Les ouvrages de vulgarisation de l’auteur sont nombreux et appréciés. Celui-ci a pour objet la pathétique épopée que constitue la découverte du monde céleste. Il ne sera cité ici, pour mémoire, que les grands faits de cette histoire de l’astronomie, jusqu’à l’époque contemporaine. Mais l’accent sera mis sur l’état actuel de la connaissance de l’univers.

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L’astronomie est liée, dès l’origine, à l’astrologie religieuse. Puis elle se développe, dans le besoin de l’homme primitif de se conduire, de découvrir la Terre et dans celui d’interroger le Soleil, dispensateur de la vie aux premières plantes cultivées. À l’aube des temps historiques, la Grèce apporte les premiers éléments de la raison, souvent prise en défaut d’ailleurs, puisque s’opposent l’héliocentrisme d’Aristarque et le géocentrisme d’Apollonius. Notons cependant qu’Hipparque mesure la distance de la Terre à la Lune, qu’Ératosthène mesure un arc de méridien d’un degré et que Ptolémée écrit « la bible des astronomes », l’Almageste.

Par un effet assez inattendu, les « sommes », édifiées par les Romains de même que l’Almageste, sont cause d’un arrêt de la curiosité scientifique, donc du progrès, au Moyen-Âge. Les Arabes, héritiers par conquête militaire, de la science grecque, ne font que la transmettre. Pourtant Copernic, mais timidement et prudemment, énonce les grandes lois du système solaire. Le plus grand pas est fait, dans l’explication du ciel, par « les quatre grands », à la fin du XVI^e et au début du XVII^e siècle : Tycho Brahe est vraiment le « Seigneur des étoiles » ; Kepler fixe le plan du système solaire ; Galilée, « l’esprit libre », s’appuyant sur l’utilisation de la lunette, exprime, sur le ciel, les vérités essentielles ; Newton découvre la gravitation universelle.

Au cours des XVII^e et XVIII^e siècle l’objet de l’astronomie prend un sens plus précis : à la demande des grands navigateurs naît « l’astronomie de position ». En même temps s’étend l’inventaire du ciel. Huygens, à l’aide de ses extravagantes lunettes, découvre les anneaux de Saturne ; Cassini crée « l’astronomie physique » ; Roemer mesure la vitesse de la lumière ; Bradley fixe des positions stellaires ; Halley est à l’origine de l’étude « du passage » de Vénus de 1761, pour la détermination de la parallaxe du soleil, donc de sa distance.

La fin du XVIII^e siècle et le commencement du XIX^e sont riches en résultats qui préparent les développements de l’astronomie moderne. Deux noms dominent : ceux de Laplace et de Herschel. Déterministe et rationnel, le premier écrit la Mécanique céleste puis L’Exposition du Système du monde où apparaît la première mainmise des mathématiques sur les sciences. Autodidacte et amateur, le génie du second est surtout expérimental ; passionné d’observation, il adopte et construit lui-même des télescopes grâce auxquels il double l’empire régi par la loi de Newton, fait une abondante moisson d’étoiles doubles, de nébuleuses et « brise la barrière des cieux ». Mais Le Verrier vient étonner le monde. Uranus s’écarte de sa route ; sur la base de ces perturbations, par le seul calcul, Le Verrier prouve l’existence d’un nouvel astre, et le situe : c’est Neptune. On ne peut voir s’achever le XIX^e siècle sans citer les noms de Bessel, des Struve, de Henderson, de Lord Rosse. Par eux est complété et précisé le système solaire, plus large ouvert encore, l’empire des étoiles, et sont identifiées les nébuleuses spirales…

Mais le bond fait dans l’infini bouleverse les habitudes et les méthodes. « L’unité astronomique » (distance de la Terre au Soleil) devient trop courte ; on adopte « l’année-lumière » soit 63 290 unités astronomiques (plus tard est créé le « parsec » qui vaut 3,28 années-lumière). Dans le même temps des matériels et une méthode nouvelle permettent d’apporter des précisions et de développer considérablement notre connaissance des étoiles : la « photométrie ». Et, comme s’il fallait que le changement de millénaire dans la numération des siècles comportât une découverte sensationnelle, Kapteyn, par le simple dépouillement des informations transmises par tous les observatoires du monde, détermine les éléments essentiels d’une certaine structure de l’Univers : notre galaxie a la forme d’une galette bombée, la densité des étoiles augmente vers le centre, au voisinage duquel est le Soleil. Mais l’Univers n’est encore que notre galaxie, notre seule galaxie, dont la voie lactée nous représente la perspective… Toute la création tient dans cet ellipsoïde dont les moyens humains ont atteint les bords mais ne les ont pas dépassés.

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Le développement de l’astronomie contemporaine est caractérisé par l’étendue de plus en plus vaste de l’Espace exploré. Il est lié aux possibilités, sans cesse accrues, des matériels et à la découverte et la mise au point de méthodes nouvelles de détermination de la distance des étoiles. On sait que depuis 1753 (mesure de la distance de la Lune par La Caille et de Lalande) la méthode la plus courante est celle des parallaxes trigonométriques. Mais cette méthode s’acheminait vers une impasse : plus augmentaient les distances, plus petits étaient les angles (ce qui augmentait les risques d’erreur) jusqu’à devenir non mesurables. Nous devons citer sa limite : 300 années-lumière.

Sans doute avait-on, depuis longtemps, constaté qu’il se produisait des raies sombres dans le spectre classique de l’arc-en-ciel. Melvill, Wollaston, Eraunhofer, avaient apporté quelques précisions dans l’observation de ce phénomène, mais ils n’en avaient pas tiré les conséquences essentielles. Il revenait à Kirchhoff en 1359, de donner « un sens » à ces raies et de démontrer que, suivant leur nature, elles décèlent la présence du sodium, du fer, du magnésium, du calcium, du chrome, du cuivre, etc. L’importance de la découverte dépasse l’imagination : elle va permettre de faire l’analyse chimique des étoiles. Elle est exploitée avec la rapidité d’une traînée de poudre, puisque, dès 1864, Huggins donne les premières analyses spectrales, bientôt suivi par le père Secchi, qui, en quatre années, donne les caractéristiques de 4 000 étoiles. Encore une fois la photographie va multiplier les possibilités d’observation ; Draper ouvre la voie, précédant Pickering qui, plaçant le prisme devant l’objectif, prend plusieurs étoiles sur un même cliché. L’observatoire d’Harvard peut ainsi publier, en 1390, le catalogue Draper, renfermant 19 000 spectres, suivi en 1924, d’une nouvelle édition en renfermant 225 000.

On avait bien tenté (Pogson en 1854) de déterminer la distance des étoiles par photométrie. Mais cette méthode était pleine d’incertitude car elle reposait sur le postulat que toutes les étoiles avaient la même puissance lumineuse. Or, deux astronomes du Mont Wilson, Adams et Kohlschnetter, démontrent, en 1914, que la grosseur des étoiles, donc leur puissance lumineuse, pourrait être déterminée par l’étude de l’intensité relative de certaines raies du spectre. Immédiatement la méthode photométrique reprend toute sa valeur : d’après les spectres, on fixe l’éclat absolu, on mesure au photomètre l’éclat apparent ; il est facile de déterminer alors la distance (Méthode du carré inverse). En passant, soulignons ce que le mot « facile » peut avoir de relatif en astronomie. Pour fixer les idées, précisons que l’on exploite normalement le spectre d’étoiles très éloignées, dites « de seizième magnitude » ; or l’éclat apparent de ces étoiles correspond à ce que serait la lueur d’une bougie brûlant à Berlin et observée de Paris. Ajoutons que le spectre de ces étoiles a une dimension de 3 millimètres. Quoi qu’il en soit Adams se met en mesure d’appliquer sa méthode. Dès 1921, il publie une première liste de 1 646 distances stellaires. D’un seul coup la limite de 300 années-lumière est reportée à 3 000, et le volume de « la sphère observable » est multipliée par 1 000. Usons encore d’une comparaison, pour rendre tangibles les dimensions inhabituelles du champ ouvert à la connaissance de l’Espace : au siècle dernier, le plan de l’univers exploré eut tenu sur une carte de visite ; actuellement, il se développerait sur 250 km².

Le premier quart du XX^e siècle voit se développer les matériels d’observation. La lunette est portée à des qualités exceptionnelles. Certaines prennent figure de monstre, telle celle de Yerkès, dans laquelle la lumière, collectée par un objectif de plus d’un mètre de diamètre, est concentrée dans un oculaire d’un demi-centimètre. Mais la lumière, en traversant les lentilles, voit ses propriétés physiques altérées (aberrations chromatiques et sphériques) ce qui, dans le domaine de la spectroscopie, est intolérable. Aussi le télescope, qui ne présente aucun de ces inconvénients et permet de plus grands développements, détrône-t-il la lunette. La plus belle réalisation est celle du Mont Wilson, avec son fameux miroir taillé de 2,54 m. Mais ces matériels, et tous ceux qui leur sont liés, entraînent des dépenses considérables. L’astronomie devient une science de riches. Ceci explique le développement qu’elle prend aux États-Unis et l’attrait que ce pays exerce sur les astronomes du monde.

Les progrès, en astronomie, sont souvent imprévus. Pour le profane, ils sont vertigineux. Tel est le cas de la mesure de la distance des céphéides. On nomme ainsi les étoiles, constituant deux sortes de nuées, dites « nuages de Magellan », et visibles de l’hémisphère austral. Miss Leavitt observant certaines céphéides « variables », c’est-à-dire changeant régulièrement de luminosité, est amenée à constater que les variations ayant « la période » la plus longue étaient les plus brillantes. Elle établit une « relation » entre la période et l’éclat absolu. Connaissant l’éclat apparent et la période on peut donc déterminer l’éclat absolu. Photographions deux céphéides, ayant même période, mais dont l’une a un éclat apparent quadruple de l’autre. Ayant même période, nous le savons, elles ont même éclat absolu. Si l’une paraît quatre fois plus brillante que l’autre c’est qu’elle est deux fois plus rapprochée. Nous avons là une appréciation pleine d’intérêt, mais relative, car elle ne peut devenir un moyen de mesure que grâce à un élément de référence. Or, déterminer de telles distances n’est possible ni par la méthode de la triangulation ni par celle d’Adams. Hertzsprung suggère une méthode statistique basée sur la considération élémentaire suivante : plus une étoile est proche, plus elle nous paraît rapide. Reprise par Shapley cette méthode permet de déterminer la distance des céphéides les plus proches, celles dont la période est inférieure à un jour. Ainsi « R.R. de la Lyre » est trouvée éloignée de 80 parsecs. Sur ces bases, et en appliquant la méthode des « variables », l’étalonnage de toutes les céphéides est réalisé. Les étoiles du petit nuage de Magellan sont estimées à 106 000 années-lumière. Il apparaît immédiatement que la relation « période-luminosité » et son étalonnage doivent être regardés comme une grande victoire dans la conquête du ciel.

Les victoires, d’ailleurs, vont se succéder. Shapley rassemble ses efforts et utilise les moyens du Mont Wilson en vue de l’étude des « amas globulaires ». Ce sont des agglomérations d’étoiles d’apparence si dense qu’elles semblent un nuage lumineux. Lorsqu’il a la possibilité d’y découvrir des céphéides, l’astronome leur applique la méthode « période-luminosité ». Ces amas globulaires sont tantôt à 20 000, tantôt à 150 000 années-lumière. Mais une remarque fixe son attention : ils sont tous rassemblés dans un seul hémisphère. Comme ils sont, d’autre part, également distribués des deux côtés de la Voie lactée, Shapley en déduit qu’ils forment un système sphérique de 150 000 années-lumière de diamètre, le Soleil étant très loin du centre de ce système. Poursuivant son étude, il localise le centre de ce système vers le Sagittaire. Et la conclusion normale à laquelle il arrive est que, puisque le centre correspond avec la Voie lactée, c’est que ce système lui-même appartient à la galaxie. Ainsi, d’un seul coup, le mythe du soleil centre du monde s’effondre. L’unité de la galaxie est d’ailleurs confirmée par Oort à Leyde. Il en démontre le mouvement de rotation d’ensemble autour du Sagittaire, mouvement non pas uniforme, mais conforme à la loi de Kepler, les étoiles les plus proches du centre se déplaçant plus rapidement. En même temps que se révèle l’ordonnance du ciel, régi par des règles nouvelles, la recherche multiplie le dénombrement des étoiles. Jusqu’ici Hipparque en avait inventorié 1 026, Tycho Brahé 1 277, La Caille 9 776, de Lalande 47 000, Bessel 100 000, la « Bonner Durchmusterung » 500 000. Maintenant on peut en dénombrer 1 890 millions en allant jusqu’à la 21^e magnitude et Van Rhiyn et Seares estiment toutes celles de la galaxie à 30 milliards.

L’histoire de l’astronomie est comme un drame à rebondissements successifs : chaque acte découvre des situations nouvelles qui prolongent l’intérêt. Hubble, un des plus grands conquérants célestes, va nous ouvrir des horizons nouveaux. Il s’est passionné pour les « nébuleuses-spirales ». Or, les circonstances lui permettent de disposer du télescope de 2,54 m du Mont Wilson. Appliquant à la nébuleuse Andromède les règles de l’analyse spectrale, il acquiert la certitude qu’elle est de nature stellaire. Y ayant isolé des céphéides, il détermine leur distance : 900 000 années-lumière. Immédiatement il confirme cet ordre de grandeur en se tournant vers la nébuleuse du Triangle : 700 000 années-lumière ! Successivement, il calcule la distance de 18 nébuleuses : elles avoisinent le million d’années-lumière. Ces dimensions dépassant largement celles de notre galaxie, une certitude s’impose à lui : les nébuleuses-spirales sont des systèmes extérieurs à notre galaxie. Elles sont, elles-mêmes, autant de galaxies !

Mais, Hubble n’a pas fini de capter notre intérêt et de nous étonner. Dès 1885, on avait observé (sans en tirer de conséquence) une « nova » à l’intérieur d’une nébuleuse. Hubble reprend le problème et, par la méthode de photométrie, appliquée à ces « novae », il calcule la distance de nouvelles nébuleuses. Il pousse d’abord ses recherches jusqu’à 7 millions d’années-lumière. À cette distance il trouve un véritable « nid de galaxies », celui de la Vierge : 2 500 nébuleuses sont visibles. Utilisant des « novae » géantes, cent millions de fois plus brillantes que le Soleil, il pousse ses mesures à 250 M d’années-lumière. Pourtant, sur les plaques ultrasensibles du télescope, au-delà de ces novae, on voit des points brillants : ce sont d’autres galaxies, situées à environ 500 M d’années-lumière.

Lorsqu’une lumière se rapproche de nous aux vitesses astronomiques, on constate que les ondes lumineuses diminuent de longueur et que, par conséquent pour nos yeux (et pour le spectre) le jaune tend à faire place au bleu. C’est ce que l’on appelle « l’effet Doppler-Fizeau » du nom de deux physiciens, un Autrichien et un Français. C’est sur cette base que des astronomes ont calculé la vitesse, dite radiale, des étoiles. Slipher, avec une simple lunette de 60 cm avait constaté que la nébuleuse Andromède se rapprochait de la Terre à 300 km à la seconde, mais que toutes les autres spirales s’en éloignaient à des vitesses de l’ordre de 1 800 km/seconde. Hubble applique alors son télescope à l’étude de ce problème. À l’aide d’un spectrographe extrêmement lumineux on recueille des spectres de spirales jusqu’à 250 M d’années-lumière. La constatation qui s’impose est bouleversante : à part quelques proches spirales, toutes les galaxies s’éloignent de nous. Elles s’éloignent à vitesse croissante : plus elles sont éloignées, plus elles vont vite. Les vitesses constatées n’ont plus que des valeurs relatives : une spirale des Gémeaux (135 M d’années-lumière) fuit à 22 880 km/s ; à 240 M d’années-lumière la vitesse est de 40 000 km/s ; à 500 M d’années-lumière elle est de 84 000 km/s, etc. C’est le grand phénomène de la récession des galaxies. C’est l’univers en expansion. C’est un des importants problèmes d’exploration du ciel, mais dont l’énigme démontre pourtant une certaine infirmité de nos moyens.

N’est-ce pas maintenant le dernier acte ? Il n’y a pas de dernier acte en astronomie. C’est le régime des « suspens ». Véritable Deus ex machina, Baade relance l’intrigue au Congrès astronomique international de Rome eu 1952. Cherchant à vérifier la relation période-luminosité par les céphéides à longue période, il explore la nébuleuse Andromède pour y découvrir des variables du type R.R. Lyre afin de faire des comparaisons avec d’autres céphéides à longue variation. Ses efforts l’amènent à conclure qu’Andromène n’est pas à 750 000 années-lumière, mais bien à 1 500 000. C’est un coup de tonnerre… car toutes les mesures photométriques avaient été calculées sur Andromède. Il faut donc revoir toutes les distances extra-galactiques (pour notre galaxie elles restent valables). Dans quelques cas, il faut multiplier par 1,9, parfois par plus. Ainsi l’amas de la Vierge, estimé à 7 000 000 d’années-lumière passe à 22 M !

Mais, arrêtons-nous un instant. Faisons le point du drame. À chaque siècle suffit sa peine… Notre galaxie n’est plus une galette bombée mais une spirale, comme celle d’Andromède ou de la Grande Ourse. Elle a 100 000 années-lumière de diamètre et 16 000 d’épaisseur. Le centre est à 30 000 années-lumière du Soleil. Il s’échappe de ce centre deux spires criblées d’étoiles, entre lesquelles, approximativement, nous nous trouvons. L’ensemble tourne en 220 M d’années… Dans cette immensité le système solaire est infime. Et cette immensité de notre galaxie est elle-même de dimension insignifiante au regard de l’univers. En effet, tendons le bras : notre main cache 350 000 galaxies. Vertige !

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Il faut être reconnaissant à Pierre Rousseau de nous avoir fait vivre le drame, constamment renouvelé, de ces hypothèses, toujours remises en question. Peut-on lui reprocher de ne pas nous avoir fait de l’univers un tableau clair, où tout est bien ordonné et définitif ? Nos yeux, insuffisamment armés d’instruments de prospection, notre esprit constamment en quête, mais souvent surpris, décèlent des systèmes confus et fluctuants. La vérité d’aujourd’hui est déjà erreur demain. Fort heureusement ce tableau n’est pas sombre : il est éclairé par l’enthousiasme, la foi et la science des chercheurs, ces « chasseurs d’univers ». C’est, tout compte fait, le plus haut mérite de l’effort des savants et le résultat le plus réconfortant que ces étapes, dont chacune marque un nouveau triomphe de l’esprit et des vertus des hommes. Ceci prouve que, quoi qu’on en ait pensé, l’homme est autre chose qu’un « insecte éphémère et chétif ». ♦