourraienttrouver plutt ridicule de considrer quenotre univers est comme une tour sansfin, faite de tortues empiles les unes surles autres, mais pourquoi ce que nous

savons vaudrait-il mieux que cela ? Dovient lunivers et o va-i-il ? A-t-il eu uncommencement, et si oui, quy avait-il av-ant ? Quelle est la nature du temps ?

Aura-t-il une fin ? Tout rcemment, dim-portantes dcouvertes en physique, duesen partie aux nouvelles technologies et leurs possibilits fantastiques, suggrentdes rponses quelques-unes de ces

questions de fond. Un jour viendra o ces


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rponses leur tour nous semblerontaussi videntes que le fait que la Terretourne autour du Soleil, ou peut-tre aus-si ridicules que la tour de tortues. Seul letemps (quoi quil puisse tre) nous ledira.

Ds 340 avant Jsus-Christ, le philo-sophe grec Aristote avana dans sonouvrage Du ciel deux solides argumentsen faveur dune Terre sphrique pluttque plate. Tout dabord, il avait comprisque les clipses de Lune taient dues au

fait que la Terre passait entre le Soleil etla Lune. Lombre projete sur la Lunetait toujours ronde, ce qui ne pouvaittre le cas que si notre plante tait

sphrique. Si elle avait eu la forme dundisque plat, son ombre aurait t allongeet elliptique, moins que le phnomnedclipse nintervienne jamais quau mo-ment o le Soleil se trouve exactement

derrire le centre du disque. De plus, les


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prgrinations des Grecs leur avaient ap-pris que ltoile Polaire apparaissait plusbas sur lhorizon dans les rgions du sudque dans le Nord. (tant donn queltoile Polaire est laplomb du pleNord, un observateur au Ple la verrajuste au-dessus de sa tte, alors qulquateur, il la verra briller juste au-des-

sus de lhorizon.) Daprs la diffrencedes positions apparentes quoccupaitltoile Polaire en gypte et en Grce,Aristote avait dj calcul approximative-

ment que la circonfrence de la Terredevait tre de quatre cent mille stades.On ne sait pas exactement quelle tait lalongueur dun de ces stades, mais il estprobable que cela devait quivaloir en-

viron deux cents mtres, ce qui donnepour lestimation aristotlicienne unevaleur deux fois plus grande que celle quenous admettons couramment. Les Grecs

disposaient mme dun troisime


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argument en faveur de la rotondit de laTerre : comment expliquer autrement lefait qu lhorizon ce soient dabord lesvoiles dun navire qui apparaissent, avantsa coque ?

Aristote pensait que la Terre tait im-mobile et que le Soleil, la Lune, lesplantes et les toiles tournaient selon unmouvement circulaire autour delle. Ilpensait cela parce quil estimait, pour desraisons mystiques, que la Terre tait lecentre de lunivers et que le mouvement

circulaire reprsentait la perfection.Dveloppant cette ide au IIe sicle avantJsus-Christ, Ptolme aboutit un sys-tme cosmologique achev. La Terre oc-

cupait la position centrale, entoure dehuit sphres qui portaient respectivementla lune, le Soleil, les toiles et les cinqplantes connues lpoque, Mercure,Vnus, Mars, Jupiter et Saturne. Les

plantes elles-mmes dcrivaient de


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petits cercles sur leurs sphres respect-ives, cela pour tondre compte des tra-jectoires plantaires assez complexes quelon observait dans le ciel. La sphre laplus extrieure portait les toiles fixes,qui conservaient la mme position lesunes par rapport aux autres, mais quitournaient en bloc. Ce quil y avait au-

del de cette dernire sphre, on ne lesavait pas trs bien mais en tout cas, centait certainement pas la porte delhumanit.


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Le modle de Ptolme fournissait unsystme relativement sr pour prdire laposition des corps clestes dans le ciel.Mais pour que ses prdictions collent aux

observations, Ptolme avait d avancerlhypothse que la Lune suivait une tra-jectoire qui lamenait parfois deux foisplus prs de la Terre qu dautres mo-

ments. Cela impliquait quelle aurait dalors nous apparatre deux fois plus


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grosse que dhabitude ! Ptolme taitconscient de ce dfaut mais son systmenen fut pas moins gnralement, si cenest universellement, adopt. Lglisechrtienne y trouva une vision delunivers en accord avec les Saintes crit-ures, et qui avait le gros avantage de lais-ser de la place au-del de la sphre des

fixes pour le Paradis et lEnfer.Cependant, un systme plus simple

fut propos en 1514 par un prtre polon-ais, Nicolas Copernic. (Tout dabord, par

peur dtre accus dhrsie et brl parson glise, celui-ci publia sa conceptionsous le couvert de lanonymat.) Daprslui, le Soleil tait immobile au centre de

lUnivers et les plantes dcrivaient desorbites circulaires autour de notre toile.Presque un sicle scoula avant que cettehypothse ne soit prise au srieux. Puis,deux astronomes lun allemand, Jo-

hannes Kepler, et lautre italien, Galile


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commencrent dfendre publiquementla thorie de Copernic, en dpit du faitque les orbites quelle prdisait ne con-cidaient pas exactement avec les observa-tions. Le coup fatal la thoriedAristote/Ptolme survint en 1609.Cette anne-l, Galile se mit observerle ciel nocturne avec la lunette, qui venait

tout juste dtre invente. En regardantainsi Jupiter, il dcouvrit que cetteplante tait accompagne de plusieurspetits satellites (ou lunes) qui tournaient

autour delle. Cela laissait supposer quetout ne devait pas tourner obligatoire-ment autour de la Terre elle-mme,comme Aristote et Ptolme len-tendaient. (Bien sr, il tait encore pos-

sible de croire que la Terre tait immobileau centre de lUnivers et que les lunes deJupiter dcrivaient des trajectoires ex-trmement compliques autour de la

Terre, donnant lillusion de tourner


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autour de Jupiter. Cependant, la concep-tion de Copernic tait bien plus simple). cette mme poque, Johannes Keplermodifia la thorie du prtre polonais, ensuggrant que les plantes dcrivent nonplus des cercles mais des ellipses (une el-lipse est un cercle allong). Les prdic-tions correspondirent enfin aux

observations.Pour Kepler, les orbites elliptiques

ntaient quune hypothse ad hoc, etmme plutt dsagrable, car ces figures

taient manifestement moins parfaitesque des cercles. Ayant dcouvert presqueaccidentellement que les orbites ellipt-iques rendaient bien compte des observa-

tions, Kepler ne pouvait les accorder avecson ide selon laquelle les plantestournaient autour du Soleil en raison desforces magntiques. Lexplication futfournie seulement beaucoup plus tard, en

1687, lorsque Newton publia ses


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Philoosophiae Naturalis PrincipiaMathematica, probablement le travail leplus important jamais effectu enphysique par un homme seul. Dans cetouvrage, Newton chafaudait non seule-ment la thorie expliquant comment lescorps se mouvaient dans lespace et dansle temps, mais il y dveloppait aussi les

mathmatiques complexes ncessaires lanalyse de ces mouvements. De plus, lesavant anglais proposait la loi de la grav-itation universelle selon laquelle tout

corps dans lunivers est attir par toutautre corps selon une force dautant plusgrande que les corps sont plus massifs etplus proches ; force qui fait que les objetstombent sur le sol. (Lhistoire selon

laquelle Newton fut mis sur la voie decette dcouverte par une pomme qui luiserait tombe sur la tte est trs certaine-ment apocryphe. Tout ce que Newton a

jamais dit ce sujet est quil eut lide de


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la gravitation alors quil tait assis dansune attitude contemplative et quelleavait t occasionne par la chute dunepomme. ) Newton continuait enmontrant que ctait bien la gravitationqui tait responsable d mouvement el-liptique de la Lune autour de la Terre,tout comme elle tait galement respons-

able des trajectoires elliptiques de laTerre et des plantes autour du Soleil.

Le modle copernicien se dbarrass-ait donc des sphres clestes de

Ptolme, et avec elles, de lide quelUnivers avait une frontire naturelle.tant donn que les toiles fixes nesemblaient pas changer de position ex-

cept leur mouvement densemble dansle ciel d la rotation de la Terre autourde son axe , il devenait tout naturel desupposer quelles taient des objetssemblables notre Soleil, mais beaucoup

plus loigns.


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Newton avait compris que, selon sathorie de la gravitation, les toilesdevaient sattirer entre elles, et que, ap-paremment, elles ne pouvaient fonda-mentalement pas rester au repos. Netomberaient-elles pas toutes en unpoint ? Dans une lettre de 1691 adresse Richard Bentley, autre penseur de premi-

er plan de cette poque, Newton affirmaque ce serait certainement le cas si lestoiles en nombre fini taient distribuesdans une rgion finie de lunivers. Mais il

avait calcul que si, au contraire, ellestaient en nombre infini, distribues plusou moins uniformment dans un espaceinfini, cela narriverait pas, car il nex-isterait aucun point central vers lequel

elles pourraient alors tomber.Cela est un exemple des piges que

lon rencontre propos de linfini. Dansun univers infini, chaque point peut tre

considr comme un centre parce que


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chacun compte un nombre infini dtoilesautour de lui. Lapproche correcte quine fut effectue que beaucoup plus tard consiste prendre en compte la situationfinie, dans laquelle les toiles tombenttoutes les unes sur les autres, et se de-mander comment les choses volueraientsi lon en prenait dautres en compte, dis-

tribues peu prs uniformment en de-hors de cette rgion. Daprs la loi deNewton, les toiles supplmentaires nedevraient pas causer la moindre

diffrence en moyenne, et toutes dev-raient tomber tout aussi vite. Ajoutonsautant dtoiles que nous voulons, ellesseffondreront toujours sur elles-mmes.Nous savons aujourdhui quil est im-

possible davoir un modle statiquedunivers infini dans lequel la gravitationsoit toujours attractive.

Il eut intressant de remarquer que,

dans le climat gnral de pense


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prcdant le XXe sicle, personne na sug-gr que lUnivers pourrait se dilater ouse contracter. Il tait gnralement admisou bien que lunivers existait depuis tou-jours dans un tat inchang, ou bien quilavait t cr un instant prdit dupass, plus ou moins semblable cequon observait aujourdhui. Cela pouvait

tre d en partie la tendance humaine croire en des vrits ternelles, aussi bienquau rconfort que lhomme trouvait penser que, malgr le fait que les annes

senvolaient et quil mourrait, lUnivers,lui, restait ternel et identique lui-mme.

Mme ceux qui avaient compris que la

thorie newtonienne de la gravitation d-montrait que lUnivers ne pouvait pastre statique ne pensrent pas suggrerune expansion. la place, ils entreprirentde modifier la thorie en rendant rpuls-

ive grande distance la force


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gravitationnelle. Cela ne modifiait pas defaon significative leurs prdictions desmouvements des plantes, mais autor-isait une distribution infinie dtoiles rester en quilibre stable les forces at-tractives sexerant entre toiles prochestant contrebalances par les forcesrpulsives dues aux toiles plus loin-

taines. Cependant, on sait aujourdhuiquun tel quilibre serait instable : si lestoiles dune rgion quelconque venaient se rapprocher un tant soit peu les unes

des autres, les forces qui les attirentcrotraient jusqu prendre le pas sur lesforces rpulsives, de telle sorte que lestoiles continueraient tomber les unessur les autres. Dun autre ct, si les

toiles venaient sloigner lgrementles unes des autres, les forces rpulsivesse mettraient dominer et lescarteraient encore plus.


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Gnralement, on attribue au philo-sophe allemand Henrich Olbers quitraita de cette thorie en 1823 une autreobjection un univers infini statique. Enfait, plusieurs contemporains de Newtonavaient dj soulev le problme et lart-icle dOlbers ne fut pas le premier prsenter des arguments plausibles son

encontre. Toutefois, il fut le premier tre largement remarqu. La difficultvenait du fait que dans un universstatique infini, pratiquement toutes les

lignes de vise devraient aboutir la sur-face dune toile. Aussi devrait-on sat-tendre ce que tout le ciel soit aussi bril-lant que le Soleil, mme la nuit. Lecontre-argument dOlbers tait que la lu-

mire des toiles lointaines devait tre af-faiblie par de la matire interpose quilaurait absorbe. Cependant, si ctait lecas, cette matire aurait d se rchauffer

la longue, jusqu rayonner aussi


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brillamment que les toiles. La seulefaon dviter la conclusion que len-semble du ciel nocturne devrait tre aussibrillant que la surface du Soleil tait alorsdadmettre que les toiles ne brillaientpas depuis toujours mais quellesstaient bel et bien allumes un mo-ment donn dans le pass. Alors, la

matire interpose aurait pu ne pas avoirt suffisamment chauffe, ou la lumiredes toiles lointaines navoir pas encoreeu le temps de nous atteindre. Et cela

nous amne la question de savoir ce quiaurait provoqu lallumage initial destoiles.

La naissance de lUnivers avait, bien

sr, dj fait lobjet de discussions an-trieures. Pour nombre de cosmologiesanciennes et selon la tradition juive,chrtienne et musulmane, lUnivers estn un instant donn, dans un pass pas

trs loign. En faveur dune telle


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naissance, il y a le sentiment quil est n-cessaire davoir une Cause Premire pour expliquer son existence. ( lin-trieur de lUnivers, vous pouvez toujoursexpliquer un vnement en tant que con-squence dun vnement antrieur, maislexistence de lUnivers lui-mme ne peutsexpliquer de cette faon que sil a un

commencement.) Un autre argument,avanc par saint Augustin dans son ouv-rage La Cit de Dieu, fait remarquer quela civilisation avance et que nous nous

souvenons de celui qui accomplit tel hautfait ou dveloppe telle technique. Ainsilhomme, et de la mme manire peut-tre aussi lUnivers, nauraient-ils pu ex-ister depuis beaucoup plus longtemps.

Saint Augustin admet la date denviron5000 ans avant Jsus-Christ pour la cra-tion de lUnivers, date donne par laGense. (Il est intressant de noter que

cela nest pas si loin de la dernire


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glaciation qui se termina vers -10 000avant Jsus-Christ, date que les archo-logues avancent comme vritable pointde dpart de notre civilisation.)

Aristote, comme la plupart des philo-sophes grecs, naimait pas lide de cra-tion car elle prsentait un arrire-gotdintervention divine. Il croyait par con-squent que la race humaine et le mondequi lentoure existaient et existeraient jamais. Les Anciens reconnaissaient djla valeur de largument du progrs men-

tionn plus haut et ils y rpondaient enprofessant que dluges et autres cata-strophes ramenaient priodiquement chaque fois la race humaine sur la ligne

de dpart.Les questions relatives la naissancede lUnivers dans le temps et sa limitedans lespace furent par la suite large-ment tudies par le philosophe Em-manuel Kant dans son monumental (et


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trs obscur) ouvrage, Critique de la rais-on pure, publi en 1781. Kant baptisa cesquestions antinomies (cest--dire :contradictions) de la raison pure parcequil estimait quil existait autant dargu-ments irrfutables en faveur de la thsedun Univers ayant commenc un jourque de son antithse, un Univers ayant

exist depuis toujours. Son argument enfaveur de la thse tait que si lUniversnavait pas eu de commencement, ilaurait d y avoir une priode infinie de

temps avant tout vnement, ce quil con-sidrait comme absurde ; en faveur delantithse, il pensait que si lUniversavait eu un commencement, il y aurait euune priode infinie de temps avant ce

dbut, alors pourquoi serait-il n tel in-stant donn ? En fait, thse et antithsesont exactement la mme chose. Ellessont toutes deux fondes sur lhypothse

kantienne non formule dun temps qui


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remonte indfiniment dans le pass, quelUnivers ait exist depuis toujours ounon. Comme nous le verrons, le conceptde temps na aucun sens avant la nais-sance de lUnivers. Cela fut pour lapremire fois remarqu par saintAugustin. la question : Que fit Dieuavant de crer lUnivers ? il ne r-

pondait pas : Il prparait lEnfer pourceux qui posent de telles questions. Ilprfrait dire que le temps tait une pro-prit de LUnivers que Dieu avait cr,

et que le temps nexistait pas avant.Lorsque les gens croyaient en un

Univers fondamentalement statique etsans changement, la question de savoir

sil tait n ou non nintressait que lesmtaphysiciens ou les thologiens. Onpouvait rendre compte des observationsaussi bien en penchant pour un universayant toujours exist quen soutenant la

thorie dun univers mis en mouvement


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un instant donn et de telle sorte quilparaisse avoir toujours exist. Mais en1929, Edwin Hubble fit une observationcruciale : o que nous regardions, lesgalaxies lointaines sloignent de nous toute vitesse. Cela signifie quen destemps plus anciens, les objets avaient tplus proches les uns des autres. En fait, il

semble quil y ait eu un moment, il y a dixou vingt milliards dannes, o tous cesobjets taient exactement la mmeplace et o, par consquent, la densit de

LUnivers tait infinie. Cette dcouverteamenait enfin la question de la naissancede LUnivers devant la Science.

Les observations de Hubble sous-en-

tendaient quil y avait eu un moment,baptis le Big Bang , o lunivers avaitt infiniment petit et infiniment dense.Dans de telles conditions, toutes les loisde la physique, et par consquent leur ca-

pacit prvoir le futur, seffondraient. Si


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des vnements antrieurs ce momentnavaient jamais exist, ils ne pourraientaffecter ce qui arrive dans notre temps.Leur existence peut donc tre ignoreparce quils nauront aucune consquenceobservationnelle. On peut dire que letemps a commenc au Big Bang, au senso des temps antrieurs ne seront tout

simplement pas dfinis. Insistons sur lefait que ce commencement dans le tempsest trs diffrent de ceux qui ont t ex-amins auparavant. Dans un Univers

sans changement, le commencementdans le temps est quelque chose qui doittre impos par un tre situ hors delUnivers ; il ny a aucune ncessitphysique pour un tel dbut. On peut ima-

giner que Dieu a cr lUnivers littrale-ment nimporte quel instant dans lepass. Dun autre ct, si lUnivers est enexpansion, il peut y avoir des raisons

physiques sa naissance. On peut encore


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imaginer que Dieu a cr lUnivers lin-stant du Big Bang, ou mme aprs, defaon quil ressemble ce quil aurait dtre sil y en avait eu un ; mais ce seraitun non-sens de supposer quil lait cravant. Un Univers en expansion nexclutpas la possibilit dun crateur mais ildfinit linstant o ce dernier aurait pu

accomplir son uvre !Pour discuter de la nature de lUnivers

et examiner des questions telles que soncommencement ou sa fin, il nous faut bi-

en comprendre ce quest une thorie sci-entifique. Considrons lopinion naveselon laquelle une thorie est un modledUnivers (ou dune partie limite de

lUnivers) et un ensemble de rgles met-tant en relation des quantits issues dumodle et des observations. Elle nexisteque dans notre esprit et ne peut avoirdautre ralit (quelle quen soit la signi-

fication). Une thorie sera valable si elle


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satisfait aux deux conditions suivantes :dcrire avec exactitude une vaste catgor-ie dobservations sur la base dun modlequi ne contient que quelques lmentsarbitraires, et faire des prdictions pr-cises concernant les rsultats dobserva-tions futures. Exemple, la thorie dAris-tote selon laquelle tout tait fait de quatre

lments, la terre, lair, le feu et leau,tait suffisamment simple pour effectuerdes descriptions, mais elle ne permettaitpas de prdiction prcise. La thorie de la

gravitation de Newton tait fonde, elle,sur un modle encore plus simple, danslequel les corps sattiraient lun lautreselon une force proportionnelle unequantit appele leur masse et inverse-

ment proportionnelle au carr de la dis-tance qui les sparait. Cependant, elleprdisait les mouvements du Soleil, de laLune et des plantes avec un haut degr

dexactitude.


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Toute thorie physique est toujoursprovisoire en ce sens quelle nest quunehypothse : vous ne pourrez jamais laprouver. Peu importe le nombre de foiso les rsultats dune exprience saccor-deront avec une thorie donne ; vous nepourrez jamais tre sr que, la foissuivante, ce rsultat ne la contredira pas.

Vous pouvez galement rfuter unethorie en trouvant une observationunique qui ne cadre pas avec ses prdic-tions. Comme le philosophe des sciences

Karl Popper la soulign, une bonnethorie se caractrise par le fait quellefait un certain nombre de prdictions quipourraient en principe tre rfutes ourendues fausses par lobservation.

Chaque fois que de nouvelles expriencesviendront corroborer les prdictions, lathorie sera conforte, et notre confianceen elle saccrotra ; mais si jamais une

nouvelle observation ne sinscrit pas dans


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son cadre, il nous faudra labandonner oula modifier. Du moins est-ce ce quil estsuppos advenir, mais vous pourrez tou-jours mettre en doute la comptence de lapersonne qui a ralis lobservation enquestion.

Dans la pratique, il arrive souventquune nouvelle thorie soit rellementune extension de la thorie prcdente.Par exemple, des observations trs pr-cises de la plante Mercure ont rvl delgres diffrences entre son mouvement

et les prdictions newtoniennes de lathorie de la gravitation. La thorie de laRelativit Gnrale dEinstein annonaitun mouvement lgrement diffrent de

celui de la thorie de Newton. Le fait queles prdictions dEinstein saccordent ceque lon voyait, alors que celles de New-ton ne le faisaient pas, fut lune des con-firmations cruciales de la nouvelle thor-

ie. Cependant, nous utilisons toujours la


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thorie de Newton dans notre pratiquequotidienne, car la diffrence entre sesprdictions et celles de la RelativitGnrale est minime dans les situationsauxquelles nous avons affaire nor-malement. (La thorie de Newton a aussile grand avantage dtre plus aise ma-nipuler que celle dEinstein !).

Lultime but de la science est defournir une thorie unique qui dcrivelUnivers dans son ensemble. Cependant,la plupart des scientifiques scindent le

problme en deux. Dun ct, il y a leslois de la physique qui nous disent com-ment lUnivers volue avec le temps. (Sinous savons quoi ressemble lUnivers

chaque instant donn, ces lois physiquesnous disent quoi il ressemblera linstantdaprs.) De lautre, il y a la question deson tat initial. Certains estiment que lascience ne devrait soccuper que du

premier aspect de la question et


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considrent le problme de la situationinitiale de lUnivers comme du ressort dela mtaphysique ou de la religion. Ce quisignifierait que Dieu, tant omniprsent,aurait pu faire dmarrer lUnivers saguise. Peut-tre en est-il ainsi mais, dansce cas, Dieu aurait d aussi le dvelopperdune faon compltement arbitraire.

Pourtant, il apparat quil a choisi de lefaire voluer dune faon trs rgulire,selon certaines lois. Il semble donc toutaussi raisonnable de supposer quil y a

galement des lois qui gouvernent sontat initial.

On se rend compte quil est trs diffi-cile de concevoir une thorie qui dcrive

lUnivers dun seul coup. la place, onchoisit de morceler le problme et din-venter un certain nombre de thoriespartielles ; chacune delles dcrivant etprdisant une certaine classe limite

dobservations, ngligeant les effets de


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quantits autres, ou les reprsentant parde simples sries de nombres. Il se peutque cette approche soit compltementfausse. Si tout dans lunivers dpend detout de faon fondamentale, il pourraittre impossible dapprocher une solutiongnrale en traitant sparment lesdiffrentes parties du problme. Nan-

moins, cest assurment de cette faonque nous avons accompli quelques pro-grs dans le pass. Lexemple classiqueest encore celui de la thorie newtoni-

enne de la gravitation, qui nous dit que laforce gravitationnelle entre deux corps nedpend que dun nombre associ chacun, leur masse, et est indpendantede ce dont ces corps sont constitus.

Aussi na-t-on pas besoin davoir unethorie de la structure et de la constitu-tion du Soleil et des plantes pour cal-culer leurs orbites.


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Aujourdhui, les savants dcriventlUnivers daprs deux thories partiellesde base, la thorie de la RelativitGnrale et la Mcanique Quantique. Cesont les grandes russites intellectuellesde la premire moiti de ce sicle. LaRelativit Gnrale dcrit la force degravit et la structure grande chelle de

lunivers, cest--dire la structure deschelles allant de quelques kilomtres un million de milliards de milliards dekilomtres (un 1 suivi de 24 zros), di-

mension de lunivers observable. LaMcanique Quantique, elle, sintresse des phnomnes chelle extrmementrduite, comme le millionime de mil-lionime du centimtre. Malheureuse-

ment, ces deux thories sont rputes in-compatibles et ne peuvent donc trejustes en mme temps. Lun des plusgrands efforts en physique aujourdhui, et

le thme majeur de ce livre, porte sur la


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recherche dune nouvelle thorie qui lesengloberait toutes les deux une thoriequantique de la gravitation. Nous nendisposons pas encore et il nous reste unlong chemin parcourir, mais nous con-naissons dj un grand nombre des pro-prits quelle devra satisfaire. Et nousverrons, dans les chapitres suivants, tout

ce que nous savons dj quant aux pr-dictions quune telle thorie devraitnoncer.

Si vous pensez que lUnivers nest pas

arbitraire mais quil est rgi par des loisprcises, vous devrez en fin de comptecombiner les thories partielles en unethorie compltement unifie qui dcrira

tout dans lunivers. Seulement, il y a unparadoxe fondamental dans la recherchedune telle thorie compltement unifie.Les notions relatives aux thories scienti-fiques que nous avons exposes plus haut

supposent que nous sommes des tres


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rationnels, libres dobserver lUniverscomme nous le voulons et de tirer des d-ductions logiques partir de ce que nousvoyons. Dans un tel schma, il paratraisonnable de supposer que nous avonspu nous rapprocher de plus en plus deslois qui rgissent notre Univers. Pour-tant, sil existe vraiment une thorie com-

pltement unifie, elle devrait aussivraisemblablement dterminer nos ac-tions. Et ainsi, la thorie elle-mme dev-rait dterminer laboutissement de notre

recherche la concernant ! Et pourquoidterminerait-elle que nous arrivons auxbonnes conclusions ? Ne pourrait-elle pasaussi bien dterminer le contraire ? Ouque nous narriverons rien ?

La seule rponse que je puisse apport-er ce problme repose sur le principe dela slection naturelle de Darwin. Lideest la suivante : dans toute population

dorganismes capables de sauto-


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reproduire, il y aura des variations dansle matriel gntique et dans lducationde chaque individu. Ces diffrences signi-fieront que certains dentre eux serontplus aptes que dautres tirer les bonnesconclusions quant au monde qui les en-toure, et agir en consquence. Ayantplus de chances que les autres de survivre

et de se reproduire, leurs types de com-portement et de pense deviendrontdominants. Il a certainement t vrai,dans le pass, que ce que nous appelons

intelligence et dcouverte scientifique ontconstitu un avantage en faveur dunesurvie. Il nest pas vident que cela soitencore le cas de nos jours : nos d-couvertes scientifiques peuvent nous

dtruire et, mme si elles ne le font pas,une thorie compltement unifie nechangera pas grand-chose la situation.Cependant, condition que lUnivers

volue de faon rgulire, nous devrions


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nous attendre ce que les capacits deraisonnement dont la slection naturellenous a pourvus soient galement valablesdans notre recherche dune thorie com-pltement unifie, et donc quelles nenous conduisent pas des conclusionsfausses.

Comme les thories partielles dontnous disposons dj sont suffisantes pourfaire des prdictions exactes dans toutesles situations sauf les plus extrmes, larecherche de la thorie fondamentale de

lunivers semble difficile justifier auniveau pratique. (Il vaut la peine denoter, cependant, que des argumentssemblables auraient pu tre utiliss la

fois contre la Relativit et la mcaniquequantique, et que ces thories nous ontdonn la fois lnergie nuclaire et la r-volution de la microlectronique !)

La dcouverte dune thorie complte-ment unifie, donc, peut ne pas venir en


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aide la survie de notre espce. Elle peutmme ne pas affecter du tout notre modede vie. Mais jamais, depuis laube de lacivilisation, les hommes ne se sont ac-commods dvnements hors cadre etinexplicables. Ils ont toujours eu soif decomprendre lordre sous-jacent dans lemonde. Aujourdhui, nous avons encore

trs envie de savoir pourquoi noussommes l et do nous venons. Ce dsirde savoir, chevill lhumanit, est unejustification suffisante pour que notre

qute continue. Et notre but nest rienmoins quune description complte delUnivers dans lequel nous vivons.


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les lois qui rgissent lunivers par la seulerflexion : vrifier par lobservationntait pas ncessaire. Aussi, personnejusqu Galile ne stait-il donn la peinede voir si des corps de poids diffrentstombaient vraiment selon des vitessesdiffrentes. On dit que Galile montraquAristote se trompait en laissant

tomber des poids du haut de la tourpenche de Pise. Lhistoire est presquecertainement inexacte et Galile a dfaire quelque chose comme laisser rouler

des billes de poids diffrents sur unepente douce. La situation est semblable celle de corps pesants tombant la ver-ticale, mais elle est plus facile observerparce que les vitesses sont plus faibles.

Les mesures de Galile montrrent quechaque corps voit sa vitesse augmenterdans la mme proportion, quel que soitson poids. Si vous laissez courir une bille

sur une pente qui descend de 1 mtre


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tous les 10 mtres, la bille effectuera sadescente la vitesse de 1 mtre parseconde aprs 1 seconde, 2 mtres parseconde aprs 2 secondes, et ainsi desuite, quel que soit le poids de la bille. Bi-en sr, un poids suprieur tombe plusvite quun poids moindre, mais cestuniquement parce quun poids lger est

ralenti par la rsistance de lair. Si onlaisse tomber deux corps de poidsdiffrents qui ne prsentent pas grandersistance lair, ils tomberont la mme

vitesse.Les mesures de Galile furent utilises

par Newton comme base de ses lois dumouvement. Dans les expriences de Ga-

lile, un corps roulant sur une pente esttoujours soumis la mme force (sonpoids) dont leffet augmenterait constam-ment sa vitesse. Cela montre que la vrit-able action dune force est toujours de

modifier la vitesse dun corps, au lieu de


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mettre simplement celui-ci enmouvement, comme on le pensait prc-demment. Cela signifie aussi que lor-squun corps nest soumis aucune force,il continue se dplacer en ligne droite la mme vitesse. Cette notion fut pour lapremire fois explicite dans les PrincipiaMathematica de Newton, publis en

1687, et elle est connue sous le nom de premire loi de Newton . Ce qui arrive un corps lorsquune force agit sur lui estnonc par la seconde loi de Newton :

le corps acclrera (sa vitesse sera modi-fie continment) proportionnellement lintensit de la force. (Exemple : pourune force deux fois plus grande,lacclration sera deux fois plus grande.)

Lacclration sera aussi plus faible si lamasse du corps (quantit de matire) estplus grande. (La mme force agissant surun corps de masse deux fois plus grande

produira la moiti de lacclration.) Un


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exemple bien connu est celui dune voit-ure : plus le moteur est puissant, pluslacclration est grande, mais plus lavoiture est lourde, plus lacclration serafaible pour un mme moteur.

En plus des lois du mouvement, New-ton dcouvrit la loi de la force de gravit :tout corps attire tout autre corps selonune force proportionnelle la masse dechacun des corps. Ainsi, la force agissantentre deux corps A et B devrait tre deuxfois plus forte si lun des corps (disons le

corps A) avait une masse double. Cest ce quoi vous pourriez vous attendre, parceque lon pourrait penser que le nouveaucorps A est en fait constitu de deux

corps ayant chacun la masse dorigine etattirant chacun le corps B selon la forcedorigine. Donc, la force totale entre A etB devrait tre le double de la force dori-gine. Et si lun des corps avait une masse

double, et lautre, une masse triple de


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celle de dpart, alors la force qui les at-tirerait serait six fois plus forte. On voitmaintenant pourquoi tous les corpstombent la mme vitesse : un corps ay-ant deux fois un poids donn subira uneforce de gravit le poussant doublementvers le bas, mais il aura aussi une massedouble. Selon la seconde loi de Newton,

ces deux effets sannuleront exactementlun lautre, si bien que lacclration serala mme dans tous les cas.

La loi de la gravitation de Newton

nous dit galement que plus les corpsseront loigns les uns des autres, plus laforce dattraction sera faible. Elle dit en-core que lattraction gravitationnelle

dune toile sur un corps est exactementle quart de celle dune toile similaire quiserait situe mi-distance de ce corps.Elle prdit les orbites de la Terre, de laLune et des plantes avec une grande ex-

actitude. Si elle avait stipul que


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lattraction gravitationnelle dune toilediminue plus rapidement avec la dis-tance, les orbites des plantes nauraientpas t elliptiques, elles auraient t desspirales aboutissant au Soleil. Si elle avaitdiminu plus lentement, les forces gravit-ationnelles venant des toiles loignesauraient domin celle venant de la Terre.

La grande diffrence entre les idesdAristote et celles de Galile et de New-ton est quAristote croyait en un tatprfrentiel de repos que chaque corps

adopterait sil ntait soumis aucuneforce ou aucune pousse. En particulier,il pensait que la Terre tait au repos.Mais il dcoule des lois de Newton quil

ny a pas de norme unique de repos. Onpourrait aussi bien dire que le corps A estau repos et que le corps B se dplace vitesse constante relativement au corpsA, ou que le corps B est au repos et que

cest A qui se dplace. Par exemple, si lon


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fait un moment abstraction de la rotationde la Terre et de son orbite autour duSoleil, on peut tout aussi bien dire que laTerre est au repos et que le train sa sur-face se dirige vers le nord cent cin-quante kilomtres lheure, ou que cestle train qui est au repos et la Terre qui sedplace vers le sud cent cinquante kilo-

mtres lheure. Si lon avait fait des ex-priences dans ce train sur la chute descorps, toutes les lois de Newton auraientt conserves. Par exemple, en y jouant

au ping-pong, on aurait trouv que laballe obissait aux lois de Newton exacte-ment comme une balle sur une table quiaurait t installe sur la voie. Aussi nya-t-il aucun moyen de dire qui, du train

ou de la Terre, est en mouvement.Labsence de norme absolue de repos

signifie que lon ne peut dterminer sideux vnements qui ont eu lieu deux

moments diffrents sont advenus dans la


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mme position dans lespace. Par ex-emple, supposons que notre balle deping-pong dans le train rebondisse laverticale, heurtant la table au mme en-droit une seconde dintervalle. Pourquelquun sur la voie, les deux rebondssembleraient seffectuer une centainede mtres lun de lautre parce que le

train aurait avanc sur ses rails entre-temps. La non-existence du repos absolusignifie donc que lon ne peut donner un vnement une position absolue dans

lespace, comme le croyait Aristote. Lalocalisation des vnements et la distanceentre eux diffreraient donc pour unepersonne dans le train de celles valuespar une autre sur la voie, et il ny aurait

aucune raison a priori de prfrer laposition de lune plutt que celle delautre.

Newton tait trs chagrin par cette

absence de localisation absolue, ou


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despace absolu, comme on disait, parceque cela ne saccordait pas avec sa notiondun Dieu absolu. En fait, il refusa deladmettre bien que cela ft sous-entendupar ses lois. Il fut svrement critiqupour cette croyance irrationnelle parbeaucoup de gens et plus particulire-ment par lvque Berkeley, un philo-

sophe qui pensait que tous les objetsmatriels, lespace et le temps sont une il-lusion. Quand le clbre Dr Johnson futinform de lopinion de Berkeley, il

scria : Je la rfute donc ! et il heurtaune grosse pierre du pied.

Aristote et Newton croyaient tousdeux en un temps absolu. Cest--dire

quils pensaient que lon pouvait mesurersans ambigut lintervalle de temps s-parant deux vnements et que cet inter-valle serait le mme quelle que soit lapersonne qui le mesure, pourvu que lon

se serve dune bonne horloge. Le temps


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tait encore compltement spar et in-dpendant de lespace. Cest ce que laplupart des gens considreraient encoreaujourdhui comme une opinion sense.Pourtant nous avons t amens modi-fier nos ides sur lespace et le temps. Bi-en que ces notions qui nous semblentjustes fonctionnent lorsquil sagit de

pommes ou de plantes qui se meuventrelativement lentement, elles ne sont plusdu tout valables dans le cas dobjets sedplaant la vitesse de la lumire ou

presque.La lumire voyage une vitesse finie,

mais trs leve ; cela a t dcouvertpour la premire fois en 1676 par lastro-

nome danois Ole Christensen Rmer.Celui-ci observa que les disparitions deslunes de Jupiter derrire cette plantentaient pas galement espaces dans letemps, comme on aurait pu sy attendre

si les lunes avaient orbit vitesse


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constante. Comme la Terre et Jupitertournent autour du Soleil, la distanceentre les deux plantes varie. Rmer re-marqua que les clipses des lunes deJupiter taient dautant plus tardives quenous tions plus loin de la plante gante.Il affirma que ctait parce que la lumirede ses lunes mettait plus longtemps

nous atteindre quand nous en tions plusloigns. Les mesures des variations dedistance entre la Terre et Jupiter dont ildisposait ntant pas trs exactes, il

avana pour la vitesse de la lumire deuxcent mille kilomtres par seconde en-viron alors que la valeur moderne est detrois cent mille kilomtres par seconde.Nanmoins, son exploit non seulement

Rmer prouvait que la lumire voyageait une vitesse finie, mais encore avait-ilmesur cette vitesse tait remarquable,intervenant, comme ce fut le cas, onze


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ans avant la publication par Newton desPrincipia Mathematica.

Une vritable thorie de la propaga-

tion de la lumire ne fut labore quen1865, quand le physicien britanniqueJames Clerk Maxwell russit unifier lesthories partielles qui jusqualors avaientt utilises pour dcrire les forces dellectricit et du magntisme. Les qua-tions de Maxwell prdisaient quil pour-rait y avoir des perturbations en formedonde dans le champ combin lectro-

magntique, et que ces dernires se pro-pageraient une vitesse donne, commedes rides la surface dun tang. Si lalongueur donde de ces ondes (distance

entre la crte dune onde et la suivante)est dun mtre ou plus, il sagit de ce quenous appelons maintenant des ondes ra-dio. Des longueurs donde plus courtessont connues sous le nom dondes

centimtriques (quelques centimtres) ou


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encore infrarouges (plus dun dix mil-lime de centimtre). La lumire visible aune longueur donde comprise seulemententre quarante et quatre-vingts million-imes de centimtre. Les longueursdonde encore plus petites sont celles delultraviolet, des rayons X et des rayonsgamma.

La thorie de Maxwell prdisait queles ondes radio ou lumineuses se pro-pageraient une certaine vitesse, biendtermine. Mais la thorie de Newton

stait dbarrasse de la notion de reposabsolu ; donc, si la lumire tait supposese propager une vitesse donne, ilfaudrait prciser relativement quoi

cette vitesse donne avait t mesure.On fit appel une substance appele ther , prsente partout, mme danslespace vide . Les ondes lumineusesse propageraient travers lther comme

les ondes sonores travers lair, et leur


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vitesse serait donc relative ce milieu.Diffrents observateurs, en mouvementpar rapport lther, verraient donc la lu-mire arriver dans leur direction desvitesses diffrentes, mais la vitesse de lalumire par rapport lther resteraitfixe. En particulier, comme la Terre esten mouvement dans lther sur son orbite

autour du Soleil, la vitesse de la lumiremesure dans la direction du mouvementde la Terre dans lther (lorsque nousnous dplaons en direction de la source

de lumire) devrait tre plus leve que lavitesse de la lumire perpendiculaire cemouvement (lorsque nous ne nous d-plaons pas vers la source lumineuse). En1887, Albert Michelson (qui par la suite

devait tre le premier Amricain rece-voir le prix Nobel de physique) et EdwardMorley firent une exprience trs minu-tieuse la Case School of Applied Science

Cleveland. Ils comparrent la vitesse de


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la lumire dans la direction dumouvement de la Terre et perpendicu-lairement ce mouvement. leur grandesurprise, ils trouvrent deux valeurs ex-actement identiques !

Entre 1887 et 1905, il y eut plusieurstentatives, en particulier celle du physi-cien hollandais Hendrick Lorentz, pourexpliquer les rsultats de lexprience deMichelson-Morley en termes dobjetscontracts et dhorloges ralentissant envoyageant travers lther. Cependant,

dans un article clbre paru en 1905, unemploy jusque-l inconnu du Bureaudes brevets en Suisse, Albert Einstein, fitremarquer que toute ide dther tait

inutile pourvu que lon veuille bien aban-donner lide de temps absolu. Une re-marque semblable fut faite quelques se-maines plus tard par un grand math-maticien franais, Henri Poincar. Les

arguments dEinstein tant de nature


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plus physique que ceux de Poincar quiavait abord le problme en math-maticien , Einstein est habituellementcrdit de la nouvelle thorie, mais ondoit se souvenir de Poincar comme dunnom attach une partie importante decette thorie.

Le postulat fondamental de la thoriede la Relativit, comme on lappela, cestque les lois de la physique devraient treles mmes pour tous les observateurs semouvant librement, quelle que soit leur

vitesse. Ctait vrai pour les lois newtoni-ennes du mouvement, mais maintenant,cette ide tait tendue jusqu inclure lathorie de Maxwell et la vitesse de la lu-

mire : tous les observateurs devraientmesurer la mme vitesse pour la lumire,quelle que soit la vitesse de leur dplace-ment. Cette notion simple a quelquesconsquences remarquables. Peut-tre

les plus connues sont-elles lquivalence


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de la masse et de lnergie, rsume dansla clbre quation dEinstein E = mc(o E est lnergie, m la masse et c lavitesse de la lumire), et la loi voulantque rien ne peut se dplacer plus vite quela lumire. Par suite de lquivalenceentre nergie et masse, lnergie quunobjet possde en raison de son

mouvement augmentera sa masse et, parconsquent, il lui deviendra encore plusdifficile daugmenter sa vitesse. Cet effetnest rellement significatif que pour des

objets se dplaant des vitesses prochesde celle de la lumire. Par exemple, 10 % de la vitesse de la lumire, la massedun objet nest que de 0,5 % suprieure lordinaire, alors qu 90 % de la vitesse

de la lumire, lobjet verra sa masse plusque multiplie par deux. Sil approche lavitesse de la lumire, sa masse augmen-tera toujours plus vite, de telle sorte que

cela lui demandera de plus en plus


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dnergie pour aller toujours plus vite. Ilne pourra en fait jamais atteindre lavitesse de la lumire, parce que alors samasse devrait tre infinie, et quen raisonde lquivalence entre sa masse et son n-ergie, cela lui demanderait une quantitinfinie dnergie pour y arriver. Cest ain-si que tout objet normal en est tout ja-

mais rduit par la Relativit se mouvoir des vitesses infrieures celle de la lu-mire. Seule la lumire, ou dautresphnomnes dnus de masse in-

trinsque, peuvent latteindre.Autre consquence remarquable de la

Relativit : la rvolution quelle a semedans nos ides sur lespace et le temps.

Dans la thorie de Newton, si un clairlumineux est envoy dun endroit unautre, diffrents observateurs seront dac-cord sur le temps que le voyage aura pris(tant donn que le temps est absolu),

mais ne seront pas toujours daccord sur


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la distance que la lumire aura parcourue(tant donn que lespace nest pas ab-solu). Comme la vitesse de la lumirenest que la distance quelle a parcouruedivise par le temps quelle a mis pour lefaire, des observateurs diffrents dev-raient mesurer des vitesses diffrentespour la lumire. En Relativit, au con-

traire, tous les observateurs sont daccordsur la vitesse de la lumire. Ils ne sontcependant pas daccord sur la distanceparcourue, aussi doivent-ils galement

tre en dsaccord sur la dure du trajet.(Cette dure nest, aprs tout, que la dis-tance que la lumire a parcourue surlaquelle les observateurs ne sont pas dac-cord divise par la vitesse de la lumire

sur laquelle ils sont daccord.) Endautres termes, la thorie de la Relativita mis un terme lide de temps absolu !Il est alors apparu que chaque obser-

vateur devrait avoir sa propre mesure de


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temps, effectue par une horloge quilemporterait avec lui, et que des horlogesidentiques, aux mains dobservateursdiffrents, ne devraient pas ncessaire-ment indiquer la mme chose.

Chaque observateur devrait utiliser unmetteur pour dire o et quand un vne-ment a lieu en envoyant un clair lu-mineux ou des ondes radio. Une partie delclat sera renvoye lvnement etlobservateur mesurera le temps mis pourrecevoir cet cho. Le temps de lvne-

ment est alors rput tre la moiti de ce-lui qui sest coul entre le moment olclair a t envoy et celui o sa rflex-ion a t reue ; la distance de lvne-

ment est la moiti du temps pris pour cevoyage aller-retour, multiplie par lavitesse de la lumire. (Un vnement,dans ce sens, est quelque chose qui a lieuen un point unique de lespace, un in-

stant prcis dans le temps.) Cette ide est


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illustre sur la fig. 2.1, exemple de dia-gramme espace-temps. En utilisant cetteprocdure, les observateurs qui se dpla-cent relativement les uns par rapport auxautres assigneront des temps et des posi-tions diffrents au mme vnement.Aucune mesure dun observateur par-ticulier ne sera plus correcte quune

autre, mais toutes les mesures seront rel-atives. Tout observateur peut trouver pr-cisment le temps et la position que toutautre observateur assignera un vne-

ment, pourvu quil connaisse sa vitesserelative.


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Figure 2.1De nos jours, nous utilisons cette

mthode pour mesurer les distances avecexactitude, parce que nous pouvons

mesurer le temps plus exactement que lalongueur. En effet, le mtre est dfinicomme la distance parcourue par la lu-mire en0,000000003335640952 seconde,mesure par une horloge au csium. (La


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raison de ce nombre particulier est quilcorrespond la dfinition historique dumtre, deux marques sur une barre deplatine conserve Paris.) De faon qui-valente, nous pouvons utiliser une nou-velle unit de longueur plus pratique, quelon appelle la seconde-lumire. On ladfinit absolument comme la distance

que la lumire parcourt en 1 seconde.Dans la thorie de la Relativit, nousdfinissons maintenant les distances entermes de temps et de vitesse de la lu-

mire, do il sensuit automatiquementque chaque observateur mesurera lamme vitesse de la lumire (par dfini-tion, 1 mtre par0,000000003335640952 seconde). Nul

besoin dintroduire lide dun ther, dontla prsence de toute faon na pas tdtecte, comme lexprience deMichelson-Morley la montr. La thorie

de la Relativit, cependant, nous force


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modifier fondamentalement nos ides surlespace et le temps. Nous devons ac-cepter que le temps ne soit pas complte-ment spar de lespace ni indpendantde lui, mais quil se combine lui pourformer un objet appel espace-temps .

On sait que lon peut dcrire la posi-tion dun point dans lespace grce troisnombres, ses coordonnes. Par exemple,on peut dire quun point dans une piceest 2 mtres dun mur, 1 mtre dunautre et 1,50 mtre au-dessus du

plancher. On pourrait aussi spcifierquun point est une certaine latitude, une certaine longitude et une certainehauteur au-dessus du niveau de la mer.

On est libre dutiliser toutes coordonnesadquates, bien quelles naient quuneporte limite de validit : on ne pourraitgure spcifier la position de la Lune entermes de kilomtres au nord et lest de

Piccadilly Circus et de pieds au-dessus du


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niveau de la mer. En revanche, il seraplus ais de la dfinir en termes de dis-tance au Soleil, de distance au plan desorbites des plantes et dangle entre ladroite joignant la Lune au Soleil et cellejoignant le Soleil une toile prochecomme Alpha du Centaure. Cescoordonnes elles-mmes ne seraient pas

non plus dune grande utilit pour dcrirela position du Soleil dans notre Galaxieou la position de notre Galaxie dans leGroupe Local. En fait, on peut dcrire

tout lunivers selon une collection detrames de rfrences se chevauchant. Surchacune delles, on peut utiliser un en-semble diffrent de trois coordonnespour spcifier la position dun point.

Un vnement est quelque chose quiarrive en un point particulier de lespace un moment particulier. Aussi peut-on lespcifier par quatre nombres ou coordon-

nes. Encore une fois, le choix des


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coordonnes est arbitraire ; on peut util-iser nimporte quelles coordonnes spa-tiales bien dfinies et nimporte quellemesure du temps. En Relativit, il ny apas de vritable distinction entre lespaceet les coordonnes de temps, tout commeil ny a pas de vritable diffrence entredeux coordonnes de lespace. On pour-

rait choisir un nouvel ensemble de coor-donnes dans lequel la premire coor-donne spatiale serait, mettons, la com-binaison des anciennes premire et

seconde coordonnes. Par exemple, aulieu de mesurer la position dun point surla Terre en kilomtres au nord et en kilo-mtres lest de Piccadilly, on pourraitutiliser les kilomtres au nord-est de Pic-

cadilly et les kilomtres au nord-ouest dePiccadilly. De la mme faon, en Relativ-it, on pourrait utiliser une nouvelle co-ordonne de temps qui serait lancien


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temps (en secondes) plus la distance (enseconde-lumire) au nord de Piccadilly.

Il est souvent salutaire de penser aux

quatre coordonnes dun vnementcomme caractrisant sa position dans unespace quatre dimensions appelespace-temps. Il est impossible dimagin-er un espace quatre dimensions. Per-sonnellement, je trouve dj difficile devisualiser lespace trois dimensions !Cependant, il est facile de tracer des dia-grammes deux dimensions, comme lest

la surface de la Terre. (On dit que la sur-face de la Terre est deux dimensionsparce que la position dun point peut ytre spcifie par deux coordonnes, latit-

ude et longitude.) Jutiliserai gnrale-ment des diagrammes dans lesquels letemps crotra verticalement et o lunedes dimensions spatiales sera indiquehorizontalement. Les deux autres dimen-

sions spatiales seront ngliges ou,


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parfois, lune delles sera indique en per-spective. (On les appelle des diagrammesdespace-temps, comme sur la fig. 2.1.)Par exemple, sur la fig. 2.2, le temps estmesur verticalement en annes et la dis-tance le long de la ligne allant du Soleil Alpha du Centaure est mesure hori-zontalement en kilomtres. Les trajets du

Soleil et dAlpha du Centaure traverslespace-temps apparaissent en lignesverticales, droite et gauche du dia-gramme. Un rayon de lumire venant du

Soleil suit la diagonale et met quatre anspour aller du Soleil Alpha du Centaure.


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Figure 2.2Comme nous lavons vu, les quationsde Maxwell prdisaient que la vitesse dela lumire devrait tre la mme quelleque soit la vitesse de la source, et cela at confirm par des mesures prcises. Ilsensuit que si un clair de lumire estmis un instant particulier en un pointparticulier de lespace, au fur et mesure

que le temps scoulera, cet clair


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grandira comme une sphre de lumiredont la grandeur et la position seront in-dpendantes de la vitesse de la source.Aprs un millionime de seconde, la lu-mire se sera tendue jusqu former unesphre de trois cents mtres de rayon ;aprs deux millionimes de seconde, cerayon sera de six cents mtres ; et ainsi

de suite, comme les rides qui stendent la surface dun tang quand un caillou y at lanc. Les rides stendent en uncercle qui slargit au fur et mesure que

le temps passe. Si lon pense un modleen trois dimensions constitu par la sur-face deux dimensions de ltang et la di-mension temps, le cercle en questionformera un cne dont le sommet sera

situ lendroit et au moment o lapierre aura frapp leau (fig. 2.3). Defaon similaire, la lumire issue dunvnement forme un cne trois dimen-

sions dans lespace-temps quatre


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dimensions. Ce cne est appel le cnede lumire future de lvnement. De lamme manire, nous pouvons dessinerun autre cne, appel le cne de lu-mire passe , qui est lensemble desvnements do un clair lumineux peutatteindre lvnement en question (fig.2.4).

Figure 2.3


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Figure 2.4Les cnes de lumire passe et future

dun vnement P divisent lespace-tempsen trois rgions (fig. 2.5).


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Figure 2.5

Le futur absolu de lvnement estla rgion intrieure du cne de lumirefuture de P. Cest lensemble de tous lesvnements qui peuvent tre influencspar ce qui arrive en P. Les vnements

hors du cne de lumire de P ne peuventtre atteints par les signaux venant de Pparce que rien ne peut voyager plus viteque la lumire. Donc, ils ne peuvent pas

tre affects par ce qui arrive en P. Le pass absolu de P est la rgion


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lintrieur du cne de lumire passe.Cest lensemble de tous les vnementsdo les signaux voyageant la vitesse dela lumire ou presque peuvent atteindreP. Cest donc lensemble de tous lesvnements qui peuvent affecter ce quiarrive en P. Si lon connat ce qui arrive tout instant particulier partout dans la

rgion de lespace qui stend lintrieurdu cne de lumire passe de P, on peutprdire ce qui arrivera en P. Lailleurs est la rgion de lespace-temps qui ne

stend dans aucun des cnes de lumire passe ou future de P. Les vne-ments dans Lailleurs ne peuvent af-fecter les vnements en P, ni en tre af-fects. Par exemple, si le Soleil devait

cesser de briller un instant prcis, celanaffecterait pas les choses sur la Terre aumme moment parce que celle-ci seraitdans Tailleurs de lvnement Soleil-

venant-de-steindre (fig. 2.6). Nous ne


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saurions cela quaprs huit minutes,temps que la lumire met nous parvenirdu Soleil. Ce nest qu partir de l que lesvnements sur Terre stendraient dansle cne de lumire future de lvnementqui aurait vu le Soleil steindre ; de faonsimilaire, nous ne savons pas ce qui ar-rive en ce moment au loin dans lunivers :

la lumire que nous captons en proven-ance des galaxies lointaines les a quittesil y a quelque huit milliards dannes decela. Aussi, lorsque nous regardons une

rgion de lunivers, la voyons-nouscomme elle tait dans le pass.


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Figure 2.6

Si lon nglige les effets gravitation-nels, comme le firent Einstein et Poincaren 1905, on a ce que Ton appelle la thor-ie de la Relativit Restreinte. Pour

chaque vnement dans Lespace-temps,nous pouvons construire un cne de lu-mire (lensemble de tous les rayons lu-mineux dans Lespace-temps missibles

cet instant) ; et puisque la vitesse de la lu-mire est la mme chaque vnement et


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dans toutes les directions, tous les cnesde lumire seront identiques et iront tousdans la mme direction. La thorie nousdit aussi que rien ne peut voyager plusvite que la lumire. Cela signifie que latrajectoire de tout objet travers lespaceet le temps peut tre reprsente par unedroite qui stend lintrieur du cne de

lumire pour tout vnement figurant surcette droite (fig. 2.7).


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Figure 2.7

La thorie de la Relativit Restreinteexpliqua de faon trs efficace le fait que

la vitesse de la lumire apparaisse lamme tous les observateurs (comme laprouv lexprience de Michelson-Mor-ley) et ce qui arrive lorsque les choses semeuvent des vitesses proches de cellede la lumire. Cependant, elle tait in-compatible avec la thorie newtoniennede la gravitation, qui disait que les objetssattirent les uns les autres selon une

force qui dpend de la distance qui les s-pare. Cela signifiait que si lon changeaitde place lun des objets, la force exercesur lautre serait instantanment modi-

fie. Ou, en dautres termes, que les effetsgravitationnels devraient voyager unevitesse infinie, et non une vitesse galeou infrieure celle de la lumire, commela thorie de la Relativit Restreinte lexi-

geait ; Einstein fit nombre dessais


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infructueux entre 1908 et 1914 pourtrouver une thorie de la gravitation quisoit compatible avec la RelativitRestreinte. Finalement, en 1915, il pro-posa ce que nous appelons maintenant lathorie de la Relativit Gnrale.

Einstein avana la suggestion rvolu-tionnaire que la gravitation ntait pasune force comme les autres, mais uneconsquence du fait que lespace-tempsnest pas plat, ce qui avait dj t en-visag : il est courbe, ou gauchi par la

distribution de masse et dnergie quilcontient. Des corps comme la Terre nesont pas obligs de se mouvoir sur des or-bites courbes cause dune force appele

gravitation ; ils suivent en fait ce qui serapproche le plus dune trajectoire recti-ligne dans un espace courbe, cest--direune godsique. Une godsique est laplus courte (ou la plus longue) trajectoire

entre deux points voisins. Par exemple, la


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surface de la Terre est un espace courbe deux dimensions. Une godsique sur laTerre est appele un grand cercle et cestle plus court chemin entre deux points(fig. 2.8). Comme la godsique est la tra-jectoire la plus courte entre deux aro-ports quelconques, cest la route quunnavigateur indiquera au pilote de lavion.

En Relativit Gnrale, les corps suiventtoujours des lignes droites dans unespace-temps quatre dimensions, maisils nous apparaissent nanmoins se

mouvoir le long de trajectoires courbesdans notre espace-temps trois dimen-sions. (Cest un peu comme regarder unavion survoler un sol accident. Bien quilsuive une ligne droite dans lespace

trois dimensions, son ombre suit une tra-jectoire courbe sur le sol deuxdimensions.)


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Figure 2.8

La masse du Soleil incurve lespace-

temps de telle sorte que, bien que la Terresuive une trajectoire droite dans unespace-temps quatre dimensions, ellenous apparat comme se mouvant le long

dune orbite dans un espace trois di-mensions. En fait, les orbites des plantesprdites par la Relativit Gnrale sonttrs exactement les mmes que cellesprdites par la thorie newtonienne de la

gravitation. Cependant, dans le cas de


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Mercure, la plante la plus proche duSoleil qui en ressent les effets gravitation-nels le plus fortement et dont lorbite estun peu plus allonge, la RelativitGnrale prdit que le grand axe de lel-lipse devrait tourner autour du Soleil aurythme denviron un degr tous les dixmille ans. Aussi petit que soit cet effet, il

avait t remarqu avant 1915 et a tlune des premires confirmations de lathorie dEinstein. Au cours des derniresannes, les dviations encore plus faibles

des autres plantes par rapport aux pr-dictions newtoniennes ont t mesuresgrce au radar et sont en accord avec lesprdictions de la Relativit Gnrale.

Les rayons lumineux aussi doiventsuivre des godsiques de lespace-temps.Encore une fois, le fait que lespace soitcourbe signifie que la lumire ne peutplus apparatre dornavant comme voya-

geant en ligne droite dans lespace. Ainsi,


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la Relativit Gnrale prdit-elle que lalumire devrait tre dvie par leschamps gravitationnels. La thorie prditpar exemple que les cnes de lumire depoints proches du Soleil sont lgrementincurvs cause de la masse du Soleil.Cela signifie que la lumire dune toilelointaine qui passerait prs du Soleil

serait trs lgrement dvie, ce qui faitque ltoile napparatrait pas au bon en-droit pour un observateur sur Terre (fig.2.9). Bien sr, si la lumire venue de

ltoile passait toujours prs du Soleil,nous ne serions pas capables de dire sielle est dvie ou si ltoile se trouverellement l o nous la voyons. Cepend-ant, comme la Terre tourne autour du

Soleil, des toiles diffrentes ont locca-sion de passer derrire lui et leur lumiredtre alors dvie. Elles changent doncde position apparente par rapport aux

autres toiles.


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Figure 2.9

Il est trs difficile normalement devoir cet effet, parce que la lumireprovenant du Soleil rend impossible lob-servation dtoiles proches de lui dans leciel. Cependant, il est possible de ledtecter durant une clipse de Soleil, lor-sque la lumire de ce dernier est stoppe

par la Lune. La prdiction dEinstein sur


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la dviation de la lumire ne put tre im-mdiatement vrifie en 1915, cause dela Premire Guerre mondiale ; et ce nestquen 1919 quune expdition britan-nique, observant une clipse en Afrique-Occidentale, en apporta la preuve. Cetteconfirmation dune thorie allemande pardes savants anglais fut salue comme un

grand acte de rconciliation entre lesdeux pays. Il est donc assez drle quunexamen postrieur des photographiesprises lors de cette expdition montre des

erreurs aussi importantes que leffetquelles taient censes mesurer. Lesmesures de lpoque dcoulrent de lachance pure et simple, et sont typiquesdu cas o lon connat lavance le r-

sultat que lon veut obtenir ; cela nest passi rare en science. La dviation de la lu-mire a t, cependant, confirme avecexactitude par nombre dobservations

ultrieures.


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Autre prdiction de la RelativitGnrale : le temps devrait apparatrecomme coulant moins vite prs duncorps massif comme la Terre. Cela cause dune relation entre lnergie de lalumire et sa frquence (cest--dire lenombre dondes de lumire parseconde) : plus lnergie est grande, plus

la frquence est haute. Comme la lumirevoyage vers le haut dans le champ gravit-ationnel de la Terre, elle perd delnergie, et ainsi sa frquence baisse.

(Cela signifie que la longueur de linter-valle de temps entre la crte dune ondeet la suivante augmente.) Pour quelquunsitu trs au-dessus, il apparatrait quetoute chose trs en dessous prendrait

plus de temps pour arriver. Cette prdic-tion fut mise lpreuve en 1962, laidedune paire dhorloges trs exactes in-stalles au sommet et au pied dune tour.

On trouva que lhorloge du pied, qui tait


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la plus proche de la Terre, marchait pluslentement, en accord exact avec laRelativit Gnrale. La diffrence devitesse des horloges diffrenteshauteurs au-dessus de la Terre est de nosjours dune importance pratique con-sidrable avec lavnement de systmesde navigation trs exacts bass sur des

signaux de satellites. Si lon navait tenuaucun compte des prdictions de laRelativit Gnrale, les positions que lonaurait ainsi calcules auraient t fausses

de plusieurs kilomtres.Les lois newtoniennes du mouvement

ont mis fin lide de position absoluedans lespace. La thorie de la Relativit

sest dbarrasse du temps absolu. Con-sidrons une paire de jumeaux. Suppo-sons quun jumeau aille vivre au sommetdune montagne pendant que lautre resteau niveau de la mer. Le premier jumeau

devrait vieillir plus vite que le second.


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Donc, lorsquils se rencontreront nouveau, lun devra tre plus vieux quelautre. Dans leur cas, la diffrence dgeserait minime, mais elle serait plusgrande si lun des jumeaux partait pourun long voyage dans un vaisseau spatial une vitesse proche de celle de la lumire. son retour, le voyageur devrait tre

beaucoup plus jeune que son frre restsur Terre. Cest ce que lon appelle le paradoxe des jumeaux , mais ce nestun paradoxe que pour qui conserve une

ide de temps absolu derrire la tte. EnRelativit, il ny a pas de temps absoluunique, chaque individu a sa propremesure personnelle du temps qui dpenddu lieu o il est et de la manire dont il se

dplace.Avant 1915, lespace et le temps

taient perus comme une arne figedans laquelle les vnements advenaient,

elle-mme ntant nullement affecte par


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ce quil y advenait. Ctait vrai mme dela thorie de la Relativit Restreinte. Lescorps se mouvaient, les forces attiraientet repoussaient, mais le temps et lespacecontinuaient, tout simplement, sansaltration. Il tait naturel de penser quelespace et le temps coulaient jamais.

La situation, cependant, est tout faitdiffrente dans la thorie de la RelativitGnrale. Lespace et le temps sont main-tenant des quantits dynamiques : quandun corps se meut, ou quand une force

agit, cela affecte la courbure de lespace etdu temps et en retour, la structure delespace-temps affecte la faon dont lescorps se meuvent et dont les forces agis-

sent. Lespace et le temps naffectent passeulement tout ce qui arrive danslunivers, ils en sont aussi affects. Toutcomme lon ne peut parler dvnementdans lunivers sans notions despace et de

temps, il est devenu dnu de sens en


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Relativit Gnrale de parler de lespaceet du temps hors des limites de lunivers.

Au cours de ces dernires dcennies,

cette nouvelle comprhension de lespaceet du temps a rvolutionn notre concep-tion de lunivers. Lancienne notion dununivers fondamentalement sans change-ment, qui aurait exist et qui continuerait exister, a t remplace pour toujourspar la notion dun univers dynamique, enexpansion, qui semble avoir commenc ily a un temps fini, et qui pourrait se ter-

miner un instant donn dans le futur.Cette rvolution est le sujet du chapitresuivant. Et des annes plus tard, celadevait tre aussi le point de dpart de

mon travail en physique thorique. RogerPenrose et moi-mme avons montr quela thorie dEinstein de la RelativitGnrale suggrait que lunivers devaitavoir un commencement et, peut-tre,

une fin.


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3LUNIVERS EN

EXPANSION

Si lon regarde le ciel par une clairenuit sans lune, les objets les plus brillants

que lon apercevra seront certainementles plantes Vnus, Mars, Jupiter etSaturne. Il y aura aussi un trs grandnombre dtoiles, qui sont des Soleilssemblables au ntre mais beaucoup plusloigns. Quelques-unes de ces toilesfixes semblent modifier trs lgrementleurs positions relativement les unes auxautres au fur et mesure que la Terre

tourne autour du Soleil : elles ne sont pas


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vraiment fixes ! Mais cest parce quellessont relativement prs de nous. Commela Terre tourne autour du Soleil, nous lesvoyons depuis des positions diffrentessur le fond des toiles plus lointaines.Cest heureux, parce que cela nous per-met de mesurer directement la distancede ces toiles : plus elles sont proches de

nous, plus elles semblent bouger. Ltoilela plus proche, Proxima du Centaure, estainsi environ quatre annes-lumire (salumire met peu prs quatre ans pour

atteindre la Terre), ou environ quarantemille milliards de kilomtres. La plupartdes autres toiles visibles lil nu setiennent en de de quelques centainesdannes-lumire de nous. Notre Soleil,

par comparaison, nest, lui, qu huitpetites minutes-lumire ! Les toiles vis-ibles semblent occuper lensemble du cielnocturne, mais elles sont particulire-

ment concentres dans une bande que


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nous appelons la Voie Lacte. Ds 1750,quelques astronomes suggrrent que laVoie Lacte sexpliquerait si la plupartdes toiles visibles se trouvaient groupesen une configuration ayant la forme dundisque, exemple de ce que nous appelonsaujourdhui une galaxie spirale. Quelquesdizaines dannes aprs, lastronome Sir

William Herschel confirma cette hypo-thse en rpertoriant avec soin les posi-tions et les distances dun grand nombredtoiles. Mais mme alors, cette ide ne

fut pas pleinement accepte ; elle ne leserait quau dbut de ce sicle, dailleurs.

Notre reprsentation moderne delunivers date de 1924, lorsque lastro-

nome amricain Edwin Hubble dmontraque notre Galaxie ntait pas unique enson genre et quil y en avait beaucoupdautres, avec de grandes zones de videentre elles. Pour le prouver, il lui fallut

dterminer les distances de ces autres


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galaxies situes si loin de nous que, con-trairement aux toiles proches, elles nousapparaissent rellement fixes. Hubble futdonc forc de recourir des mthodes in-directes. La brillance apparente dunetoile dpend de deux facteurs : la quant-it de lumire quelle rayonne (sa lumin-osit), et sa distance par rapport nous.

Pour les toiles proches, nous pouvonsmesurer leur brillance apparente et leurdistance, et dterminer ainsi leur lumin-osit. Rciproquement, si nous connais-

sons la luminosit dtoiles appartenant dautres galaxies, nous pourrions trouverleur distance en mesurant leur brillanceapparente. Hubble remarqua que cer-tains types dtoiles avaient toujours la

mme luminosit condition quelles soi-ent suffisamment proches pour quonpuisse la mesurer ; donc, affirmait-il, sinous trouvions des toiles du mme type

dans une autre galaxie, nous pourrions


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supposer quelles ont la mme luminosit et ainsi calculer la distance de cettegalaxie. Si nous pouvions le faire pour uncertain nombre dtoiles dans une mmegalaxie, nos calculs dbouchant toujourssur une mme distance, nous pourrionshonntement avoir confiance dans notreestimation de distance de cette galaxie.

Edwin Hubble effectua les calculspour neuf galaxies diffrentes. Noussavons maintenant que notre Galaxienest que lune des centaines de milliards

de galaxies que nous montrent les tle-scopes modernes, chaque galaxie elle-mme contenant quelques centaines demilliards dtoiles. La fig. 3.1 reprsente

une galaxie spirale semblable ce quoinous pensons que la ntre doit ressem-bler pour un habitant dune autre galaxie.Nous vivons dans une galaxie qui a en-viron cent mille annes-lumire de

diamtre et qui tourne lentement sur


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elle-mme ; les toiles de ses bras spirauxtournent autour de son centre enquelques centaines de millions dannes.Notre Soleil nest quune toile ordinaire,jaune et de grandeur moyenne, prs dubord intrieur de lun des bras spiraux.Quel chemin parcouru depuis Aristote etPtolme, quand nous pensions que la

Terre tait le centre de lUnivers !

Figure 3.1


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Les toiles sont si loin quellessemblent ntre que des ttes dpinglesde lumire. Nous ne pouvons voir ni leurgrandeur ni leur forme. Aussi, commentpouvons-nous distance distinguerdiffrents types dtoiles ? Pour la grandemajorit dentre elles, il ny a quun traitcaractristique que nous puissions ob-

server : la couleur de leur lumire. New-ton a dcouvert que si la lumire venantdu Soleil traversait un morceau de verrede forme triangulaire un prisme elle

se dcomposait en ses couleurs de base(son spectre), comme dans larc-en-ciel.En braquant un tlescope sur une toileindividuelle ou sur une galaxie, on peut,de faon similaire, observer le spectre de

la lumire venant de cette toile ou decette galaxie. Des toiles diffrentes ontdes spectres diffrents, mais la brillancerelative des diffrentes couleurs est tou-

jours exactement ce que lon sattend


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trouver dans la lumire mise par un ob-jet port incandescence. (En fait, la lu-mire mise par tout objet opaque portau rouge a un spectre caractristique quine dpend que de sa temprature : unspectre thermique. Cela signifie que nouspouvons parler de temprature stellaire partir dun spectre de lumire dtoiles.)

De plus, nous trouvons que certainescouleurs trs spcifiques sont quelquefoisabsentes ; ces couleurs manquantespeuvent varier dune toile une autre.

Depuis que nous savons que chaque l-ment chimique absorbe un ensemble trscaractristique de couleurs spcifiques, ilsuffit de comparer ces dernires cellesqui manquent dans les spectres stellaires

pour dterminer avec exactitude les l-ments prsents dans latmosphre deltoile observe.

Dans les annes vingt, lorsque les as-

tronomes commencrent regarder les


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spectres des toiles dautres galaxies, ilsremarqurent quelque chose de trscurieux : il sy trouvait bien les mmesensembles caractristiques de couleursmanquantes que dans notre propreGalaxie, mais ces derniers taient tousdcals dune mme quantit relative verslextrmit rouge du spectre. Pour saisir

les implications de cela, nous devonsdabord comprendre leffet Doppler.Comme nous lavons vu, la lumire vis-ible consiste en fluctuations, ou ondes,

dans le champ lectromagntique. Lafrquence (ou le nombre dondes parseconde) de la lumire est extrmementleve, allant de quatre sept cent millemilliards dondes par seconde. Les

diffrentes frquences de lumire sont ceque lil humain voit sous forme decouleurs diffrentes, les frquences lesplus basses se situant lextrmit rouge

du spectre, et les plus hautes lextrmit


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bleue. Maintenant, imaginez une sourcede lumire distance constante de

Documents

Une breve histoire du temps