Science et Foi Que nous disent les sciences ? Par Philippe Quentin (Professeur de Physique théorique, Université Bordeaux I)

À partir de la considération de solutions possibles des équations de la relativité générale d’Einstein, par Friedman puis surtout par Lemaître, mis en rapport avec les données des observations astronomiques de Slipher puis surtout de Hubble, on s’est aperçu, à la fin des années vingt, que l’univers connu, le cosmos, était en fait en expansion. Toutes les distances entre objets cosmiques augmentent régulièrement. Ceci se traduit par une vitesse apparente de fuite d’une galaxie par rapport à une autre qui est proportionnelle à leur distance commune. Cette fuite se manifeste par effet Doppler sous forme d’un décalage spectral vers le rouge de la lumière émise par d’autres galaxies et reçue sur la terre.

Lemaître va être le premier à oser “passer le film à l’envers” et imaginer que puisque le cosmos semble se déployer, il se peut que dans un passé plus ou moins facile à déterminer tout l’univers connaissable ait été inclus dans un “atome” primordial.

Du “Big Bang” à la formation des galaxies

Gamow, à la fin des années quarante, réfléchissant sur le processus de synthèse des noyaux des atomes est conduit, avec beaucoup d’autres à sa suite, à imaginer des scénarios d’expansion de l’univers à partir d’une “soupe” chaude primordiale qui se détend. Parmi les conséquences observables d’un tel modèle, ces physiciens proposent l’existence d’un “fond” de rayonnement électromagnétique baignant tout l’univers. Ce rayonnement micro-onde sera observé de façon techniquement très élaborée mais sans avoir vraiment été cherché pour lui-même, quinze ans plus tard, par Penzias et Wilson. Cette découverte donnera définitivement ses lettres de noblesse aux théories d’expansion de l’univers, que Hoyle, partisan d’une théorie stationnaire de l’univers, avait baptisé pour un peu s’en moquer dans une émission de radio à la BBC, de “big bang” c’est-à-dire de “grand boum”.

Toute l’histoire naturelle de notre univers peut se résumer dans la juxtaposition de deux phénomènes. De la matière chaude et dense se détend, et dans le même temps, sous l’effet d’interactions à dominante attractive, on assiste progressivement à une condensation de matière qui s’organise en amas de plus en plus complexes. À l’échelle de l’univers se produisent donc une dilution globale de l’énergie et une perte d’information. Mais concurremment l’énergie et l’information se concentrent dans des îlots structurés à différentes échelles de masse et de taille (des superamas de galaxies aux nucléons composant les noyaux de l’atome). Le mouvement cosmique n’est donc pas, contrairement à ce que décrivent certains récits cosmogoniques (notamment sémitiques auxquels se rattachent les récits bibliques de la Création), une sorte de dissociation, une différenciation d’éléments préexistants qui se sépareraient progressivement, mais c’est plutôt, dit le scientifique, une suite de condensations localisées.

Le concept physique qui va régler l’apparition de ces différents niveaux d’organisation sera la température. En effet, pour rester agglutinés, les éléments d’un corps composite doivent avoir des vitesses relatives inférieures à une valeur critique au-dessus de laquelle ils peuvent s’arracher à l’attraction de leurs voisins. Aussi, au fur et à mesure de l’écoulement du temps et donc de la diminution de la température, une structuration de la matière en corps de plus en plus complexes va être rendue possible.

Cette histoire commence il y a environ quinze milliards d’années, à quelques milliards près. L’âge de ce commencement de l’histoire connue du cosmos, résulte de différents éléments d’observation(1). La physique ne dit pas qu’avant ces quinze milliards d’années il n’y avait rien. Elle dit seulement qu’il lui serait impossible d’en recueillir des signaux éventuels, le cas échéant. D’autre part, on considère que de tels signaux ne peuvent pas se propager plus vite que la lumière dans le vide. Le physicien va donc définir a priori un horizon de l’univers, c’est-à-dire une limite de ce qu’il peut connaître, comme étant tout ce qui est situé en-deçà de quinze milliards d’années-lumière(2). Là encore, la physique ne dit pas qu’il n’y a rien plus loin, mais seulement qu’elle n’a aucun moyen de répondre à la question.

Nous allons donner un bref aperçu d’une sorte de scénario standard d’évolution de l’univers. Tout d’abord, dans cette longue chaîne d’événements, il nous manque le tout premier maillon. Pendant les 10^-43 seconde(3) après le big bang nous ne savons pas décrire correctement l’interaction de gravitation d’un milieu aussi dense. Vers 10^-35 seconde va se passer un phénomène violent de dilatation explosive. Il est hors de propos de discuter ici les raisons qui ont amené les physiciens à mettre en avant ce phénomène. On dira seulement qu’il s’apparente à un retard dans une transition de phase un peu analogue à la surfusion de l’eau qui peut dans certaines conditions rester à l’état liquide en dessous de la température où normalement elle devrait geler. Cette “invention” fondée sur des considérations de physique des particules élémentaires, va permettre d’expliquer certains aspects de la théorie qui sans cela seraient totalement incompréhensibles dans une théorie du big bang, comme l’existence à un certain moment d’un univers en équilibre thermodynamique attesté par le fond de rayonnement mesuré par Penzias et Wilson dont nous avons parlé plus haut.

Les étoiles, des chaudières cosmiques

À 10^-6 seconde, des particules interagissant par interaction forte (l’interaction mise en jeu dans les noyaux des atomes) appelées quarks, vont se condenser en petits paquets pour former notamment les nucléons (sacs de trois quarks disponibles en deux modèles, le neutron et le proton). Vers 3 minutes, ces nucléons vont s’agglutiner pour former la demi-douzaine de noyaux les plus légers. C’est ce qu’on appelle la nucléosynthèse primordiale. Et on ne va pas plus loin dans la complexification avant environ 300 000 années. À ce moment-là, la température de l’univers passe en dessous d’à peu près 3000 °K. La matière qui formait un plasma peut alors exister sous forme électriquement neutre, c’est-à-dire que le noyau chargé positivement par Z protons peut garder autour de lui un nombre d’électrons juste égal à Z pour former un atome. L’univers cesse d’être opaque : la lumière peut s’échapper des atomes.

Pour fabriquer les éléments lourds nécessaires à la vie (tels que le carbone, l’azote, l’oxygène, etc.), il faudra attendre que des gaz de matière se condensent pour former des étoiles. Dans ce milieu stellaire, sorte de gigantesque “chaudron cosmique” analogue à une bombe H, vont se produire des réactions peu probables pendant une seconde, mais qui disposent de centaines de millions d’années pour advenir. C’est ainsi qu’on va synthétiser dans les innombrables étoiles, dont notre cher soleil, des noyaux de plus en plus lourds jusqu’au fer qui compte parmi ses isotopes l’élément le plus stable de tout l’univers. Après cela les étoiles sont à court de carburant thermonucléaire. Celles qui ont une taille suffisante, nettement plus grande que le soleil par exemple, vont s’effondrer sur elles-mêmes puis rebondir en une gigantesque explosion pendant laquelle se formeront les éléments les plus volumineux jusqu’à l’uranium. Le jeu de construction cosmique s’arrête définitivement dans cette région de noyaux. En effet dans ce cas, les charges des noyaux produisent une répulsion électrique si forte qu’elle contrebalance l’attraction de l’interaction forte. On assiste alors à une fission spontanée des gros noyaux, phénomène que l’on utilise en le provoquant avec de l’uranium ou du plutonium pour produire de l’énergie dans les centrales nucléaires. Une fois refroidies, ces cendres d’étoiles vont attirer des électrons et la palette complète des atomes est maintenant rassemblée. L’ère de la chimie est ouverte.

À une échelle de taille 10 000 fois plus grande que ce à quoi on avait assisté dans la synthèse des noyaux, va alors se produire un nouveau jeu de construction : des atomes vont se combiner pour former des molécules simples d’abord, puis de plus en plus compliquées pour arriver à des assemblages extraordinairement complexes. Et là, on est à pied d’œuvre pour une nouvelle étape, dans les sites astrophysiques où les conditions physico-chimiques sont favorables. La vie apparaît.

Des questions encore sans réponse…

Pour remonter le cours de cette histoire du cosmos, les efforts des physiciens vont employer deux types d’approches, vers l’infiniment grand et vers l’infiniment petit. Grand ou petit ne veulent rien dire, si on ne dit pas par rapport à quoi on les rapporte. Ici, bien entendu la référence est l’homme. C’est une caractéristique intéressante de notre époque qu’elle soit celle où l’effort de recherche de nos origines physiques va emprunter à la fois les chemins de l’astronomie et ceux de la physique des particules. En effet on va regarder le ciel, le plus loin possible, car comme dit Hubert Reeves, « voir loin c’est voir tôt ». Et on va se fabriquer sinon un petit big bang, au moins un petit morceau de matière très chaude et très dense, comme par exemple au CERN à Genève où on essaie de se placer avant la naissance des nucléons.

Alors peut-on dire que l’on a tout compris, que notre histoire du cosmos est écrite pour l’essentiel ? Certainement pas, et ce pour deux raisons. La première de ces raisons est qu’à l’intérieur même du cadre explicatif proposé, il y a des questions essentielles auxquelles on ne sait pas répondre. Par exemple, quelle valeur a la densité de l’univers ? C’est une question capitale. En effet, si elle est plus grande qu’une certaine valeur dite critique (correspondant à dix protons environ par m3), l’expansion finira par s’arrêter puis l’univers se recondensera sur lui-même, sinon la fuite de l’horizon continuera indéfiniment. Or le problème c’est que depuis les années trente on sait qu’on ne voit dans le meilleur des cas que 10 % de la masse de l’univers, et peut être moins. La recherche de la nature et de la masse de cette partie obscure de l’univers est au cœur de très nombreux efforts des astrophysiciens et des physiciens des particules. Et il y a bien d’autres problèmes ouverts comme le scénario de formation des galaxies, la compréhension de l’asymétrie matière-antimatière, sans parler du silence de la physique sur le tout début de l’histoire connaissable.

La deuxième raison mérite qu’on s’y arrête un instant. Ce que nous venons de survoler est une sorte de cadre standard de travail, c’est-à-dire qu’il est partagé par la plupart des spécialistes des domaines impliqués. Il y a des nuances sur des points plus ou moins importants (la date du big bang par exemple, ce qui n’est pas rien !) mais cela ne change pas l’allure de la théorie. En revanche majorité ne veut pas dire unanimité. Et la vérité ne s’obtient pas à la majorité. Elle ne s’obtient pas à l’unanimité non plus, et le fait d’être minoritaire n’entraîne pas nécessairement que l’on soit en train de revivre un nouveau procès de Galilée !

Croire à la théorie du Big Bang ?

Il faut avoir à l’esprit que toute théorie scientifique est vouée, par nature, à devenir obsolète. Donc, non seulement il n’est pas surprenant que des voix discordantes(4) se soient élevées ici ou là. C’est le contraire qui serait malsain. On n’a pas tout observé, loin s’en faut(5), des faits observés peuvent conduire à des explications différentes(6) et on ne sait pas aller au bout des modèles que l’on propose (comme pour le début du scénario standard par exemple). Pour autant il est une question qui n’est pas recevable, c’est de demander si on “croit” à la théorie du big bang ! Bien sûr que non, d’abord parce que ce n’est pas une affaire de foi mais surtout parce qu’on sait bien que, comme toute théorie scientifique, elle est appelée à disparaître dans une autre construction conjecturale et ainsi de suite. C’est ainsi. Et il est prudent d’en tenir compte quand on inclut dans une synthèse plus vaste de tels résultats scientifiques. Le rapport du discours scientifique avec la réalité est complexe, notamment par son côté inéluctablement situé dans une histoire.

(1) Vitesse relative de fuite des étoiles en fonction de la distance, répartition de la population stellaire à l’intérieur des galaxies, quantités relatives observées de variétés diverses d’un même élément chimique — les différents isotopes — dans l’univers, notamment.
(2) Une année-lumière étant la distance parcourue par la lumière dans le vide en une année, soit à 300 000 km/s.
(3) 10^-n veut dire 1 divisé par le chiffre composé d’un 1 suivi de n zéros, ainsi 10^-3 veut dire un millième, 10^-6 un millionième, etc.
(4) Venant de scientifiques qui ne sont pas les premiers venus, tels Hoyle.
(5) cf. par exemple le problème de la masse cachée.
(6) C’est le cas du décalage vers le rouge ou du fond de rayonnement de l’univers que les partisans d’un univers stationnaire interprètent aussi dans le cadre de leurs théories.

Ce texte est issu du numéro 142 de la revue Il est Vivant!