Auteur : Sir James Jeans, MA, D. Sc., Sc. D., LL. D., FRS
[ p. 150 ] Nous avons exploré l’espace jusqu’aux profondeurs les plus lointaines que nos télescopes peuvent sonder ; nous avons exploré les subtilités des minuscules structures que nous appelons atomes, dont est constitué tout l’univers matériel ; nous souhaitons maintenant explorer le temps. La durée de vie individuelle de l’homme, et en fait la totalité de la période couverte par nos archives historiques – quelques milliers d’années tout au plus – sont toutes deux bien trop courtes pour être utiles à notre propos. Nous devons trouver des critères bien plus longs pour sonder les profondeurs du temps passé et sonder l’avenir.
Notre méthode générale sera celle que l’étude de la géologie a déjà rendue familière. Sans se laisser décourager par l’absence de preuves historiques directes, le géologue affirme que la vie existe sur Terre depuis des millions d’années, car des vestiges fossiles de vie ont été découverts sous des dépôts qui, selon lui, ont dû mettre des millions d’années à s’accumuler. En creusant successivement dans différentes strates, il explore le temps aussi fidèlement que le géographe qui parcourt la surface de la Terre explore l’espace. L’astronome peut utiliser une méthode similaire. Nous trouvons un effet, une qualité ou une propriété astronomique qui présente une accumulation ou une diminution continue, comme le sable dans la moitié inférieure ou supérieure d’un sablier ; nous estimons la vitesse à laquelle cette augmentation ou cette diminution se produit à l’instant présent, et aussi, si possible, la vitesse à laquelle elle a dû se produire dans les différentes conditions du passé. Cela devient alors une question, peut-être de simple arithmétique, [ p. 151 ] bien que peut-être de mathématiques plus compliquées, pour estimer le temps qui s’est écoulé depuis le début du processus.
Cette méthode est bien illustrée par le problème relativement simple de l’âge de la Terre.
La première tentative scientifique pour déterminer l’âge de la Terre fut faite par l’astronome Halley en 1715. Chaque jour, les rivières charrient vers la mer une certaine quantité d’eau, laquelle contient de petites quantités de sel en solution. L’eau s’évapore et, avec le temps, retourne aux rivières ; le sel, lui, ne le fait pas. Par conséquent, la quantité de sel dans les océans ne cesse d’augmenter ; chaque jour, ils contiennent un peu plus de sel que la veille, et la salinité actuelle des océans donne une indication de la durée de l’accumulation de sel. « Nous disposons ainsi d’un argument », déclara Halley, quelque peu optimiste, « pour estimer la durée de toutes choses. »
Cette ligne d’argumentation ne conduit pas à des estimations très précises de l’âge de la Terre, mais les calculs basés sur des données modernes suggèrent qu’il doit être de plusieurs centaines de millions d’années.
Des informations plus précieuses peuvent être obtenues à partir de l’accumulation de sédiments charriés par la pluie. Chaque année qui passe assiste à un nivellement de la surface terrestre. Le sol, qui se trouvait l’année dernière sur les pentes des collines et des montagnes, a maintenant été charrié par les pluies jusqu’au fond de rivières boueuses et est continuellement emporté vers la mer. La Tamise à elle seule charrie entre un et deux millions de tonnes de terre [ p. 152 ] vers la mer chaque année. Combien de temps l’Angleterre survivra-t-elle à ce rythme, et combien de temps a-t-elle déjà pu durer ? De notre vivant, nous avons vu de vastes étendues de terre autour de nos côtes se transformer en glissements de terrain, soit en s’effondrant entièrement dans la mer, soit en se rapprochant du niveau de la mer. Des sites aussi remarquables que les Needles, et même une grande partie de la côte sud de l’île de Wight, disparaissent sous nos yeux. Le géologue peut estimer la rapidité avec laquelle ces processus et d’autres similaires se produisent, et peut ainsi estimer depuis combien de temps la sédimentation est en cours pour produire l’épaisseur observée des couches géologiques.
Ces épaisseurs sont très grandes ; le professeur Arthur Holmes[1] donne les épaisseurs maximales observées comme suit :
| Épaisseur | Épaisseur |
|---|---|
| Précambrien | au moins 180 000 pieds |
| Ère paléozoïque (vie ancienne) | 185 000 |
| Ère mésozoïque (vie médiévale) | 91 000 |
| Ère cénozoïque (vie moderne) | 73 000 |
On peut se faire une idée générale de la vitesse à laquelle ces sédiments se sont déposés. Depuis le règne de Ramsès II en Égypte, il y a plus de 3 000 ans, les sédiments se sont déposés à Memphis à raison de 30 cm tous les 400 ou 500 ans ; l’excavateur doit creuser de 2 à 2 mètres de profondeur pour atteindre la surface de l’Égypte telle qu’elle était à l’époque du règne de Ramsès II. Le taux actuel de dénudation en Amérique du Nord est estimé à 30 cm tous les 8 600 ans ; des estimations similaires pour la Grande-Bretagne indiquent un taux de 30 cm tous les 3 000 ans. Avec des strates géologiques déposées à un rythme moyen de 30 cm tous les 1 000 ans, les 160 000 mètres de strates énumérées ci-dessus nécessiteraient plus de 500 millions d’années pour se déposer. À raison d’un pied tous les 4 000 ans, le temps serait d’environ 2 100 millions d’années.
Cette méthode d’estimation du temps géologique a été décrite comme le « sablier géologique ». Nous observons la quantité de sable qui s’est déjà écoulée, la vitesse à laquelle il s’écoule actuellement, et un calcul nous indique le temps écoulé depuis son écoulement initial. Cette méthode souffre du défaut habituel des sabliers : rien ne garantit que le sable ait toujours coulé à une vitesse uniforme. Les méthodes géologiques suffisent à démontrer que la Terre doit avoir des centaines de millions d’années, mais pour obtenir des estimations plus précises de son âge, il faut faire appel aux méthodes plus précises de la physique et de l’astronomie. Heureusement, les atomes radioactifs évoqués au chapitre précédent constituent un système d’horloges parfait, dont la fréquence, à notre connaissance, ne varie pas d’un cheveu d’une époque à l’autre.
Nous avons vu comment, avec le temps, une once d’uranium se désintègre en 0,865 once de plomb et 0,135 once d’hélium. Ce processus de désintégration est absolument spontané ; aucun agent physique connu dans l’univers ne peut l’inhiber ou l’accélérer, même infime. Le tableau suivant illustre sa vitesse de progression :
| Initialement : | 1 oz d’uranium | Sans plomb |
|---|---|---|
| Après 100 millions d’années | 0,985 oz d’uranium | 0,013 oz de plomb |
| „ 1000 „ | 0,865 „ | „ 0116 „ „ |
| „ 2000 „ | 0,747 „ | „ 0,219 „ |
| „ 3000 „ | 0,646 „ | „ 0,306 „ |
et ainsi de suite. Ainsi, une petite quantité d’uranium fournit une horloge parfaite, à condition que nous soyons capables de mesurer la quantité de plomb qu’elle a formée, ainsi que la quantité d’uranium encore présente, à tout moment. Lorsque la Terre s’est solidifiée, de nombreux fragments d’uranium étaient emprisonnés dans ses roches et peuvent maintenant être utilisés pour révéler l’âge de la Terre. Nous ne sommes pas en droit de supposer que tout le plomb trouvé associé à l’uranium a été formé par intégration radioactive. Mais, par un heureux hasard, le plomb formé par la désintégration de l’uranium est légèrement différent du plomb ordinaire ; ce dernier a un poids atomique de 207,2, tandis que le premier n’a qu’un poids atomique de 206,0. Ainsi, une analyse chimique de n’importe quel échantillon de roche radioactive montre exactement quelle quantité de plomb présent est du plomb ordinaire et quelle quantité a été formée par désintégration radioactive. La proportion de la quantité de plomb de ce dernier type par rapport à la quantité d’uranium encore survivante nous indique exactement depuis combien de temps le processus de désintégration est en cours.
En général, tous les échantillons de roche examinés racontent à peu près la même histoire, et l’horloge radioactive s’avère fixer le temps écoulé depuis la solidification de la Terre à 1 400 millions d’années ou plus. L’horloge ne peut nous dire depuis combien de temps la Terre a existé auparavant à l’état plastique ou fluide, car dans cet état antérieur, les produits de la désintégration étaient susceptibles de se séparer les uns des autres.
Aston a récemment découvert un nouvel isotope (voir p. 118) de l’uranium, appelé actino-uranium. L’uranium et son isotope ayant des périodes de désintégration différentes, leur abondance relative est en constante évolution. À partir du rapport entre les quantités de ces substances actuellement présentes sur Terre, Rutherford a calculé que l’âge de la Terre ne peut excéder 3 400 millions d’années, et est probablement bien inférieur.
[ p. 155 ] Ces deux estimations physiques du temps écoulé depuis la solidification de la Terre sont les suivantes :
| Origine | Âge |
|---|---|
| 1) Du rapport plomb-uranium dans les roches radioactives | Plus de 1400 millions d’années |
| 2) De l’abondance relative d’uranium et d’actino-uranium |
Moins de 3400 millions d’années |
Diverses méthodes astronomiques permettent également de déterminer le temps écoulé depuis la formation du système solaire. Dans ce cas, les « horloges » sont fournies par la forme des orbites des différentes planètes et satellites. Ces orbites ne changent pas à un rythme uniforme, mais leurs variations sont déterminées par des lois connues, de sorte que le mathématicien peut calculer les taux de variation dans les conditions passées et, par conséquent, en les totalisant, déduire le temps nécessaire pour établir les conditions actuelles. Les deux estimations suivantes sont dues au Dr H. Jeffreys :
| Méthode | Âge |
|---|---|
| 1) De l’orbite de Mercure | …De 1000 à 10 000 millions d’années. |
| 2) „ „ la Lune | …Environ 4000 millions d’années. |
Bien que ces différents chiffres ne permettent pas d’estimer avec précision l’âge de la Terre, ils indiquent tous que celui-ci doit être mesuré en milliards d’années. Si l’on souhaite fixer notre réflexion sur un nombre rond, 2 milliards d’années est probablement le meilleur choix.
Nous nous tournons maintenant vers le problème beaucoup plus difficile de déterminer l’âge des étoiles.
Nous ne l’aborderons pas par une attaque frontale directe, [ p. 156 ], mais partirons loin de notre véritable objectif. Commençons en fait par l’autre extrémité de l’univers et approfondissons un peu plus les propriétés d’un gaz.
Équipartition de l’énergie dans un gaz. Nous avons représenté un gaz comme un vol indiscriminé de molécules-balles. Celles-ci volent uniformément dans toutes les directions, se percutant occasionnellement, modifiant ainsi leur vitesse et leur direction de vol. Nous avons vu que l’énergie totale du mouvement ne diminue pas lors de telles collisions. Si la vitesse de l’une des molécules participant à une collision est limitée, celle de l’autre augmente de telle sorte que l’énergie perdue par l’une est récupérée par l’autre. L’énergie totale du mouvement est « conservée ».
Dans cette grêle de balles, imaginons que nous lancions un projectile beaucoup plus lourd, que nous pourrions appeler un boulet de canon, avec une vitesse environ égale à la vitesse moyenne des balles. Les énergies des différents projectiles sont proportionnelles conjointement à leur poids et au carré de leur vitesse. Ainsi, dans le cas présent, où les vitesses sont toutes sensiblement les mêmes, le gros projectile possède plus d’énergie que les balles, simplement en raison de son poids plus important. S’il pèse autant que mille balles, il possède mille fois plus d’énergie que chaque balle.
Pourtant, le lourd projectile ne peut continuer longtemps à se pavaner au milieu de ses compagnons plus petits avec mille fois plus d’énergie. Sa première expérience est de recevoir une grêle de balles sur sa poitrine. Très peu de balles l’atteignent dans le dos, car elles se déplacent à peu près à sa vitesse et peuvent donc difficilement le rattraper par derrière. De plus, même si elles le font, leurs coups sur son dos sont très faibles, car elles ne se déplacent guère plus vite que lui. Mais la pluie de coups [ p. 157 ] sur sa poitrine est sérieuse ; chacun d’eux tend à freiner sa vitesse et donc à diminuer son énergie. Et comme l’énergie totale du mouvement est conservée à chaque collision, il s’ensuit que, tandis que le gros projectile perd constamment de l’énergie, les petits doivent en gagner à ses dépens.
Combien de temps cet échange d’énergie durera-t-il ? Pourra-t-il, par exemple, se poursuivre jusqu’à ce que le gros projectile ait perdu toute son énergie et soit complètement immobilisé ? Le problème est celui du mathématicien, et il admet une solution mathématique parfaitement exacte, donnée par Maxwell dès 1859. Le gros projectile n’est pas privé de toute son énergie. À mesure que sa vitesse diminue, les conditions changent de toutes sortes de façons. En tenant compte de ce changement de conditions, nous constatons que l’énergie du gros projectile continue de décroître, non pas jusqu’à ce qu’il ait perdu toute son énergie, mais jusqu’à ce qu’elle ne possède plus autant d’énergie qu’une balle moyenne. À ce stade, les impacts des balles ont autant de chances d’augmenter que de diminuer l’énergie du gros projectile, de sorte que celle-ci finit par fluctuer autour d’une valeur égale à l’énergie moyenne des petits projectiles.
Maxwell, et d’autres après lui, ont en outre démontré que, quel que soit le nombre de molécules mélangées dans un gaz, et quelle que soit la différence de poids entre elles, leurs collisions répétées doivent finalement établir un état de choses dans lequel les grosses et les petites molécules, légères et lourdes, ont toutes la même énergie moyenne. C’est ce qu’on appelle le théorème d’équipartition de l’énergie. Cela ne signifie pas qu’à un instant donné, toutes les molécules ont exactement la même énergie ; un tel état de choses ne pourrait évidemment pas perdurer un instant, car la première [ p. 158 ] collision entre une paire de molécules le bouleverserait immédiatement. Mais en faisant la moyenne de l’énergie de chaque molécule sur une période suffisamment longue – disons une seconde, ce qui est une très longue période dans la vie d’une molécule, étant donné qu’au moins cent millions de collisions se produisent – nous constaterons que l’énergie moyenne de toutes les molécules est la même, quel que soit leur poids.
Le même théorème peut être énoncé sous une forme légèrement différente. L’air est constitué d’un mélange de molécules de natures et de poids différents : des molécules d’hélium très légères, des molécules d’azote bien plus lourdes, chacune pesant autant que sept molécules d’hélium, et des molécules d’oxygène encore plus lourdes, chacune pesant huit molécules d’hélium. Sous sa forme alternative, le théorème nous apprend qu’à tout instant, l’énergie moyenne de toutes les molécules d’hélium, malgré leur faible poids, est exactement égale à l’énergie moyenne des molécules d’azote, et que chacune de ces molécules est exactement égale à l’énergie moyenne des molécules d’oxygène. Les molécules les plus légères compensent leur faible poids par leurs vitesses de déplacement élevées. Des affirmations similaires sont bien sûr valables pour tout autre mélange de gaz.
La véracité du théorème est confirmée par l’observation de multiples façons. En 1846, Graham mesura les vitesses relatives de déplacement des molécules de différents types de gaz, en observant leur vitesse d’écoulement dans le vide à travers un orifice ; ces vitesses s’avérèrent telles que les énergies moyennes des différents types de molécules étaient précisément égales. Plus tôt encore, Leslie et d’autres avaient utilisé cette méthode pour déterminer les poids relatifs de différentes molécules, sans toutefois en comprendre pleinement la théorie sous-jacente. On peut donc admettre comme une loi naturelle bien établie qu’aucune molécule ne peut conserver en permanence plus d’énergie que ses semblables ; en ce qui concerne leurs énergies de mouvement, un gaz forme un état communiste parfaitement organisé dans lequel une loi, à laquelle elles ne peuvent se soustraire, contraint les molécules à partager leurs énergies de manière égale et équitable.
Sous réserve de légères modifications, la même loi s’applique également aux liquides et aux solides. Dans les liquides et les gaz, nous pouvons réaliser une expérience analogue à celle consistant à projeter notre boulet de canon imaginaire dans une pluie de molécules-balles et observer les événements. Prenons quelques grains de poudre très fine, de la gomme-gutte ou des graines de lycopode, par exemple, et les laissons jouer le rôle de supermolécules parmi les molécules ordinaires d’un gaz ou d’un liquide. Un microscope puissant montre que ces supermolécules ne sont pas complètement immobilisées, mais conservent une certaine vivacité de mouvement, car elles sont continuellement heurtées par les vraies molécules, plus petites et parfaitement invisibles. On dirait qu’elles sont affectées par une danse de Saint-Guy chronique, qui ne montre aucun signe de ralentissement avec le temps. Ces mouvements sont appelés « mouvements browniens », du nom du botaniste Robert Brown, qui les a observés pour la première fois dans la sève des plantes. Brown les interpréta d’abord comme la preuve de la présence d’une vie réelle dans les petites particules qu’elles affectaient, interprétation qu’il dut abandonner lorsqu’il découvrit que des particules de cire présentaient les mêmes mouvements. Dans une série d’expériences d’une finesse étonnante, Perrin observa, mais mesura aussi, les mouvements browniens de petites particules solides lorsqu’elles étaient heurtées par les molécules d’air et d’autres gaz, et en déduisit le poids des molécules de ces gaz avec une grande précision.
Équipartition stellaire de l’énergie. Revenons maintenant aux étoiles. Le théorème d’équipartition de l’énergie est vrai non seulement pour les molécules d’un gaz, d’un solide et d’un liquide ; il l’est aussi pour les étoiles. Les mathématiques s’appliquent aussi bien aux plus grands qu’aux plus petits, et un théorème prouvé vrai pour le plus petit des atomes l’est également pour les étoiles les plus prodigieuses, à condition bien sûr que les prémisses sur lesquelles il repose restent vraies et ne subissent pas de transfert du plus petit au plus grand de l’univers.
Or, les conditions nécessaires à la réalisation du théorème d’équipartition de l’énergie se révèlent étonnamment simples ; il est même difficile de croire que des conséquences aussi vastes puissent découler de conditions aussi simples. Elles ne se résument pratiquement qu’à une loi de continuité et à une loi de causalité ; autrement dit, l’état du système à tout instant découlera inévitablement de son état à l’instant précédent, ou, si l’on préfère, l’absence de libre arbitre entre les molécules, les étoiles ou les autres corps dont les mouvements sont en cause. Dans le contexte actuel de confusion autour des lois fondamentales de la physique, nous ne pouvons être totalement certains de la mesure dans laquelle ces conditions très simples sont remplies dans le problème moléculaire, bien que de nombreuses observations montrent clairement que la loi d’équipartition est valable, du moins avec une très bonne approximation, dans un gaz ordinaire.
D’un autre côté, il n’y a pas le moindre doute quant à ce qui détermine les mouvements des étoiles ; c’est la loi de la gravitation, chaque étoile attirant toutes les autres étoiles avec une force qui varie inversement au carré de leur distance. C’est la forme newtonienne de la loi, mais il est totalement indifférent, pour notre propos actuel, que nous utilisions la loi sous sa forme newtonienne ou einsteinienne ; pour les problèmes stellaires, les deux sont pratiquement indiscernables, et il existe de nombreuses preuves, notamment tirées des orbites observées d’étoiles binaires, en faveur de l’une ou l’autre. Le point essentiel est que, à partir de la seule hypothèse que les mouvements des étoiles sont régis par l’une ou l’autre de ces lois de la gravitation — ou, d’ailleurs, par toute autre loi similaire — nous pouvons prouver que le théorème d’équipartition de l’énergie est vrai pour ces mouvements. Aucune déclaration subtile de conditions exactes n’est requise ; la simple loi de la gravitation, ainsi que la supposition que les étoiles ne peuvent pas exercer leur libre arbitre quant à savoir si elles lui obéissent ou non, suffisent.
Il est important de bien comprendre ce que le théorème affirme précisément lorsqu’il est appliqué aux étoiles. Il n’affirme évidemment pas que toutes les étoiles du ciel ont la même énergie. Il n’affirme même pas qu’en moyenne, les étoiles lourdes du ciel ont la même énergie que les étoiles légères. Ce qu’il affirme, c’est que si nous plaçons un assortiment varié d’étoiles dans l’espace, alors, après avoir interagi les unes avec les autres pendant une durée suffisante (c’est le point essentiel), celles qui avaient initialement plus que leur juste part d’énergie auront été contraintes de céder leur excédent à des étoiles de moindre énergie, de sorte que l’énergie moyenne de tous les différents types d’étoiles finira nécessairement par s’équilibrer à long terme.
Dans le problème moléculaire, l’interaction entre les molécules se produit par l’intermédiaire de collisions, et l’équipartition de l’énergie s’établit, avec une très bonne approximation, après huit ou dix collisions avec chaque molécule. Dans l’air ordinaire, cela ne nécessite qu’une période d’environ un cent millionième de seconde.
Dans le problème stellaire, nous traitons de durées très différentes ; les collisions ne se produisent qu’à des intervalles de plusieurs milliards d’années. Si les étoiles ne redistribuaient leur énergie qu’au moment des collisions, on pourrait supposer qu’une approximation précise de l’équipartition de l’énergie ne serait atteinte qu’après huit ou dix collisions pour chaque étoile, ce qui nécessiterait un temps considérable. En réalité, un tel temps n’est pas nécessaire, car les nombreuses forces gravitationnelles, même entre des étoiles très éloignées, équilibrent l’énergie bien plus efficacement et rapidement que les très rares collisions directes. Chaque fois que deux étoiles passent, même assez près l’une de l’autre, au cours de leurs déplacements, chacune entraîne l’autre légèrement hors de sa trajectoire, et les directions et vitesses de mouvement des deux étoiles sont modifiées – plus ou moins fortement selon qu’elles passent très près l’une de l’autre ou qu’elles restent à une distance importante l’une de l’autre. En bref, chaque approche d’étoiles provoque un échange d’énergie, et après un temps suffisant, ces échanges répétés d’énergie aboutissent à ce que l’énergie totale soit partagée de manière égale, en moyenne, entre les étoiles, indépendamment des différences de poids.
Or, le nœud de la situation à laquelle tout cela a conduit, c’est que l’observation montre que les étoiles de poids différents se déplacent avec des vitesses moyennes différentes, ces vitesses moyennes étant telles que l’équipartition de l’énergie prévaut déjà parmi les étoiles - [ p. 163 ] pas absolument exactement, mais avec une assez bonne approximation.
La question de savoir combien de temps les étoiles ont dû interagir pour atteindre une telle condition devient désormais d’une importance absolument fondamentale, car la réponse nous indique l’âge des étoiles.
Vitesses stellaires. Nous avons déjà vu (p. 48) comment les étoiles qui forment des systèmes binaires peuvent être pesées, ces pesées révélant des poids allant d’environ cent fois le poids du Soleil à seulement un cinquième de son poids. Les vitesses de mouvement des systèmes binaires peuvent être mesurées exactement de la même manière que les vitesses des étoiles individuelles. Dès 1911, Halm, fort d’une accumulation de telles mesures devant lui, a souligné que les étoiles les plus lourdes se déplaçaient le plus lentement. Il a constaté qu’en moyenne, les étoiles les plus lourdes connues avaient approximativement la même énergie de mouvement que les plus légères, les vitesses élevées de ces dernières compensant à peu près la petitesse de leur poids, et a ainsi suggéré que les vitesses des étoiles, comme celles des molécules d’un gaz, pourraient être conformes à la loi d’équipartition de l’énergie. Il s’agissait apparemment d’un cas de mouvements browniens d’une ampleur stupéfiante.
Depuis lors, de nombreuses observations se sont accumulées, et une étude exhaustive menée par le Dr Seares au Mont Wilson en 1922 laisse peu de place au doute quant à la réalité des mouvements des étoiles, qui montrent une approximation assez proche de l’équipartition de l’énergie. Le tableau au verso présente le résultat final de la discussion de Seares.
Les étoiles sont d’abord classées selon les différents types de spectre que leur lumière présente lorsqu’elle est analysée dans un spectroscope.
| Type d’étoile | Poids moyen M (grammes) |
Vitesse moyenne C (cms.asec.) |
Énergie moyenne ½MC2 (ergs) |
Température correspondante (degrés) |
|---|---|---|---|---|
| Type spectral B 3 | 19,8 x l033 | 14,8 x l05 | 1,95 x l046 | 1,0 x l062 |
| « B 8,5 | 12,9 | 15,8 | 1,62 | 0,8 |
| " AO | 12,1 | 24,5 | 3,63 | 1,8 |
| « A 2 | 10,0 | 27,2 | 3,72 | 1,8 |
| « A 5 | 8,0 | 29,9 | 3,55 | 1,7 |
| « FO | 5,0 | 35,9 | 3,24 | 1,6 |
| « F 5 | 3,1 | 47,9 | 3,55 | 1,7 |
| « GO | 2.0 | 64.6 | 4.07 | 2.0 |
| « G 5 | 1,5 | 77,6 | 4,57 | 2,2 |
| " KO | 1,4 | 79,4 | 4,27 | 2,1 |
| « K 5 | 1,2 | 74,1 | 3,39 | 1,7 |
| " MO | 1,2 | 77,6 | 3,55 | 1,7 |
[ p. 164 ] Ces différents types d’étoiles ont des poids moyens très différents ; la deuxième colonne du tableau montre qu’ils présentent un écart de plus de 16 à 1. La troisième colonne, qui donne les vitesses moyennes de ces différents types d’étoiles, montre que les étoiles les plus lourdes se déplacent le plus lentement, et les plus légères dans l’ensemble le plus rapidement. La colonne suivante donne l’énergie moyenne de mouvement des différents types d’étoiles. Cela montre que la variation des vitesses est à peu près celle nécessaire pour que les énergies moyennes de tous les types d’étoiles soient égales. Une exception se produit certainement dans les deux premières lignes, qui se réfèrent aux étoiles les plus lourdes de toutes. En dehors de celles-ci, les dix lignes restantes montrent un rapport de 10 à 1 en poids, alors que l’écart moyen de l’énergie par rapport à la moyenne n’est que de 9 pour cent.
Nous voyons ainsi que les mouvements des étoiles montrent une réelle approche, et même une approche assez proche, de l’équipartition de l’énergie. La question qui se pose naturellement [ p. 165 ] est de savoir si cette égalité approximative d’énergie peut être attribuée à une autre cause qu’une interaction gravitationnelle prolongée entre les étoiles. Cette dernière agent pourrait sans aucun doute la produire, mais une autre chose pourrait-elle produire un résultat similaire ? La dernière colonne du tableau fournit la réponse. Elle indique les températures auxquelles un gaz devrait être porté pour que chacune de ses molécules ait la même énergie que les différents types d’étoiles. Ce calcul peut paraître absurde. Une étoile pesant des millions de millions de tonnes fonce dans l’espace à une vitesse d’environ 1 600 000 kilomètres à l’heure ; Cherchons-nous sérieusement à déterminer quelle température un gaz doit atteindre pour que chacune de ses minuscules molécules possède la même énergie de mouvement, le même pouvoir destructeur – car c’est à cela que se résume réellement l’énergie de mouvement – que l’étoile ? Ce calcul est indéniablement absurde, et il est censé l’être, car il conduit à une réduction à l’absurde. Si l’équipartition observée de l’énergie était provoquée par un agent physique, tel que la pression d’un rayonnement, le bombardement de molécules, d’atomes ou d’électrons à grande vitesse, cet agent devrait être à une température, ou en équilibre avec la matière, de l’ordre de celles indiquées dans la dernière colonne. Ces températures sont de l’ordre de 1062 degrés. Nous pouvons être pratiquement certains qu’une telle température n’existe pas dans la nature, d’où l’argument selon lequel l’équipartition observée de l’énergie ne peut avoir été provoquée par des moyens physiques et doit donc résulter d’une interaction gravitationnelle entre les étoiles.
L’âge des étoiles est alors simplement la durée nécessaire aux forces gravitationnelles pour produire une approximation aussi bonne de l’équipartition de l’énergie que celle observée.
[ p. 166 ] Le calcul de cette durée pose un problème complexe, mais loin d’être insoluble. Toutes les données nécessaires sont disponibles, et comme la méthode de calcul est bien comprise grâce à l’expérience antérieure en théorie des gaz, on peut faire confiance au mathématicien pour fournir une réponse fiable et raisonnablement exacte lorsqu’on la lui demande. Mais même sans son aide, on constate que la durée doit être très longue.
Laissons de côté les chiffres réels pour le moment, il nous sera peut-être plus facile de réfléchir en termes de maquette construite au premier chapitre (p. 88). Notre échelle était si petite que les étoiles étaient réduites à de minuscules grains de poussière ; nous avons constaté que l’espace est si peu peuplé d’étoiles que, dans notre maquette, les grains de poussière ont dû être espacés de plus de 200 mètres ; pour illustrer concrètement, nous avons constaté que la gare de Waterloo, avec seulement six grains de poussière restants, est plus peuplée de poussière que l’espace d’étoiles. Laissons maintenant la maquette prendre vie afin de représenter les mouvements des étoiles. Pour conserver les proportions, la vitesse des étoiles doit bien sûr être réduite dans la même proportion que les dimensions linéaires de la maquette. Dans ce modèle, le voyage annuel de la Terre autour du Soleil, soit 960 millions de kilomètres, se réduisait à une tête d’épingle d’un seizième de pouce de diamètre, soit, disons, un cinquième de pouce de circonférence. Comme les étoiles se déplacent dans l’espace à peu près à la même vitesse que la Terre sur son orbite, nous pouvons supposer que le voyage annuel de chaque grain de poussière dans notre modèle est également d’environ un cinquième de pouce. Ainsi, chaque grain de poussière se déplacera d’environ un pouce en cinq ans, soit environ 5 mètres en mille ans, soit un dix-millionième de la vitesse d’un escargot. Même si deux grains commençaient à se déplacer directement l’un vers l’autre, il leur faudrait environ 20 000 ans pour se rencontrer. Pendant combien de temps six particules de poussière, [ p. 167 ] flottant aveuglément dans la gare de Waterloo, se déplacent à ce rythme avant que chacun ait eu suffisamment de rencontres rapprochées avec d’autres grains de poussière pour que leur énergie de mouvement soit complètement redistribuée ?
Le mathématicien, effectuant des calculs précis concernant les poids, vitesses et distances réels des étoiles, constate que le degré d’approximation observé de l’équipartition de l’énergie montre que l’interaction gravitationnelle a dû perdurer pendant des millions de millions d’années, très probablement de 5 à 10 millions de millions d’années. Telle doit donc être la durée de vie des étoiles.
C’est une durée prodigieuse, et avant de l’accepter définitivement, nous pourrions bien chercher confirmation auprès d’autres sources. Pour estimer l’âge de la Terre, nous avons pu faire appel à toutes sortes d’horloges, astronomiques, géologiques et physiques ; heureusement, elles nous ont toutes rapporté la même chose. Dans le cas présent, seules les horloges astronomiques sont disponibles, mais heureusement, il n’en existe pas moins de trois, et là encore, elles s’accordent à dire à peu près la même chose.
Les orbites des systèmes binaires. Nous avons déjà vu (p. 47) comment les deux constituants d’un système binaire décrivent en permanence des orbites elliptiques fermées l’un autour de l’autre, car aucun ne peut échapper à l’emprise gravitationnelle de son compagnon. L’énergie peut résider dans le mouvement orbital de ces systèmes, ainsi que dans leur mouvement à travers l’espace. Et une analyse mathématique stricte montre qu’une longue succession d’attractions gravitationnelles provenant d’étoiles passantes doit finalement aboutir à une équipartition de l’énergie, non seulement entre les énergies de mouvement d’un système et d’un autre à travers l’espace, mais aussi entre les divers mouvements orbitaux dont chaque système binaire est capable. Lorsque cet état final de [ p. 168 ] Lorsque l’équipartition est finalement atteinte, les orbites des systèmes ne seront pas toutes semblables, mais on peut montrer que leurs formes seront distribuées selon une loi statistique assez simple[2]. Comme les orbites des systèmes réels ne se conforment pas à cette loi, il est clair que les étoiles n’ont pas encore vécu assez longtemps pour atteindre l’équipartition de l’énergie par rapport à leurs mouvements orbitaux. Il est impossible de discuter de la distance qu’elles ont parcourue sur la voie de l’équipartition sans connaître le ou les points de départ.
La question de l’origine des systèmes binaires sera abordée plus en détail dans le prochain chapitre. Pour l’instant, on peut dire qu’ils semblent apparaître de deux manières distinctes.
Pratiquement tous les corps célestes sont en rotation autour d’un axe. La Terre tourne sur elle-même toutes les 24 heures, et Jupiter toutes les 10 heures, comme le montrent le mouvement de la tache rouge et d’autres marques à sa surface. La surface du Soleil tourne tous les 26 jours environ ; nous pouvons suivre sa rotation en observant les taches solaires, les facules et autres éléments se déplaçant autour de son équateur. Des arguments théoriques permettent de supposer que le noyau central du Soleil tourne beaucoup plus vite, effectuant très probablement une rotation complète en relativement peu de jours. Et il est probable que toutes les autres étoiles du ciel soient également en rotation, certaines rapides, d’autres lentes. Nous verrons plus loin comment, avec l’âge, une étoile est susceptible de rétrécir, et ce rétrécissement entraîne généralement une augmentation de sa vitesse de rotation. Or, la théorie mathématique montre qu’il existe une vitesse de rotation critique qui ne peut être dépassée sans danger. Si l’étoile tourne trop vite [ p. 169 ] par mesure de sécurité, elle éclate simplement en deux, comme un volant d’inertie en rotation peut éclater s’il est entraîné à une vitesse trop élevée. C’est ainsi qu’une classe d’étoiles binaires apparaît. À quelques exceptions près, cette classe est identique à la classe des binaires spectroscopiques décrite au chapitre I (p. 52) ; les deux étoiles qui la composent sont généralement trop proches l’une de l’autre pour apparaître comme des points lumineux distincts dans le télescope, seules des preuves spectroscopiques nous indiquant que nous avons affaire à deux corps distincts.
Une autre classe de binaires, les binaires visuelles, qui apparaissent très nettement comme des paires de points lumineux au télescope, a probablement une origine différente. Nous verrons plus loin comment les étoiles naissent d’abord de condensations de gaz nébuleux, un banc entier naissant lors de la fragmentation d’une seule grande nébuleuse. Il arrive souvent que des condensations adjacentes soient si proches qu’elles ne peuvent échapper à l’emprise gravitationnelle de l’autre. Avec le temps, elles se réduisent à des étoiles normales, tandis que les forces gravitationnelles restent aussi puissantes qu’auparavant, et nous nous retrouvons avec une paire d’étoiles qui doivent voyager en permanence dans l’espace en double harnachement, car elles ne disposent pas d’une énergie de mouvement suffisante pour échapper à l’emprise gravitationnelle de l’autre. Ce mécanisme produit une classe de binaires exactement similaire à celle formée par la fragmentation d’étoiles isolées, à l’exception d’une énorme différence d’échelle. La distance entre les deux composantes d’un tel système doit être comparable à la distance originelle entre les condensations distinctes de la nébuleuse primitive d’où sont issues les étoiles, et est donc considérablement plus grande que la distance correspondante dans les binaires spectroscopiques, qui n’est comparable qu’au diamètre d’une étoile ordinaire brisée en morceaux. Ceci explique pourquoi les binaires visuelles apparaissent comme des paires distinctes de points lumineux, contrairement aux binaires spectroscopiques.
Dans l’état final d’équipartition de l’énergie, la forme des orbites sera, comme nous l’avons vu, distribuée selon une loi statistique définie. Cette loi de distribution est la même pour toutes les tailles d’orbite. En revanche, le temps nécessaire à l’équipartition de l’énergie pour que cette loi se réalise varie selon la taille des orbites ; il est bien plus long pour les orbites compactes des binaires spectroscopiques que pour les orbites plus ouvertes des binaires visuelles. La raison en est que les modifications de la forme d’une orbite sont simplement causées par la différence d’attraction gravitationnelle d’une étoile passante sur les deux composantes de la binaire. Si les deux composantes sont très proches l’une de l’autre, l’étoile passante exerce pratiquement les mêmes forces sur les deux. Ces forces affectent les mouvements des deux composantes exactement de la même manière, de sorte que le mouvement du système binaire dans son ensemble dans l’espace est modifié, mais la forme de l’orbite reste inchangée. L’étoile passante a une emprise sur le mouvement du binaire dans son ensemble, mais aucune sur les orbites des composantes. En revanche, lorsque les composantes sont éloignées, les forces gravitationnelles agissant sur elles peuvent être très différentes, ce qui peut entraîner une modification substantielle de la forme de l’orbite, même si la rencontre n’est pas très proche. Dans les binaires visuelles, où les composantes sont généralement distantes de plusieurs centaines de millions de kilomètres, le temps nécessaire pour établir la distribution finale des « excentricités », qui mesurent la forme des orbites elliptiques, est de l’ordre de plusieurs millions d’années, mais il est environ cent fois plus long pour les binaires spectroscopiques, beaucoup plus compactes.
[ p. 171 ] Le tableau suivant, compilé à partir de documents fournis par le Dr Aitken de l’observatoire Lick, montre la distribution observée des excentricités dans les orbites des binaires pour lesquelles des informations précises sont disponibles :
| Excentricité des orbites | Nombre observé de binaires spectroscopiques | Nombre observé de binaires visuelles | Nombre théoriquement attendu lorsque l’état final est atteint |
|---|---|---|---|
| 0 à 0,2 | 78 | 7 | 6 |
| 0,2 „ 0,4 | 18 | 18 | 18 |
| 0,4 „ 0,6 | 16 | 28 | 30 |
| 0,6 „ 0,8 | 6 | 11 | 42 |
| 0,8 „ 1,0 | 1 | 4 | 54 |
Examinons d’abord les binaires spectroscopiques. Sur les orbites observées, on constate que les faibles excentricités prédominent : pas moins de 78 sur 119 présentent une excentricité inférieure à un cinquième. Autrement dit, la plupart des binaires spectroscopiques ont des orbites quasi-circulaires. La théorie et l’observation montrent que lorsqu’une étoile se divise en binaire spectroscopique, les orbites des deux composantes doivent être quasi-circulaires, de sorte que le tableau des orbites observées ne fournit que très peu d’indices d’un changement progressif de forme de l’ensemble des orbites. En revanche, la dernière colonne du tableau indique la proportion d’orbites d’excentricités différentes à laquelle on peut s’attendre lorsque, le cas échéant, l’équipartition de l’énergie est finalement atteinte. Ici, les excentricités élevées, correspondant à des orbites très allongées, prédominent ; seule une orbite sur vingt-cinq est si quasi-circulaire qu’elle présente une excentricité inférieure à un cinquième.
En général, les nombres observés, présentés dans la deuxième colonne de la [ p. 172 ], ne présentent aucune ressemblance avec les nombres théoriques présentés dans la quatrième colonne. Autrement dit, les binaires spectroscopiques ne suggèrent aucune approche proche de l’état final, la plupart d’entre elles conservant la faible excentricité de leur orbite initiale. On devrait naturellement s’y attendre, puisque nous avons vu que des centaines, voire des milliards de millions d’années seraient nécessaires pour que ces orbites atteignent un état final d’équipartition, et les étoiles ne peuvent pas être aussi vieilles, car si elles l’étaient, leurs mouvements dans l’espace devraient présenter une équipartition absolument parfaite, ce qui n’est certainement pas le cas.
Passons maintenant à la troisième colonne : les binaires visuelles présentent une bonne approche de l’état final théorique jusqu’à une excentricité d’environ 0,6, mais pas au-delà. L’absence d’orbites à forte excentricité pourrait signifier que les forces gravitationnelles n’ont pas eu le temps de produire les excentricités les plus élevées, mais cela peut être attribué en partie, voire en totalité, au simple fait que les orbites à forte excentricité sont extrêmement difficiles à détecter par observation et à mesurer avec précision.
Il est donc clair que l’étude des mouvements orbitaux, comme celle des mouvements dans l’espace, suggère une action gravitationnelle s’étendant sur des millions de millions d’années. Dans chaque cas, une exception vient confirmer la règle. Dans le cas que nous venons d’examiner, elle est fournie par les binaires spectroscopiques, si compactes que leurs constituants peuvent défier l’action de la gravitation ; dans le premier cas, elle est fournie par les étoiles de type B, si massives, et peut-être aussi si jeunes, que les forces gravitationnelles d’étoiles moins lourdes n’ont pas encore beaucoup affecté leur mouvement.
Lorsque ces deux lignes de preuve sont examinées en détail [ p. 173 ], elles s’accordent à suggérer que l’âge général des étoiles est à peu près celui déjà indiqué, à savoir de cinq à dix millions de millions d’années.
Amas en mouvement. Un troisième élément de preuve, qui raconte à peu près la même histoire, peut être brièvement mentionné. Les groupes remarquables d’étoiles brillantes dans le ciel, tels que la Grande Ourse, les Pléiades et la Ceinture d’Orion, sont constitués pour la plupart d’étoiles exceptionnellement massives qui se déplacent en formation régulière et ordonnée au milieu d’un fouillis d’étoiles plus petites, tel un vol de cygnes au milieu d’une foule confuse de corbeaux freux et d’étourneaux. Les cygnes ajustent continuellement leur vol afin de préserver leur formation. Les étoiles ne le peuvent pas, de sorte que leur formation ordonnée doit, à terme, être interrompue par l’attraction gravitationnelle d’autres étoiles. Les étoiles les plus légères sont naturellement éliminées de la formation en premier, tandis que les étoiles les plus massives la conservent le plus longtemps. L’observation suggère que c’est ce qui se produit réellement dans un amas d’étoiles en mouvement ; en tout cas, les étoiles qui restent en formation ont généralement des poids bien supérieurs à la moyenne. Et, comme nous pouvons calculer le temps nécessaire pour éliminer les étoiles les plus légères, nous pouvons immédiatement en déduire l’âge de celles qui y restent.
Le résultat du calcul confirme ceux déjà mentionnés, de sorte que les trois horloges astronomiques disponibles indiquent toutes sensiblement la même heure. Elles concordent pour indiquer un âge de l’ordre de cinq à dix millions d’années pour l’ensemble des étoiles.
Une autre piste de recherche, qui sera mentionnée plus loin (p. 188) pointe à nouveau vers un âge similaire.
Il est peut-être un peu surprenant que cet âge se révèle bien plus long que celui de la Terre, bien qu’il n’y ait évidemment aucune raison positive pour que la Terre ne soit pas née durant les derniers instants de la vie des étoiles. Il est peut-être aussi un peu surprenant qu’il se révèle bien plus long que l’âge suggéré, très vaguement il est vrai, par les cosmologies de de Sitter et de Lemaitre. Si nous acceptons comme réelles les vitesses apparentes de récession des nébuleuses les plus lointaines, nous constatons que quelques milliards d’années de mouvement à leurs vitesses actuelles expliqueraient à peu près leur distance actuelle, de sorte qu’il y a quelques milliards d’années, les nébuleuses devaient être bien plus serrées les unes contre les autres qu’elles ne le sont aujourd’hui. Ceci est bien sûr très différent de dire que le temps écoulé depuis la création des nébuleuses ne peut être que de quelques milliards d’années, mais nous aurions pu raisonnablement nous attendre a priori à ce que les deux périodes soient au moins comparables.
Pour exprimer la difficulté sous une forme légèrement différente, une période de deux milliards d’années semble avoir fait une grande différence pour la Terre, et si les vitesses apparentes du mouvement nébulaire sont réelles, elle a fait une grande différence pour la disposition générale dans l’espace des grandes nébuleuses, de sorte qu’il est étrange que cela fasse si peu de différence pour les étoiles que nous devons postuler un âge mille fois plus grand avant de pouvoir expliquer leur état actuel.
Ces considérations peuvent suggérer que l’estimation de l’âge des étoiles qui vient d’être faite doit être acceptée avec prudence, voire avec suspicion. Pourtant, si nous la rejetons, tant de faits astronomiques restent en suspens sans aucune explication, et une grande partie de la structure de l’astronomie est bouleversée (voir p. 187, ci-dessous), que nous n’avons d’autre choix que de l’accepter et de supposer que les étoiles ont réellement vécu des millions de millions d’années.
[ p. 175 ]
Durant une période aussi vaste, le Soleil a vraisemblablement émis lumière et chaleur au moins aussi abondamment qu’aujourd’hui. De nombreuses preuves, sur lesquelles nous reviendrons plus tard, montrent en effet que les jeunes étoiles émettent davantage de rayonnement que les étoiles plus âgées, de sorte que, pendant la majeure partie de sa longue existence, le Soleil a dû émettre de l’énergie encore plus abondamment qu’aujourd’hui.
Si nos ancêtres ont réfléchi à la question, ils n’ont probablement rien vu de remarquable dans ce déferlement abondant de lumière et de chaleur, d’autant plus qu’ils n’avaient aucune idée de la durée prodigieuse de ce phénomène. Ce n’est qu’au milieu du siècle dernier, lorsque le principe de conservation de l’énergie a commencé à être clairement compris, que la source de l’énergie solaire est apparue comme une énigme scientifique d’une difficulté vraiment considérable. Le rayonnement solaire représentait évidemment une perte d’énergie pour le soleil, et, comme le principe de conservation démontrait que l’énergie ne pouvait naître du néant, cette énergie provenait nécessairement d’une source ou d’une réserve suffisante pour fournir d’énormes quantités d’énergie sur une très longue période. Où trouver une telle réserve ?
Le soleil émet actuellement un tel rayonnement que si l’énergie nécessaire était produite dans une centrale électrique hors du soleil, cette centrale devrait brûler du charbon à un rythme de plusieurs milliards de tonnes par seconde. Une telle centrale n’existe bien sûr pas. Le soleil dépend entièrement de ses propres ressources ; c’est un navire sur un océan vide. Et si, tel un tel navire, le soleil transportait sa propre réserve de charbon, [ p. 176 ] ou si, comme Kant l’imaginait, toute sa substance était constituée de charbon, de sorte que sa lumière et sa chaleur provenaient de sa propre combustion, le tout serait réduit en cendres et en scories en quelques milliers d’années au plus.
L’histoire des sciences recense une seule tentative d’expliquer l’énergie solaire comme provenant de l’extérieur. Nous avons vu comment l’énergie motrice d’une balle se transforme en chaleur lorsque sa vitesse est contrôlée. Un exemple astronomique du même effet est fourni par le phénomène familier des étoiles filantes. Ce sont des corps semblables à des balles qui tombent dans l’atmosphère terrestre depuis l’espace. Tant qu’un tel corps voyage dans le vide, sa vitesse de chute vers la Terre augmente continuellement, mais, lorsqu’il pénètre dans l’atmosphère terrestre, sa vitesse est freinée par la résistance de l’air, et l’énergie de son mouvement se transforme progressivement en chaleur. L’étoile filante devient d’abord chaude, puis incandescente, émettant la lumière vive qui nous la reconnaît. Finalement, la chaleur la vaporise complètement et elle disparaît, ne laissant derrière elle qu’une traînée momentanée de gaz lumineux. L’énergie motrice originelle de l’étoile filante a été transformée en lumière et en chaleur : la lumière qui nous la voit et la chaleur qui la vaporise finalement.
En 1849, Robert Mayer suggéra que l’énergie émise par le Soleil sous forme de rayonnement pourrait provenir de la chute continue d’étoiles filantes ou de corps similaires dans l’atmosphère solaire. Cette hypothèse est intenable, car un simple calcul montre qu’une masse de tels corps égale au poids de la Terre entière suffirait à peine à maintenir le rayonnement solaire pendant un siècle, et que l’afflux nécessaire pour maintenir le rayonnement solaire pendant 30 millions d’années doublerait son poids. Comme il est absolument impossible d’admettre que le poids du Soleil puisse augmenter à un tel rythme, l’hypothèse de Mayer doit être abandonnée.
En 1853, Helmholtz émit une théorie très similaire, la célèbre « hypothèse de contraction », selon laquelle le rétrécissement du Soleil libère l’énergie qui apparaît finalement sous forme de rayonnement. Si le rayon du Soleil diminue d’un mile, son atmosphère extérieure chute d’une hauteur d’un mile et libère ainsi autant d’énergie que le ferait un poids égal d’étoiles filantes tombant sur un mile et dont le mouvement serait freiné. Selon la théorie de Helmholtz, les différentes parties du corps solaire remplissaient les rôles que Mayer avait attribués aux étoiles filantes tombant de l’extérieur ; elles remplissaient ces mêmes rôles encore et encore, jusqu’à ce que le Soleil ait finalement rétréci au point de ne plus pouvoir rétrécir. Pourtant, la théorie de Helmholtz, comme celle de Mayer, ne résista pas à l’épreuve du calcul numérique. En 1862, Lord Kelvin calcula que le rétrécissement du soleil jusqu’à sa taille actuelle n’aurait guère pu fournir de l’énergie pour plus de 50 millions d’années de rayonnement dans le passé, alors que les preuves géologiques déjà observées (p. 151) montrent que le soleil a dû briller pendant une période énormément plus longue que cela.
Pour retrouver la source réelle de l’énergie solaire avec un quelconque espoir de succès, il faut renoncer aux conjectures et aborder le problème sous un angle nouveau. Nous avons vu (p. 120) comment le rayonnement transporte du poids avec lui, de sorte que tout corps émettant du rayonnement perd nécessairement du poids ; le rayonnement émis par un projecteur de 50 chevaux-vapeur emporterait, comme nous l’avons vu, du poids à raison d’environ un vingtième d’once par siècle. Or, chaque centimètre carré de la surface solaire est en réalité un projecteur d’environ 50 chevaux-vapeur, ce qui nous permet de conclure que le poids s’échappe de chaque centimètre carré de la surface solaire à raison d’environ un vingtième d’once par siècle. Une telle perte de poids paraît minime, jusqu’à ce qu’on la multiplie par la surface totale du Soleil (en pouces carrés). Il apparaît alors que le Soleil dans son ensemble perd du poids à un rythme supérieur à 4 millions de tonnes par seconde, soit environ 250 millions de tonnes par minute, soit environ 650 fois le débit de l’eau qui ruisselle sur le Niagara.
Les histoires passées du Soleil et des étoiles. Continuons la multiplication. Deux cent cinquante millions de tonnes par minute, c’est 360 000 millions de tonnes par jour. Ainsi, le soleil a dû peser 360 000 millions de tonnes de plus qu’hier à la même heure, et pèsera 360 000 millions de tonnes de moins demain à la même heure. Et 360 000 millions de tonnes par jour, c’est 131 millions de tonnes par an. Nous pouvons ainsi creuser aussi loin que nous le souhaitons dans le passé et sonder aussi loin que nous le souhaitons dans l’avenir. Mais nous rencontrons bientôt le problème habituel qui assaille tous les calculs de ce genre : le sable ne coule pas toujours à la même vitesse dans le sablier. La vitesse à laquelle le soleil perd du poids ne variera pas sensiblement d’aujourd’hui à demain, ni même sur un siècle ou un million d’années, mais il faut se garder d’aller trop loin. Si le Soleil continuait à rayonner précisément à son rythme actuel, une simple division montre qu’il durerait environ 15 millions de millions d’années, période pendant laquelle son dernier gramme de poids aurait disparu. Soit dit en passant, cela nous donne une idée précise de l’énorme poids du Soleil ; il pourrait continuer à déverser sa substance dans l’espace à un rythme 650 fois supérieur à celui de l’eau qui se déverse sur Niagara pendant 15 millions de millions d’années avant de s’épuiser.
Évidemment, cependant, nous ne pouvons effectuer nos calculs de cette manière simpliste et légère ; il serait absurde de supposer que la dernière tonne de matière du Soleil rayonnera de l’énergie au même rythme que sa masse actuelle, énorme de deux milliards de milliards de milliards de tonnes. Une série de recherches, qui ont abouti à un article publié par Eddington en 1924, a révélé que, de manière générale, la luminosité d’une étoile dépend principalement de son poids. Cette dépendance n’est ni très précise ni universelle, mais lorsqu’on nous connaît le poids d’une étoile, nous pouvons affirmer que sa luminosité est susceptible, avec un degré de probabilité élevé, de se situer dans des limites assez étroites. Par exemple, la plupart des étoiles dont le poids est presque égal à celui du Soleil ont à peu près la même luminosité que lui. En général, comme on pouvait s’y attendre, les étoiles légères rayonnent moins que les étoiles lourdes, mais aussi – et cela n’était pas prévisible – les différences de leurs rayonnements sont bien plus importantes que les différences de leurs poids. La loi que nous avons déjà constatée pour quelques étoiles voisines du Soleil est vraie, quoique dans un sens quelque peu différent, pour l’ensemble des étoiles : la puissance d’une bougie par tonne est maximale chez les étoiles les plus lourdes. Par exemple, une étoile moyenne pesant la moitié du poids du Soleil ne rayonne pas la moitié de l’énergie du Soleil : cette fraction est plutôt d’un huitième. Cette considération prolonge la vie future du Soleil, et même de toutes les étoiles, presque indéfiniment. Une sorte de parcimonie semble s’installer chez les étoiles dans leur vieillesse ; tant qu’elles ont beaucoup de poids à gaspiller, elles le gaspillent sans compter, mais elles réduisent leurs dépenses lorsqu’il ne leur reste plus grand-chose à dépenser. Le sable s’écoule lentement dans le sablier lorsqu’il n’en reste plus beaucoup.
De même, une étoile moyenne deux fois plus lourde que le Soleil ne rayonne pas seulement deux fois plus d’énergie que le Soleil ; elle en rayonne environ huit fois plus. Il est important de garder cela à l’esprit pour estimer la vie passée du Soleil ; l’observation raccourcit sa vie passée tout aussi sûrement que l’effet inverse allonge sa vie future. L’observation nous indique à quelle vitesse une étoile moyenne de poids donné dépense son poids sous forme de rayonnement. En supposant que le Soleil se soit comporté comme cette étoile moyenne typique à l’étape correspondante de son histoire passée, nous pouvons établir un tableau présentant l’évolution progressive de son poids au cours de sa vie. Voici quelques extraits de ce tableau :
| Heure | Poids |
|---|---|
| Il y a 2 000 000 000 d’années, le soleil avait | 1,00013 fois son poids actuel |
| 1 000 000 000 000 „ „ | 1,07 |
| 2 000 000 000 000 „ „ | 1,16 |
| 5 700 000 000 000 „ „ | double „ |
| 7 100 000 000 000 „ „ | 4 fois „ |
| 7 400 000 000 000 „ „ | 8 fois „ |
| 7 500 000 000 000 „ „ | 20 „ |
| 7 600 000 000 000 „ „ | 100 „ |
La première entrée représente approximativement le temps écoulé depuis la naissance de la Terre. Elle montre que, durant toute l’existence de la Terre, le poids du Soleil n’a varié que d’une fraction infime de la totalité. Par conséquent, il semble probable, bien que nous ne puissions naturellement en être certains, qu’à sa naissance, le Soleil était sensiblement le même qu’aujourd’hui, et qu’il est resté le même, à tous égards essentiels, tout au long de la vie de la Terre.
Pour parvenir à des conditions sensiblement différentes, il nous faut remonter à des éons lointains, bien au-delà de la naissance de la Terre. Nous sommes libres de le faire, car nous avons vu que la vie entière de la Terre n’est qu’un instant dans la vie des étoiles. Nous avons estimé cette dernière à quelque chose de l’ordre de 5 à 10 millions de millions d’années, et ce n’est qu’en remontant sur une fraction appréciable de ces longues périodes que nous constatons que le poids du Soleil diffère sensiblement de son poids actuel. Il nous faut, par exemple, remonter à plus de 5 millions de millions d’années pour trouver le Soleil avec le double de son poids actuel. Lorsque nous remontons beaucoup plus loin, un nouveau phénomène apparaît : le poids de notre hypothétique Soleil passé commence à augmenter par bonds. Avec le temps, sa masse commence à doubler, et plus que doubler tous les 100 milliards d’années, et on ne peut remonter jusqu’à 8 millions d’années sans postuler un soleil d’une masse incroyablement élevée. Le soleil a donc dû naître au cours des 8 derniers millions d’années.
Les chiffres exacts de notre tableau peuvent prêter à caution, mais il est indéniable que les étoiles très massives rayonnent leur énergie, et donc leur poids, avec une rapidité extraordinaire. Ce processus est si rapide que l’on peut négliger toute la période de la vie d’une étoile où elle pèse plus de dix fois le poids du Soleil ; elle se déroule à une vitesse fulgurante. Au-delà de tous les calculs détaillés, ce principe général fixe une limite précise à l’âge, non seulement du Soleil, mais aussi de toutes les autres étoiles. La limite supérieure de l’âge du Soleil se situe certainement aux alentours de 8 millions d’années.
Cela concorde assez bien avec l’âge général de 5 à 10 millions d’années attribué aux étoiles en général par d’autres calculs. Les calculs [ p. 182 ] se renforcent ainsi mutuellement, et il semble qu’au moins deux pièces du puzzle commencent à s’assembler de manière satisfaisante. Si toutes les étoiles du ciel étaient semblables au Soleil, nous pourrions être assez confiants dans les conclusions auxquelles nous sommes parvenus.
Malheureusement, des difficultés surgissent dès que l’on examine l’âge des étoiles dont le poids est actuellement plusieurs fois supérieur à celui du Soleil. Le tableau p. 164 montre qu’une classe d’étoiles (type spectral A 0) dont le poids est six fois supérieur au Soleil a des mouvements spatiaux qui respectent suffisamment la loi d’équipartition de l’énergie. À moins qu’il ne s’agisse d’une pure coïncidence (ce qui est peu probable, étant donné que d’autres groupes de poids légèrement inférieurs s’y conforment tout aussi bien), nous devons attribuer un âge de 5 à 10 millions de millions d’années à ces étoiles très massives. Or, une étoile moyenne de ce poids émet environ cent fois plus de rayonnement que le Soleil, ce qui signifie que son poids diminue de moitié tous les 150 milliards d’années. De toute évidence, ce processus ne peut avoir duré plus de 5 ou 10 millions de millions d’années.
Des étoiles encore plus lumineuses posent le problème sous une forme encore plus aiguë. L’étoile S Doradus, dans le Petit Nuage de Magellan, émet actuellement 300 000 fois plus de rayonnement que le Soleil. Alors que le Soleil déverse son poids dans l’espace à une vitesse de 650 Niagaras, S Doradus le déverse à une vitesse de 200 000 000 Niagaras ; tous les 50 millions d’années, elle perd un poids égal à celui du Soleil. Il est évidemment absurde d’imaginer que cette étoile ait pu perdre du poids à ce rythme pendant des millions de millions d’années.
Pour une étoile comme S Doradus, seules deux alternatives semblent possibles. Soit elle a été créée très récemment (à l’échelle des temps astronomiques), et se trouve donc encore au tout début de sa jeunesse prodigue, soit sa perte de poids a été en quelque sorte inhibée pendant la plus grande partie de son existence. De nombreux arguments s’opposent à l’hypothèse d’une création récente. L’étoile fait partie d’un nuage d’étoiles dont on devrait naturellement s’attendre à ce que tous les membres soient à peu près du même âge. Elle se trouve dans une région de l’espace où rien n’indique que des étoiles soient encore en train de naître. Et, même en acceptant l’hypothèse d’une création récente pour cette étoile particulière, nous ne parvenons toujours pas à expliquer comment les autres étoiles massives, figurant dans le tableau de la p. 164, peuvent être suffisamment vieilles pour que l’équipartition de l’énergie soit déjà établie.
Pour de nombreuses raisons, il semble préférable, et même presque inévitable, de supposer que ces étoiles très lumineuses et très lourdes ont été préservées d’une manière ou d’une autre du rayonnement énergétique, avec sa perte de poids rapide et conséquente, pendant la majeure partie de leur existence. En bref, nous supposons qu’il s’agit de cas de développement arrêté, dont le poids et l’apparence générale démentent également leur âge réel. Plus loin (p. 318) nous découvrirons un mécanisme physique qui explique très simplement et naturellement comment cela a pu se produire.
Si cette hypothèse est acceptée, elle éclaircit toute la situation. Dès lors que nous l’acceptons, nous sommes libres d’attribuer l’âge que nous voulons aux étoiles, et de choisir naturellement celui indiqué par la loi d’équipartition de l’énergie, du moins pour les classes d’étoiles qui se conforment à cette loi.
Les étoiles exceptionnellement lumineuses dont nous venons de parler sont des objets relativement rares dans le ciel. La grande majorité des étoiles ont des luminosités et des poids comparables, voire nettement inférieurs, à ceux du Soleil, et pour celles-ci, la difficulté ne se pose pas. En effet, l’hypothèse d’un développement arrêté s’effondrerait sous son propre poids si nous devions invoquer son aide pour de nombreuses étoiles ; elle est défendable simplement parce que nous en avons rarement besoin. Nous pouvons accepter le tableau de la p. 180 comme donnant l’histoire passée du Soleil avec une précision acceptable, fixant ainsi son âge à un peu moins de 8 millions d’années, et un tableau globalement similaire s’appliquerait à la plupart des étoiles du ciel.
Les âges de 5 millions de millions d’années ou plus que nous avons été amenés à attribuer aux étoiles impliquent qu’à sa naissance, le Soleil devait peser au moins le double, et plus probablement plusieurs fois, de son poids actuel. Pour chaque tonne qui existait dans le Soleil à sa naissance, il n’en reste aujourd’hui que quelques quintaux. Le reste de la tonne s’est transformé en rayonnement et, s’écoulant dans l’espace, a quitté le Soleil pour toujours.
Dans le chapitre précédent, nous avons eu l’occasion d’examiner la transformation du poids en rayonnement qui accompagne la désintégration spontanée des atomes radioactifs. L’exemple le plus énergétique de ce phénomène connu sur Terre est la transformation de l’uranium en plomb, où environ une partie sur 4 000 du poids total est transformée en rayonnement. Dans le Soleil, la fraction correspondante peut être la moitié, les neuf dixièmes, voire 99 %, mais, quelle qu’elle soit, elle dépasse certainement une partie sur 4 000. Ainsi, le processus par lequel le Soleil génère sa lumière et sa chaleur implique une transformation du poids de la matière en rayonnement bien plus énergétique que tout autre processus connu sur Terre.
Perrin et Eddington ont suggéré à un moment donné que ce processus pourrait être la construction de noyaux atomiques complexes [ p. 185 ] à partir de protons et d’électrons. L’exemple le plus simple et le plus probant, qui a été particulièrement étudié par Eddington, se trouve dans la construction du noyau d’hélium. Les constituants d’un atome d’hélium sont exactement identiques à ceux de quatre atomes d’hydrogène, à savoir quatre électrons et quatre protons. Si ces constituants pouvaient être réorganisés sans aucune transformation du poids de la matière en rayonnement, l’atome d’hélium aurait exactement quatre fois le poids de l’atome d’hydrogène. En réalité, Aston constate que le rapport des poids n’est que de 3,970. La différence entre ce chiffre et 4,000 doit représenter le poids du rayonnement émis lorsque, le cas échéant, l’atome d’hélium est construit par la coalescence de quatre atomes d’hydrogène. La perte de poids, une partie sur 130, est bien supérieure à celle observée lors des transformations radioactives, mais elle ne garantit pas pour autant une durée de vie suffisante aux étoiles. La transformation d’un soleil, initialement composé d’hydrogène pur, en un soleil entièrement composé d’hélium ne fournirait un rayonnement, au rythme actuel, que pendant environ 100 milliards d’années. Or, les preuves dynamiques de l’équipartition de l’énergie, etc., ainsi que d’autres preuves que nous examinerons plus loin (p. 188 ci-dessous), exigent une durée de vie bien plus longue pour les étoiles.
L’annihilation de la matière. La physique moderne ne peut suggérer qu’un seul processus capable de fournir une vie suffisamment longue à une étoile rayonnante ; c’est l’annihilation réelle de la matière. Diverses preuves démontrent que les atomes des étoiles très massives ne sont pas, pour la plupart, fondamentalement différents de ceux des étoiles moins massives. Ainsi, la cause première de la différence de poids entre une étoile lourde et une étoile légère n’est pas une différence de qualité des atomes ; c’est [ p. 186 ] une différence de leur nombre. Une étoile lourde ne peut se transformer en étoile légère que par la disparition réelle des atomes ; ceux-ci doivent être annihilés et leur poids transformé en rayonnement.
En 1904, j’ai attiré l’attention sur l’importante quantité d’énergie susceptible d’être libérée par l’annihilation de la matière : des charges électriques positives et négatives se précipitant ensemble, s’annihilant mutuellement et libérant leur énergie dans l’espace sous forme de rayonnement. L’année suivante, la théorie de la relativité d’Einstein a fourni un moyen de calculer la quantité d’énergie produite par l’annihilation d’une quantité donnée de matière ; elle a démontré que l’énergie est libérée à raison de 9 x 10 20 ergs par gramme, quelle que soit la nature ou l’état de la substance annihilée. J’ai ensuite calculé la durée de vie que cette source d’énergie permettait aux étoiles, mais les durées de vie calculées, en millions de millions d’années, semblaient supérieures aux données astronomiques disponibles à l’époque. Depuis lors, une accumulation continue de nouvelles preuves, en particulier celles discutées dans le présent chapitre, a été perçue comme exigeant des vies stellaires précisément de ces durées, avec pour résultat que la majorité des astronomes considèrent désormais l’annihilation de la matière comme la source la plus probable d’énergie stellaire.
D’autres considérations, outre celles mentionnées précédemment, indiquent que l’annihilation de la matière est le processus fondamental à l’œuvre dans les étoiles. S’il n’y avait pas d’annihilation de matière, une étoile ne pourrait modifier son poids que d’une petite fraction, comme par exemple la part sur 4 000 qui accompagne la désintégration radioactive, ou la part sur 130 qui résulterait de la formation d’atomes d’hélium à partir d’hydrogène. Une étoile conserverait son poids [ p. 187 ] pratiquement inchangé tout au long de sa vie. Cela imposerait bien sûr aux étoiles une durée de vie bien plus courte que celle que nous leur attribuons, car rien ne peut changer le fait que le Soleil perd 360 000 millions de tonnes de poids chaque jour en radiations, de sorte que si son poids ne varie pas beaucoup, il ne peut pas avoir rayonné longtemps.
Nous avons vu que, dans l’univers actuel, la luminosité d’une étoile dépend principalement de son poids. Si l’on suppose que les mêmes conditions ont toujours prévalu, alors les étoiles ayant conservé le même poids tout au long de leur existence devraient conserver approximativement la même luminosité, du moins jusqu’à épuisement de leur capacité de rayonnement. Sinon, contrairement à ce que l’on observe, on trouverait des étoiles de poids égal à celui du Soleil possédant tous les degrés de luminosité possibles. Ainsi, si l’on écarte l’hypothèse de l’annihilation de la matière, il devient nécessaire d’imaginer un mécanisme de contrôle, tel qu’il obligerait les étoiles ayant le poids du Soleil à toujours rayonner à peu près au même rythme que lui, au moins jusqu’à ce que l’épuisement les empêche de rayonner davantage, et de même pour les étoiles de tous les autres poids.
Il ne semble pas y avoir d’objection générale à l’hypothèse d’un tel mécanisme de contrôle, et de tels mécanismes ont d’ailleurs été préconisés par Russell et Eddington. Mais lorsque nous examinons un tel mécanisme en détail, nous rencontrons diverses objections que nous examinerons au chapitre V (p. 294), dont la principale est que les étoiles contrôlées par lui seraient, autant que nous le puissions voir, dans un état hautement explosif. Et dès que nous abandonnons l’hypothèse d’un tel mécanisme de contrôle, l’étroite dépendance observée de la luminosité au poids nous oblige à supposer que le poids d’une étoile diminue [ p. 188 ] à mesure que sa luminosité diminue, ce qui nous ramène immédiatement à l’annihilation de la matière.
Une autre considération allant dans le même sens peut être mentionnée ici. Nous avons vu que la « puissance-bougie par tonne de poids » est maximale dans les étoiles les plus lourdes. Conséquence immédiate : la perte de poids par tonne est la plus importante dans les étoiles les plus lourdes. Pendant le temps où une étoile massive perd un quintal par tonne, une étoile légère peut ne perdre que quelques kilos par tonne. Il en résulte que le passage du temps tend à égaliser les poids des étoiles. Ce principe explique sans doute en grande partie pourquoi les étoiles actuelles ne présentent pas de très larges variations de poids. Il conduit également à des conséquences intéressantes lorsqu’il est appliqué aux deux composantes d’un système binaire. Il montre qu’à mesure qu’un système binaire vieillit, ses deux composantes devraient continuellement devenir de plus en plus égales en poids. Ainsi, les deux composantes devraient différer moins en poids dans les binaires anciennes que dans les binaires jeunes.
Cette dernière conclusion peut être testée par l’observation. Concernant les binaires spectroscopiques, Aitken constate que le rapport des poids des deux constituants d’une binaire augmente d’environ 0,70 pour les systèmes jeunes de poids important à 0,90 pour les systèmes plus anciens dont les constituants sont à peu près semblables au Soleil. La direction du changement est celle prédite par la théorie ; l’ampleur du changement indique un intervalle de temps de l’ordre de millions de millions d’années entre les deux états concernés. D’autres astronomes ont étudié les problèmes correspondants posés par les binaires à éclipses et les binaires visuelles, et sont parvenus à des conclusions presque identiques. Les prédictions de la théorie semblent être confirmées par chaque type de système binaire séparément.
Dans l’ensemble, quelle que soit la direction dans laquelle nous essayons d’échapper [ p. 189 ] à l’hypothèse de l’annihilation de la matière, l’hypothèse alternative que nous avançons pour expliquer les faits semble nous ramener dans le temps à l’annihilation de la matière.
Il ne faut pas négliger le caractère révolutionnaire du changement que cette hypothèse introduit dans la science physique. Les deux pierres angulaires fondamentales de la physique du XIXe siècle, la conservation de la matière et la conservation de l’énergie, sont toutes deux abolies, ou plutôt remplacées par la conservation d’une seule entité qui peut être tour à tour matière et énergie. Matière et énergie cessent d’être indestructibles et deviennent interchangeables, selon le taux d’échange fixe de 9 x 1020 ergs par gramme.
Pourtant, vue sous un autre angle, cette hypothèse ne fait que pousser la physique un peu plus loin sur la voie qu’elle a déjà empruntée par le passé. La chaleur, la lumière et l’électricité se sont toutes révélées être des formes d’énergie ; l’hypothèse de l’annihilation ne fait qu’en ajouter une autre à la liste, de sorte que la matière elle-même devienne une forme d’énergie.
Selon cette hypothèse, toute l’énergie qui rend la vie possible sur Terre, la lumière et la chaleur qui maintiennent la terre chaude et produisent notre nourriture, et la lumière solaire emmagasinée dans le charbon et le bois que nous brûlons, si l’on remonte suffisamment loin dans le temps, proviennent de l’annihilation des électrons et des protons dans le Soleil. Le Soleil détruit sa substance pour que nous puissions vivre, ou, peut-être devrions-nous plutôt dire, avec pour conséquence que nous soyons capables de vivre. Les atomes du Soleil et des étoiles sont, en effet, des bouteilles d’énergie, chacune susceptible d’être brisée et de voir son énergie se répandre dans l’univers sous forme de lumière et de chaleur. La plupart des atomes avec lesquels le Soleil et les étoiles ont commencé leur vie ont déjà subi ce sort ; les autres sont sans doute destinés à le subir à terme. Les auteurs scientifiques d’il y a un demi-siècle se complaisaient dans la description pittoresque du charbon comme d’un « soleil en bouteille » ; Ils nous ont demandé d’imaginer le soleil comme étant embouteillé au moment où il tombait sur la végétation de la jungle primitive, et stocké pour être utilisé dans nos foyers après des millions d’années. Selon la vision moderne, nous devons le considérer comme du soleil ré-embouteillé, ou plutôt de l’énergie ré-embouteillée. La première mise en bouteille a eu lieu il y a des millions de millions d’années, avant l’existence du soleil et de la Terre, lorsque l’énergie a été initialement enfermée dans des protons et des électrons. Au lieu de considérer prosaïquement notre soleil comme un simple assemblage d’atomes, envisageons-le un instant comme un vaste réservoir de bouteilles d’énergie déjà stockées depuis des millions de millions d’années. Le soleil dispose de réserves si énormes de ces bouteilles, et la quantité d’énergie stockée dans chacune d’elles est si importante que, même après avoir rayonné lumière et chaleur pendant 7 ou 8 millions de millions d’années, il en reste encore suffisamment pour fournir lumière et chaleur pendant des millions de millions d’années encore.
Deux considérations quantitatives peuvent aider à mieux comprendre ces processus. Nous avons vu qu’au rythme actuel de fragmentation, le stock actuel d’atomes du Soleil durerait 15 millions de millions d’années. Cela signifie que chaque année, seul un atome sur 15 millions est brisé, une fraction qui peut paraître ridiculement petite pour produire les immenses effusions continues d’énergie du Soleil. Rappelons cependant que l’énergie qui se déverse continuellement de la surface du Soleil à un rythme d’environ 50 chevaux-vapeur par pouce carré est générée dans tout l’intérieur du corps solaire ; le flux d’énergie qui émerge d’un pouce carré de surface est la concentration de toute l’énergie générée dans un cône d’une section transversale d’un pouce carré, mais d’une profondeur de 705 000 kilomètres. Un tel cône contient environ 1033 atomes, et bien que seulement un sur 15 millions de millions soit brisé chaque année, il y a encore environ deux millions de millions d’atomes détruits chaque seconde.
Français Pourtant, la quantité d’énergie libérée par l’annihilation de la matière est assez surprenante ; elle est d’un ordre de grandeur entièrement différent de celle rendue disponible par tout autre traitement. La combustion d’une tonne du meilleur charbon dans de l’oxygène pur libère environ 5 x 1016 ergs d’énergie ; l’annihilation d’une tonne de charbon libère 9 x 1026 ergs, soit 18 milliards de fois plus. Dans la combustion ordinaire du charbon, nous ne faisons qu’écrémer la crème de l’énergie contenue dans le charbon, avec pour conséquence que 99,999999994 % du poids total reste sous forme de fumée, de cendres ou de cendres. L’annihilation ne laisse rien derrière elle ; c’est une combustion si complète qu’il ne reste ni fumée, ni cendres, ni cendres. Si nous, sur terre, pouvions brûler notre charbon aussi complètement, une seule livre permettrait à toute la nation britannique de fonctionner pendant quinze jours, feux domestiques, usines, trains, centrales électriques, navires et tout le reste ; un morceau de charbon plus petit qu’un pois permettrait au Maurétanie de traverser l’Atlantique et de revenir.
Des preuves purement astronomiques ont conduit à la conclusion que les atomes du Soleil et des étoiles sont continuellement annihilés. Nous avons ici une pièce du puzzle qui s’intègre parfaitement à celles que nous avons provisoirement assemblées au chapitre précédent. Comme nous l’avons vu, des recherches récentes en physique mathématique suggèrent que le rayonnement hautement pénétrant reçu sur Terre trouve son origine dans l’annihilation de la matière dans l’espace. Et la quantité de ce rayonnement reçu sur Terre [ p. 192 ] est si importante que nous avons dû supposer que l’annihilation sous-jacente de la matière était l’un des processus fondamentaux de l’univers ; nous découvrons maintenant que c’est probablement ce processus qui maintient le Soleil et les étoiles brillants et l’univers en vie.
Interprétation physique. Il vaut peut-être la peine d’essayer d’approfondir encore un peu plus la nature physique de ce processus d’annihilation de la matière, même s’il faut partir du principe que ce qui suit est spéculatif dans le sens où aucune confirmation observationnelle directe n’est actuellement disponible.
Nous avons vu (p. 135) comment la théorie électrodynamique en vigueur au siècle dernier exigeait que le noyau et l’électron de l’atome d’hydrogène se rapprochent de plus en plus l’un de l’autre au fil du temps, jusqu’à ce qu’ils finissent par fusionner. Lorsque cela se produisait, la charge négative de l’électron et la charge positive du noyau se neutralisaient mutuellement, et leur énergie se libérait dans un éclair de rayonnement semblable à l’éclair, ce qui indique que les charges négatives et positives de deux nuages d’orage opposés se sont rencontrées et neutralisées.
La théorie quantique la plus récente met un terme à ce mouvement dès que le noyau et l’électron se sont rapprochés à une distance de 0,53 x 10-8 centimètres l’un de l’autre, et maintient ainsi l’univers en activité (p. 135). D’autres arrêts sont également établis à 4, 9, 16, etc. fois cette distance, mais ici l’interdiction de progresser davantage n’est pas absolue. À ces distances plus longues, l’exigence de la théorie quantique « tu n’iras pas jusqu’ici et pas plus loin » semble être remplacée par « tu n’iras pas plus loin avant un long moment ». [ p. 193 ] Et il semble maintenant possible, d’après les données astronomiques, que l’interdiction à la distance plus courte ne soit pas non plus absolue. Du point de vue physique, rien n’est certain, bien qu’ici encore, il semble contraire aux conceptions plus récentes de la physique, telles qu’incarnées par la mécanique ondulatoire, qu’une telle interdiction absolue existe, que ce soit pour l’atome d’hydrogène ou pour d’autres atomes plus complexes. Peut-être, après une longue attente sur l’orbite la plus proche du noyau, l’électron est-il autorisé, voire encouragé ou contraint, à progresser ; il fusionne avec le noyau et un éclair de rayonnement naît dans l’étoile. Ceci fournit le mécanisme le plus évident d’annihilation des électrons et des protons, que les données astronomiques semblent exiger. Il est cependant clair qu’il s’agit d’une conception purement conjecturale du mécanisme ; nous reviendrons sur ce problème très complexe au chapitre V.
Si cette conjecture s’avère exacte, non seulement les atomes qui fournissent la lumière et la chaleur stellaires, mais aussi chaque atome de l’univers, sont voués à la destruction et doivent, à terme, se dissoudre sous l’effet des radiations. La Terre et les collines éternelles fondront aussi sûrement, quoique moins rapidement, que les étoiles.
Les tours couvertes de nuages, les palais magnifiques,
Les temples solennels, le grand globe lui-même,
Oui, tout ce dont il héritera se dissoudra,
Et… ne laissez pas un seul objet derrière vous.
Et si l’univers ne se résume à rien de plus que cela, continuerons-nous la citation :
Nous sommes tellement trucs
Comme les rêves se font; et notre petite vie
Est arrondi avec un sommeil,
— ou ne le ferons-nous pas ?