Les chercheuses d’étoiles

L’univers est immense et mystérieux. Au fil des siècles, des générations de chercheurs, de physiciens, d’astronomes ont observé le ciel pour mieux le comprendre. Parmi eux, quatre femmes méconnues ont fait des découvertes déterminantes au début du XXe siècle.

L’astrophysicienne Cecilia Payne comprend ce qu’il y a à l’intérieur des étoiles. À la même époque, Henrietta Leavitt, une autre astronome, invente une méthode pour mesurer les distances dans l’univers comme jamais auparavant. Quelques années plus tard, c’est Margaret Burbidge qui, avec plusieurs confrères, révèle les origines de la matière qui nous entoure. Enfin, au tournant des années 70, Vera Rubin jette les bases d’un des plus grands mystères de notre temps : la matière noire.

Ces femmes, souvent oubliées de l’histoire, ont bouleversé notre connaissance de l’univers. Partons à la rencontre de ces chercheuses d’étoiles et de leurs découvertes qui ont changé la face du ciel.

Tous les matins depuis des milliards d’années, le soleil se lève sur la Terre. Sa présence inévitable a bercé toutes les civilisations et inspiré la plupart des mythologies. Mais malgré cette omniprésence, la nature du soleil est restée un mystère pendant des millénaires. Impossible de savoir de quoi il est fait : il est si loin qu’on ne peut pas le toucher, pas le goûter, pas le sentir. Et c’est pareil avec toutes les autres étoiles du ciel.

Au XIXe siècle pourtant, le mystère de la nature des étoiles s’éclaircit. Et pour cela il a suffi de les regarder. Car pour chaque étoile, il existe un code-barres, un code-barres de lumière. La personne qui a compris comment lire les codes-barres, et qui a réussi à les interpréter complètement pour savoir ce qu’il y a dans les étoiles, c’est elle : Cecilia Payne.

La première chose que Cecilia Payne a dû faire pour étudier les étoiles, c’est quitter son pays. Car Cecilia est une femme, et elle vit en Angleterre en 1919. Or, en Angleterre en 1919, les femmes n’ont pas le droit de devenir chercheuse. Pour travailler, elle est donc obligée de partir aux États-Unis, où elle restera toute sa vie. Et c’est là-bas, à l’université de Harvard, qu’elle commence à étudier la composition des étoiles.

Pour comprendre comment elle a fait, il faut faire un détour par une technique fondamentale en astronomie : la spectroscopie. Le mot a l’air compliqué, mais le principe est simple.

Voilà l’idée : on prend un bout de verre triangulaire, et on fait passer à travers un rayon de lumière. Ce qui sort de l’autre côté, cette espèce d’arc-en-ciel, c’est le rayon de lumière décomposé. En gros, cela révèle toutes les couleurs contenues dans la lumière. C’est ce qu’on appelle le spectre.

Mais ce n’est pas tout. Refaisons la même expérience, mais cette fois-ci faisons d’abord passer la lumière à travers un gaz : de l’hydrogène par exemple. Le spectre n’est alors plus tout à fait le même : on voit apparaître des petits trous. En langage technique, on parle de raies d’absorption. Et si on met le tout dans un graphique qui mesure l’intensité des différentes couleurs, voilà ce que ça donne : les raies correspondent à des creux.

Ce qu’il se passe ici, c’est que l’hydrogène absorbe une partie des couleurs contenues dans la lumière. En étudiant les raies dans le spectre, on peut donc savoir que la lumière a traversé de l’hydrogène. Et c’est très pratique.

Mais ce qui est encore plus pratique, c’est que chaque gaz a des raies d’absorption différentes. Si on avait fait la même expérience avec de l’hélium par exemple, voilà ce qu’on aurait obtenu. Et si la lumière avait traversé les deux, hydrogène et hélium, on aurait obtenu ce spectre-là.

Ce que ça veut dire, c’est que même à distance, on peut étudier la nature d’un gaz simplement en le regardant, simplement en étudiant la lumière qui le traverse. Le spectre devient une sorte de code-barres que l’on peut décrypter.

Au XIXe siècle, avec ces outils, on a donc commencé à étudier ce que contiennent les étoiles. Et grâce à la spectroscopie, Cecilia Payne va pouvoir pousser très loin l’étude de l’atmosphère des étoiles, puisque une atmosphère, c’est un gaz, et qu’une étoile, ça émet de la lumière. Lorsque cette lumière nous atteint, une partie du spectre de l’étoile a donc été absorbée par l’atmosphère traversée.

La conséquence assez vertigineuse de ce phénomène, c’est qu’en multipliant les observations, on peut déduire ce qui est contenu dans l’atmosphère des étoiles alors que nous sommes à des milliards de kilomètres.

À l’époque de Cecilia Payne, dans les années 20, on a déjà observé plein de spectres d’étoiles. Et on distingue parmi toutes ces étoiles des catégories de spectres différentes. On les surnomme : O B A F G K M. Elles vont d’étoiles plutôt bleues à des étoiles plutôt rouges. Dans ces spectres, on trouve plein de raies d’absorption qui correspondent à plein d’éléments différents.

Prenons le soleil par exemple : ici il y a des traces de fer, de magnésium et de sodium. Bref, on détecte beaucoup de choses. Et c’est à cause de ce spectre solaire qu’à cette époque, la communauté scientifique est persuadée que les étoiles sont un peu comme la Terre : on y trouve de tout et dans les mêmes proportions.

Mais les découvertes de Cecilia Payne vont bouleverser cette croyance.

Le premier bouleversement concerne la température des étoiles. Pour le comprendre, il faut d’abord saisir une petite notion de physique atomique : la différence entre un atome et un ion. C’est assez simple : un atome de base est constitué, entre autres, d’un certain nombre d’électrons. Un ion, lui, est comme cet atome, mais il a perdu ou gagné des électrons.

Revenons aux étoiles. L’hypothèse de départ sur laquelle s’appuie Cecilia Payne, c’est que la chaleur a tendance à transformer les atomes en ions. De plus, certains d’entre eux vont apparaître dans le spectre de l’étoile plus facilement à certaines températures.

À partir de là, Cecilia Payne fait des calculs théoriques et compare ces résultats au spectre des différents types d’étoiles. Et c’est là qu’elle fait sa première découverte : les sept types de spectres O B A F G K M correspondent à des températures. Les étoiles plutôt bleues sont chaudes, et les étoiles plutôt rouges sont froides. C’est un peu pareil que lorsqu’on chauffe un bout de métal : au départ il est rouge, et plus on le chauffe, plus il tend vers le bleu.

À partir de cette première conclusion, Cecilia Payne fait une deuxième découverte : les étoiles sont certes constituées des mêmes éléments que la Terre, comme le pense la majorité de la communauté scientifique, mais la répartition de ces éléments est très loin des proportions qu’on pouvait imaginer.

Pour le comprendre, Cecilia Payne s’appuie encore une fois sur la température des étoiles. Ce qu’elle observe, c’est qu’à une température donnée, l’intensité des raies dans le spectre des étoiles peut être plus ou moins grande. Et c’est précisément cette variation de l’intensité qui permet de renseigner sur l’abondance de l’élément auquel correspondent les raies.

C’est ainsi que Cecilia Payne peut préciser la composition des étoiles. Sa conclusion est la suivante : l’hélium et surtout l’hydrogène dominent largement.

Pour se donner une idée, on sait aujourd’hui qu’il y a en proportion 200 000 fois plus d’hydrogène dans les étoiles que sur Terre. Le soleil par exemple est constitué de près de 74 % d’hydrogène et de 25 % d’hélium. Le reste représente à peine plus d’un pour cent de sa masse.

Cette nouvelle est une révolution. Et cela signifie que l’essentiel de la matière visible dans l’univers tout entier est de l’hydrogène. Les éléments qui constituent la Terre, comme le fer, le carbone, l’oxygène, ne sont qu’une goutte d’eau dans l’océan cosmique.

Le problème avec les idées révolutionnaires, c’est qu’elles sont parfois mal accueillies. Alors quand, en 1925, Cecilia Payne fait relire ses travaux à son patron, il a un doute. Il envoie alors la chose à son ancien professeur Henry Russell, qui à l’époque est une star de l’astronomie.

Et Henry Russell n’est pas du tout d’accord. Il n’est tellement pas d’accord que Cecilia Payne finit par nier ses propres conclusions. Et c’est ainsi que dans sa thèse on retrouve cette phrase :
« Bien que l’hydrogène et l’hélium soient manifestement très abondants dans les atmosphères stellaires, ces valeurs doivent être considérées comme fallacieuses. »

L’ironie, c’est que quatre ans plus tard, en 1929, le même Henry Russell écrit un article qui arrive aux mêmes conclusions que Cecilia Payne :
« Il est finalement estimé que l’atmosphère du soleil contient 60 % d’hydrogène. Cette grande abondance permet d’expliquer un certain nombre de faits astrophysiques qui étaient jusqu’à maintenant déroutants. »

Aujourd’hui, on sait que les étoiles sont faites principalement d’hydrogène. Mais peu de gens se souviennent que c’est en grande partie grâce à Cecilia Payne.

Aujourd’hui, on sait que les étoiles sont faites principalement d’hydrogène. Mais peu de gens se souviennent que c’est en grande partie grâce à Cecilia Payne.

Sur Terre, quand on veut savoir à quelle distance se trouve quelque chose, c’est facile : il suffit de se déplacer jusqu’à ce quelque chose et de mesurer.

Avec les étoiles du ciel, c’est plus compliqué : on ne peut pas y aller. Aujourd’hui pourtant, on connaît assez bien la distance entre la Terre et une grande quantité d’étoiles. On sait aussi quelle est la taille de notre galaxie, et on a même réussi à mesurer le diamètre de l’univers observable.

Le plus fou, c’est que pour faire toutes ces mesures, il n’a pas fallu grand-chose : il a principalement suffi d’un outil, des étoiles qui clignotent.

Pendant des siècles, il n’y avait qu’une méthode pour mesurer les distances entre les étoiles : la parallaxe. En gros, elle consiste à observer une étoile proche un jour donné, puis d’attendre six mois et de l’observer à nouveau. Entre-temps, la Terre a bougé, et l’angle de vision qu’on a de l’étoile aussi. La conséquence, c’est que les étoiles en arrière-plan de celle qu’on observe ne sont plus les mêmes. À partir de là, en prenant en compte la distance parcourue par la Terre et les angles d’observation, on peut déduire la distance.

Cette méthode est très pratique, mais à l’origine elle ne permet que de mesurer les étoiles proches de la Terre, en gros celles qui sont à quelques dizaines d’années-lumière. À l’échelle de l’univers, c’est la porte à côté.

Pour mesurer vraiment plus loin, jusqu’à des millions d’années-lumière, il faut donc des étoiles qui clignotent. Et la première personne qui a compris comment utiliser ces étoiles est née au XIXe siècle : elle s’appelle Henrietta Leavitt.

Henrietta Leavitt a deux particularités :

1. elle est très douée pour observer les étoiles ;
2. c’est une femme.

C’est pour ces deux raisons qu’elle est recrutée en 1895 à l’observatoire de Harvard : parce qu’à cette époque l’observatoire travaille intensivement à la classification des étoiles, et puis comme les femmes sont moins bien payées que les hommes, ça permet de faire des économies.

À Harvard, la mission d’Henrietta Leavitt consiste à étudier la luminosité des étoiles. Et au cours de ces observations, elle découvre des étoiles un peu particulières, dont la luminosité varie au fil du temps et à intervalles réguliers. Ces étoiles qui clignotent seront plus tard baptisées céphéides.

En 1908, après avoir observé plusieurs céphéides, Henrietta Leavitt a une intuition : elle se dit qu’elles pourraient permettre de mesurer les distances dans l’univers.

Pour comprendre comment ça marche, il faut saisir une première chose importante : la différence entre luminosité intrinsèque et luminosité apparente. Pour cela, prenons deux ampoules d’une puissance de 50 watts. Mettons la première ampoule à un mètre, et l’autre un peu plus loin. Celle qui est plus loin semble alors moins brillante que l’autre : cette lumière diminue et on l’appelle le flux apparent.

Et c’est là que les choses deviennent intéressantes : grâce à la luminosité des ampoules, on peut calculer leurs distances. Le principe est le suivant : lorsque l’ampoule s’éloigne, son flux apparent diminue, mais il ne diminue pas n’importe comment : cette diminution correspond au carré de la distance entre la lumière et celui qui l’observe.

Dans notre exemple, l’ampoule est éloignée de 5 m. Le carré de cette distance, 5 × 5, donne 25. L’ampoule éloignée a donc un flux apparent 25 fois plus petit que celui de l’ampoule proche. Ce que ça veut dire, c’est qu’en comparant le flux apparent de l’ampoule et sa luminosité intrinsèque, on peut déduire la distance à laquelle elle se trouve.

On pourrait faire la même chose avec les étoiles pour calculer leurs distances, mais il y a un gros problème : contrairement aux ampoules, la luminosité intrinsèque d’une étoile n’est pas marquée dessus. Alors comment faire ?

C’est précisément à ça que servent les céphéides d’Henrietta Leavitt. Voilà le principe : les céphéides sont des étoiles qui clignotent, mais pas toutes au même rythme. En fonction des étoiles, les périodes entre luminosité maximale et minimale peuvent durer de un jour à plusieurs semaines. Et c’est ça qui est fondamental : la durée des périodes est directement liée à la luminosité intrinsèque des étoiles.

Autrement dit : plus le clignotement d’une céphéide est long, plus sa luminosité intrinsèque est élevée, et inversement.

Henrietta Leavitt peut le comprendre parce que l’essentiel des céphéides qu’elle observe se trouve dans une galaxie proche de la Terre : le petit nuage de Magellan. Ces céphéides sont donc à peu près à la même distance de nous. Cela veut dire que si l’une d’entre elles paraît plus brillante qu’une autre, c’est que sa luminosité intrinsèque est plus forte : ce n’est pas un effet de distance.

Conclusion : à une période de clignotement précise correspond une luminosité intrinsèque précise. C’est la relation période-luminosité.

Grâce à cela, on peut faire avec une céphéide la même chose qu’avec les ampoules : il suffit d’observer la période de variation de l’étoile, on en déduit sa luminosité intrinsèque, et il n’y a plus qu’à mesurer à quel point la luminosité apparente qu’on en perçoit est modifiée pour calculer la distance.

Mais il reste un problème : pour que la méthode fonctionne, il faut calibrer cette relation période-luminosité. Autrement dit : il faut définir la distance d’au moins une céphéide pour connaître sa luminosité intrinsèque. Avec cette première mesure, on pourra alors déduire les luminosités intrinsèques des autres céphéides et donc leurs distances.

Mais ce travail d’étalonnage, ce n’est pas Henrietta Leavitt qui l’a fait : son supérieur hiérarchique lui retire la tâche et c’est un homme qui va se pencher sur la question : l’astronome Ejnar Hertzsprung (dans ton texte : “aznar…”, mais l’idée est celle-ci). Il utilise ce qu’on appelle la parallaxe statistique : une méthode de parallaxe particulière qui, contrairement à la parallaxe classique, permet de mesurer des distances un peu plus grandes.

Il réussit à calculer la distance de plusieurs céphéides bien plus proches que celles observées par Henrietta Leavitt dans le nuage de Magellan. Connaissant désormais la distance de ces étoiles et leur luminosité apparente, il peut en déduire leur luminosité intrinsèque. Il ne reste plus qu’à associer ces luminosités intrinsèques à leurs périodes de clignotement : ça y est, la relation période-luminosité est calibrée.

Grâce à cela, Hertzsprung mesure par exemple la distance du petit nuage de Magellan et il trouve trente mille années-lumière. Au départ évidemment les mesures sont imprécises. D’ailleurs, cent ans plus tard, on sait que le petit nuage de Magellan est en réalité à 190 mille années-lumière. Les outils d’observation et les mesures se sont donc bien améliorés au fil du temps, et ils permettent aujourd’hui de mesurer les distances dans l’univers jusqu’à 100 millions d’années-lumière.

Mais les étoiles qui clignotent ne se contentent pas de permettre la mesure des distances : elles ont littéralement bouleversé le monde de l’astronomie, et cela d’au moins deux manières.

D’abord, c’est grâce aux céphéides qu’on a découvert qu’il existe d’autres galaxies que la nôtre dans l’univers. Jusque dans les années 20, on n’en était pas sûr du tout. Cette tâche dans le ciel par exemple, on pensait à l’époque que cela pouvait être un banal amas d’étoiles. Sauf que dans cette tâche justement, on a trouvé des céphéides. Et selon ces céphéides, cette tâche était très loin de nous. En réalité, ce “amas d’étoiles” c’est une galaxie : la galaxie d’Andromède. Elle est six fois plus grande que notre galaxie et elle se trouve à deux millions et demi d’années-lumière. Aujourd’hui, près d’un siècle plus tard, on sait qu’il existe des centaines de milliards de galaxies dans l’univers.

Deuxième conséquence majeure des travaux d’Henrietta Leavitt : le Big Bang. Dans les années 20 toujours, l’astronome Georges Lemaître se rend compte que les galaxies semblent quasiment toutes s’éloigner de la Terre. Il constate aussi que plus une galaxie est loin, plus elle s’éloigne vite. C’est alors qu’un autre astronome, Edwin Hubble, va mesurer plus précisément la distance des galaxies. Et pour cela, une solution : les céphéides. À partir de ces mesures, Hubble précise la relation entre distance et vitesse d’éloignement et il confirme les travaux de Georges Lemaître.

La conclusion de leurs observations est simple : l’univers est bien en expansion. Et si l’univers est en expansion, cela veut dire qu’à un moment il a fallu qu’il commence à s’étendre. C’est ainsi qu’est née la théorie du Big Bang.

Si on résume : la découverte des étoiles qui clignotent a permis

1. de mesurer la distance des étoiles situées à plusieurs millions d’années-lumière de nous,
2. de confirmer l’existence d’autres galaxies que la nôtre,
3. de renforcer la théorie du Big Bang.

Avec tout ça, les gens qui s’occupaient des prix Nobel à l’époque d’Henrietta Leavitt ont fini par se dire que ce serait bien de lui donner un petit quelque chose. En 1925, ils ont donc contacté l’université de Harvard pour la récompenser. Manque de chance : Henrietta Leavitt était déjà morte depuis quatre ans.

Ce tableau plein de cases, tout le monde l’a déjà vu quelque part : on l’appelle le tableau périodique des éléments. Il peut sembler incompréhensible au premier abord, et pourtant il n’est rien de plus qu’une synthèse de notre monde. Autrement dit, tous les éléments contenus dans la matière qui nous entoure sont réunis ici : il y a le calcium de nos dents, l’oxygène de nos poumons, l’or de nos bijoux, le fer de la tour Eiffel… bref, tout est là.

Mais tous ces éléments ne sont pas arrivés ici par magie : ils ont une origine. Et pour comprendre d’où vient toute cette matière, il faut se tourner vers le ciel, car tout a commencé dans les étoiles, avec une gigantesque partie de Lego.

Les premiers à avoir compris les règles de cette partie de Lego qui se déroule dans les étoiles, ce sont eux : Fred Hoyle, William Fowler, Geoffrey Burbidge et sa femme Margaret Burbidge. Dans cette équipe, celle qui est en charge des observations au télescope, c’est Margaret.

Or, à son époque, dans les années 50, les femmes n’étaient pas toujours bienvenues dans les observatoires, surtout à celui du mont Wilson en Californie où les femmes étaient tout simplement interdites. Un des arguments de la direction, c’était alors qu’il n’y avait pas de toilettes pour les femmes. Mais le couple Burbidge ne s’est pas démonté : Margaret Burbidge a déposé un projet d’observation au nom de son mari, et une fois qu’il a été sélectionné, ils sont arrivés ensemble à l’observatoire, avec elle dans le rôle d’assistante.

Au bout du compte, en 1957, le couple Burbidge, William Fowler et Fred Hoyle ont publié un article révolutionnaire sur l’origine des éléments. Leur article est tellement connu qu’il porte un surnom inspiré de leur nom de famille : B²FH.

Pour faire simple, l’article B²FH a un objectif : expliquer les règles de la partie de Lego qui se joue dans les étoiles. Et pour comprendre ces règles, il faut commencer par s’intéresser aux atomes.

L’atome, c’est la brique élémentaire qui constitue toute la matière. Un atome, ça ressemble à ça : il y a un noyau et des électrons qui gravitent autour. Dans le noyau, il peut y avoir des protons et des neutrons. L’hydrogène par exemple a un seul proton en guise de noyau et un électron. Un atome d’hélium, lui, a deux protons et des neutrons dans le noyau, et deux électrons.

Ces deux atomes sont les plus légers que l’on connaisse. Et à chaque fois qu’on ajoute des protons dans le noyau, on change d’élément : après l’hélium, il y a le lithium avec 3 protons, le béryllium 4, le bore 5, le carbone 6, etc. Voilà : tout ça, c’est la recette de la matière.

À l’époque de Margaret Burbidge, beaucoup de gens pensent que tous ces atomes sont apparus en même temps que l’univers, dans une grande explosion primordiale : le Big Bang. Mais il y a quelques problèmes avec cette idée, et notamment un problème qui s’appelle le technétium 99.

Le technétium 99 est un atome radioactif : il se désintègre avec le temps, et plutôt rapidement, en quelques millions d’années. En 1952 pourtant, on découvre du technétium dans certaines étoiles. Or, si le technétium était né avec le Big Bang, vieux de plusieurs milliards d’années, il aurait dû se désintégrer depuis et disparaître. Si on en trouve encore dans les étoiles, c’est donc qu’il a dû se former autrement, et récemment.

C’est là que la théorie du quatuor B²FH intervient. Selon eux, les atomes qui composent la matière ne sont pas nés avec le Big Bang : ils sont fabriqués dans les étoiles, à partir des plus petits atomes, au cours d’un processus que l’on appelle la nucléosynthèse stellaire.

Voilà le principe : au départ, une étoile naît dans un nuage de gaz. Comme toutes les choses que l’on trouve dans l’univers, ce nuage est sensible à la gravité. La gravité agit d’une manière simple : elle fait en sorte qu’un objet massif attire vers lui les autres objets massifs, et vice versa. En somme, tous les objets massifs s’attirent entre eux.

Dans le cas du nuage, la gravité agit de telle sorte que la périphérie de celui-ci est attirée vers son centre. Au bout d’un moment, le centre est si massif que le nuage s’effondre sur lui-même. Avec l’effondrement, la température au cœur du nuage s’envole. La chaleur et la pression déclenchent alors la fusion des atomes : une étoile est née.

La fusion entre les atomes, c’est la fameuse partie de Lego : sous la pression de la gravité et de la chaleur, les atomes s’assemblent entre eux pour en former de plus gros. Par exemple, les atomes d’hydrogène qui ne contiennent qu’un seul proton fusionnent en hélium qui en contient 2, puis l’hélium fusionne en carbone qui contient 6 protons. Plus l’étoile est grosse, plus la température augmente et la fusion se poursuit. Le carbone donne de l’oxygène, du néon, du magnésium, et ce jeu d’assemblage continue jusqu’au fer, qui contient 26 protons.

Après cela, il y a un problème : le fer ne peut pas fusionner, parce que l’énergie nécessaire à la fusion du fer (ou des atomes plus lourds) serait supérieure à l’énergie dégagée par leur fusion. Contrairement aux atomes plus légers, dont la fusion nécessite moins d’énergie qu’elle n’en dégage.

La conséquence logique de tout cela, c’est qu’il arrive un moment où l’étoile n’a plus d’atomes à fusionner : elle ne produit plus d’énergie. Sans énergie, elle ne peut plus résister à la gravité générée par sa propre masse. Elle s’effondre alors sur elle-même, au cours de ce processus extrêmement violent qu’on appelle une supernova.

Des neutrons isolés sont capturés par les atomes de fer. Ces derniers deviennent instables et se transforment en atomes avec davantage de protons : c’est ainsi qu’ils se changent en éléments plus lourds que le fer. Survient alors une explosion gigantesque : la supernova projette dans l’espace les atomes fabriqués par l’étoile.

L’article B²FH, très complet, décrit encore d’autres façons d’agencer les Lego : des processus qui se produisent dans des situations particulières, comme par exemple lorsque la fusion ne se produit pas dans le cœur de l’étoile, mais dans une couche périphérique. Bref : avec tous ces processus, l’article permet de remplir les cases du tableau périodique et de mieux comprendre les proportions des éléments chimiques dans l’univers.

Mais ce n’est pas tout : tous ces éléments, toutes ces pièces de Lego, se combinent en molécules pour fabriquer le monde qui nous entoure. Par exemple, deux atomes d’azote et deux atomes d’oxygène, c’est l’essentiel de l’air que nous respirons. Un atome de chlore et un atome de sodium, c’est le sel que nous mangeons. Comme le disent certains : nous sommes bien des poussières d’étoiles.

Alors évidemment, il existe quelques nuances : l’hydrogène et la majorité de l’hélium sont apparus avec le Big Bang, bien avant l’apparition des étoiles. Ils sont en quelque sorte les briques élémentaires de la matière. Et puis certains éléments sont fabriqués par d’autres types d’étoiles : l’or par exemple serait essentiellement généré lors de la collision entre des cadavres d’étoiles qu’on appelle des étoiles à neutrons. Ou encore certains éléments légers comme le lithium ou le bore peuvent provenir d’atomes coupés en deux par les rayons cosmiques qui traversent l’espace interstellaire.

Mais pour l’essentiel, Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler et Fred Hoyle ne se sont pas trompés : une grande partie des atomes que nous connaissons est fabriquée par les étoiles.

Après la publication de l’article B²FH, Margaret Burbidge mène une longue carrière à la fois scientifique et militante. En 1971 par exemple, elle refuse le prix d’astronomie à “Nick Cannon” (dans ton texte), un prix réservé aux femmes : cette discrimination positive ne lui plaît pas du tout. Mais de toute façon, elle reçoit plein d’autres prix, des prix dont on sait aujourd’hui qu’ils sont composés de poussières d’étoiles.

Dans l’univers, tout bouge : les planètes, les étoiles, les galaxies se déplacent, tout en fonction de la gravité. Principe simple : dès lors qu’un objet a une masse, il influence le mouvement des autres objets.

Pendant longtemps, les règles qui expliquent cette mécanique des astres fonctionnent très bien. Jusqu’aux années 30 : à ce moment-là, certains astronomes se rendent compte que quelque chose ne va pas. Ils repèrent des mouvements cosmiques qui semblent ne pas coller avec les lois de la gravitation. Selon leurs observations, certaines étoiles, certaines galaxies se déplacent trop rapidement, comme si un fantôme cosmique faisait bouger les règles de l’univers. Mais à l’époque, les données sont en petit nombre et de faible qualité : le fantôme tombe dans l’oubli pendant plusieurs décennies.

C’est dans les années 70 que l’histoire du fantôme cosmique commence pour de bon, notamment grâce à une astronome américaine : Vera Rubin. À l’époque, Vera Rubin se demande simplement pourquoi les galaxies ont des structures différentes. Elle suppose alors que cette variété doit venir de la vitesse de leurs rotations.

Pour étudier cela, Vera Rubin travaille avec l’astronome Glenn Ford, qui a mis au point des instruments très efficaces pour observer les étoiles. Ensemble, ils s’intéressent à plusieurs galaxies. Et rapidement, un problème leur saute aux yeux : un gros problème.

Si leurs observations sont exactes, les galaxies tournent beaucoup trop vite.

Pour bien comprendre cette incohérence, il faut rappeler comment fonctionne la gravité. Prenons l’exemple du système solaire : au centre, le Soleil, très massif, et autour les planètes qui tournent. Ce qu’on observe, c’est que plus une planète est éloignée, plus sa vitesse moyenne est faible : de 40,74 kilomètres par seconde pour Mercure à 5,4 kilomètres par seconde pour Neptune.

Tout cela se résume dans une équation où les vitesses des planètes dépendent à la fois de leurs distances par rapport au Soleil, mais aussi de la masse du Soleil. Ce que cela veut dire, c’est que le mouvement des planètes dépend de la masse de l’objet autour duquel elle tourne, en l’occurrence de la masse du Soleil.

Revenons aux galaxies. L’une des premières que Vera Rubin observe, c’est la galaxie d’Andromède. Dans cette galaxie, il y a beaucoup de lumière au milieu : beaucoup de lumière, ça veut dire beaucoup d’étoiles, et donc beaucoup de masse, un peu comme dans le système solaire. Alors forcément, les astronomes pensent que les étoiles éloignées du centre doivent se déplacer plus lentement.

Sauf que pas du tout : ces étoiles se déplacent beaucoup trop vite. Sur une courbe, on voit les baisses de vitesse supposées en s’éloignant du centre, et sur une autre les vitesses réellement observées par Vera Rubin : les étoiles de la périphérie d’Andromède vont en fait quasiment à la même vitesse que celles proches du centre.

Et lorsque Vera Rubin et ses collègues font le même genre d’observation dans d’autres galaxies, ils retrouvent le même phénomène étrange.

Si on appliquait ce genre de courbes au système solaire, les planètes éloignées du Soleil iraient tellement vite qu’elles seraient éjectées dans l’espace interstellaire. Dans les galaxies, il doit donc bien y avoir ce fameux fantôme cosmique qui altère le mouvement.

L’histoire de ce fantôme cosmique ne date pas d’hier. Dès les années 30, l’astronome Fritz Zwicky fait des observations similaires. Il étudie un groupe de galaxies, l’amas de Coma. Il calcule la masse des galaxies qui composent l’amas, puis il observe la manière dont elles se déplacent. Et là, il a un peu le même problème que Vera Rubin : les galaxies se déplacent beaucoup trop vite.

Alors pour expliquer ces étranges mouvements, il ajoute à la masse des galaxies une masse supplémentaire invisible. Selon Zwicky, l’effet gravitationnel de cette matière invisible expliquerait le comportement des galaxies. Il faut préciser que cette matière n’est pas un vrai fantôme : si elle est invisible, ce n’est pas parce qu’elle est magique, mais simplement parce qu’elle n’émet ou ne reflète pas de lumière. Il la baptise donc “matière sombre”, ou matière noire.

À l’époque, ses observations sont plutôt imprécises et ses conclusions sont mises de côté. D’autres astronomes font des observations similaires à l’échelle de galaxies, mais elles aussi sont oubliées.

Quarante ans plus tard, alors qu’elle observe à son tour des astres qui se déplacent trop vite, Vera Rubin se souvient de Zwicky et se dit que cette matière sombre pourrait être une solution. Effectivement, en ajoutant une certaine quantité de cette matière, notamment autour des galaxies, la configuration gravitationnelle serait modifiée et le mouvement trop rapide des étoiles pourrait s’expliquer.

Mais cette matière, il en faut beaucoup : d’après les calculs, elle représenterait par exemple dans la Voie lactée près de 90 % de la masse totale. Autrement dit : 90 % de la matière contenue dans notre propre galaxie serait invisible.

Depuis les travaux de Vera Rubin, une grande question agite les astronomes du monde entier : cette matière noire, qu’est-ce que c’est ?

Pour tenter d’apporter une réponse, il existe en gros trois options.

La première possibilité est la plus rassurante : la matière noire serait composée de choses que l’on connaît déjà, mais qui sont difficiles à repérer : trous noirs, étoiles à neutrons, gaz très chauds ou très froids, naines brunes. Ces objets ont des caractéristiques communes : ils sont massifs, voire très massifs, et émettent peu de lumière. Mais malgré cette discrétion cosmique, on a trouvé des techniques pour en détecter un certain nombre. Le problème, c’est que leur masse cumulée est insuffisante pour expliquer les effets de la matière noire : il manque encore beaucoup trop de masse.

Il faut donc envisager une autre hypothèse : l’existence de particules qu’on ne connaît pas et qu’on n’a jamais vues. Et ce pour une raison simple : ces particules n’interagissent pas avec la lumière.

Pour tenter de trouver ces mystérieuses particules, il existe pour le moment deux méthodes : soit les repérer, soit les fabriquer.

Pour les repérer, les chasseurs de matière noire ont mis au point des détecteurs un peu spéciaux. Ils sont enfouis sous terre pour éviter les perturbations extérieures, et ils sont constitués d’une cuve remplie d’un liquide sensible, comme par exemple du xénon. Les chercheurs espèrent qu’en traversant ces capteurs, les particules de matière noire percutent un atome de xénon et lui arrachent un électron. Cela générerait un scintillement : signe que le choc a bien eu lieu. Il existe de nombreux détecteurs dans le monde, mais pour l’instant : rien. La matière noire leur échappe.

L’autre option, c’est de fabriquer la matière noire. Pour cela, les chercheurs utilisent le LHC, le grand collisionneur de particules installé à la frontière franco-suisse. Dans cette grande machine, des particules sont propulsées à grande vitesse avant de se rentrer dedans. Lors du choc, elles se désintègrent en d’autres particules, et c’est parmi ces particules que les chercheurs espèrent trouver des traces de la matière noire. Le problème, encore une fois, c’est que pour l’instant : rien non plus. La matière noire reste invisible.

La dernière option est la plus perturbante : et si la matière noire n’existait pas ?

L’un des premiers défenseurs de cette théorie s’appelle Mordehai Milgrom. Selon lui, le problème ne vient pas de la matière noire, mais de la théorie de la gravitation utilisée pour interpréter les observations. Il faut donc changer les lois pour décrire l’univers.

Selon ce modèle, à partir d’un certain seuil, l’influence gravitationnelle diminuerait beaucoup moins vite. Résultat : cela permettrait d’expliquer que les étoiles éloignées du centre galactique tournent quasiment aussi vite que celles beaucoup plus proches.

La proposition est séduisante, mais elle semble contredire certaines observations. Par exemple, des astronomes ont étudié une galaxie particulière : Dragonfly 44. Selon leurs calculs, elle serait composée à 99 % de matière noire, ce qui est peu compatible avec la théorie de Milgrom.

Toutefois, ce constat est contrebalancé par d’autres études qui évoquent au contraire des galaxies dépourvues de matière noire. La galaxie NGC 1052-DF2, par exemple, contiendrait 400 fois moins de matière noire que ce à quoi on pourrait s’attendre.

Le grand problème d’aujourd’hui, c’est donc la difficulté à interpréter les observations. Résultat : il est pour le moment impossible de trancher entre deux théories contradictoires : soit la matière noire existe, soit elle n’existe pas.

Avec la matière noire, Vera Rubin a donc soulevé deux des plus grandes questions de la physique moderne : est-ce qu’il existe une matière invisible qui représente près de 80 % de la masse des galaxies et qu’on n’a encore jamais vue ? Ou est-ce que les lois de la gravité sont fausses ?

Vera Rubin n’aura jamais la réponse : elle s’est éteinte en 2016. Mais une chose est sûre : son fantôme risque de hanter encore longtemps le monde de l’astronomie.