Quand l’Univers change de note
Une ambulance passe dans la rue. Le son est aigu, strident, puis bascule d’un coup au moment du passage : il devient grave, s’éloigne, s’efface. Tu n’y prêtes même plus attention, c’est devenu un bruit de fond urbain, presque banal. Et pourtant, ce petit glissement sonore, cette note qui monte puis descend sans que la sirène change de réglage, c’est l’une des clés les plus puissantes de toute l’astronomie moderne. Parce que la lumière fait exactement la même chose. Et quand on apprend à écouter ce changement de note dans la lumière des étoiles, on peut lire la vitesse de l’Univers, remonter le temps, et découvrir que le cosmos tout entier est en train de s’étirer sous nos yeux. Dans « La lumière : une symphonie invisible« , on a vu que chaque couleur est une note, une fréquence. Aujourd’hui, on va découvrir ce qui se passe quand l’orchestre se met à bouger : on va décortiquer ce phénomène pas à pas, de l’ambulance qui passe aux galaxies qui fuient, en passant par les trompettistes sur un train et les points rouges du télescope James Webb.
On est en 1842, et Christian Doppler, physicien autrichien, a une intuition simple mais radicale : si une source sonore se déplace, la fréquence du son perçu doit changer. Pas parce que la source elle-même vibre différemment, mais parce que le mouvement compresse ou étire les ondes dans l’air. Imagine une pierre jetée dans l’eau : elle crée des cercles concentriques, des vagues qui s’éloignent à vitesse constante. Maintenant, imagine que la pierre elle-même avance pendant qu’elle émet ces vagues. Devant elle, les cercles se rapprochent, se tassent ; derrière, ils s’espacent, s’étirent. Pour quelqu’un placé devant, les vagues arrivent plus vite, plus serrées. Pour quelqu’un placé derrière, elles arrivent plus lentement, plus espacées. Le son fonctionne pareil : quand la source approche à vitesse constante, les ondes sonores se « compriment », la fréquence perçue est plus élevée, la note est plus aiguë. Quand elle s’éloigne à vitesse constante, les ondes s’étirent, la fréquence perçue est plus basse, la note est plus grave. Tant que la vitesse reste constante, la note reste stable ; c’est au moment du passage, quand la source change de direction par rapport à l’observateur, que la note bascule brutalement d’aigu à grave. Doppler prédit tout ça sur le papier, avec des équations, mais il lui manque une chose : la preuve.
Trois ans plus tard, en 1845, un mathématicien néerlandais nommé Christophorus Buys Ballot décide de vérifier l’idée de Doppler de la manière la plus spectaculaire possible. Il organise une expérience sur la ligne de chemin de fer entre Utrecht et Amsterdam, avec une locomotive qui file à 64 km/h (une vitesse remarquable pour l’époque), un wagon ouvert, et des trompettistes. Oui, des musiciens avec une oreille absolue, capables de reconnaître une note au centième de hertz près. Le plan est simple : les trompettistes montent dans le wagon et jouent une note stable pendant que le train passe à toute vitesse devant d’autres musiciens postés le long de la voie. Ces musiciens stationnaires écoutent attentivement et notent ce qu’ils entendent. Résultat : la note monte quand le train approche, puis redescend brutalement quand il s’éloigne, exactement comme Doppler l’avait prédit. C’est la première preuve expérimentale de l’effet Doppler, et elle est aussi belle qu’ingénieuse : pas de laboratoire, pas d’appareil compliqué, juste un train, des trompettes, et des oreilles entraînées.
Mais l’histoire ne s’arrête pas au son. En 1848, le physicien français Hippolyte Fizeau comprend que si l’effet Doppler fonctionne pour les ondes sonores, il doit aussi fonctionner pour les ondes lumineuses. Après tout, la lumière est une onde, elle a une fréquence, elle se propage. Pourquoi ne changerait-elle pas de « note » si la source bouge ? Doppler lui-même avait suggéré que la couleur des étoiles pourrait dépendre de leur mouvement, que les étoiles rouges pourraient simplement s’éloigner et les bleues se rapprocher. Fizeau montre que c’est plus subtil : les vitesses des étoiles sont bien trop faibles pour changer visiblement leur couleur à l’œil nu, mais elles sont suffisantes pour décaler légèrement les raies spectrales, ces fines lignes noires ou lumineuses qu’on observe quand on décompose la lumière d’une étoile avec un prisme ou un spectroscope. Et ces raies, on les connaît bien : ce sont les empreintes digitales des atomes, des signatures uniques laissées par l’hydrogène, l’hélium, le fer, le calcium. Si une étoile s’approche de nous, toutes ses raies se décalent légèrement vers le bleu (les longueurs d’onde raccourcissent, les fréquences augmentent). Si elle s’éloigne, elles se décalent vers le rouge (les longueurs d’onde s’allongent, les fréquences baissent). On appelle ça le blueshift et le redshift, et c’est devenu l’un des outils les plus puissants de l’astrophysique moderne.
Parce qu’une fois qu’on sait mesurer ce décalage, on peut faire des choses incroyables. On peut mesurer la vitesse radiale d’une étoile, c’est-à-dire sa vitesse d’approche ou d’éloignement le long de notre ligne de visée. On peut découvrir que certaines étoiles « dansent » légèrement, oscillent d’avant en arrière, comme si quelque chose les tirait en orbite autour d’un centre de gravité invisible. Et ce « quelque chose », c’est souvent une planète. C’est exactement comme ça que Michel Mayor et Didier Queloz, deux astronomes suisses de l’Université de Genève, ont découvert la première exoplanète autour d’une étoile similaire au Soleil, 51 Pegasi b, en octobre 1995 : en mesurant les minuscules décalages Doppler dans le spectre de l’étoile, causés par l’attraction gravitationnelle d’une planète géante en orbite rapide. Cette découverte leur vaudra le prix Nobel de physique en 2019. Depuis, cette méthode des vitesses radiales a permis de détecter des centaines d’exoplanètes, simplement en écoutant la « note » de la lumière stellaire monter et descendre au rythme des orbites planétaires. C’est l’effet Doppler appliqué à la recherche de nouveaux mondes.
Mais l’histoire prend une ampleur vertigineuse dans les années 1920, quand Edwin Hubble commence à observer des galaxies lointaines avec le télescope du Mont Wilson. À l’époque, on ne sait même pas encore vraiment ce qu’est une galaxie : certains pensent que ce sont des nébuleuses au sein de notre propre Voie lactée, d’autres imaginent qu’il s’agit d’univers-îles séparés, immenses et lointains. Hubble tranche le débat en mesurant les distances de plusieurs galaxies, et il découvre quelque chose de complètement inattendu : presque toutes les galaxies qu’il observe sont décalées vers le rouge. Leurs raies spectrales, celles de l’hydrogène, du calcium, de l’oxygène, sont toutes décalées vers les grandes longueurs d’onde. Et plus une galaxie est loin, plus son décalage est grand. En 1929, Hubble publie ses résultats : il existe une relation linéaire entre la distance d’une galaxie et sa vitesse d’éloignement. C’est la fameuse loi de Hubble, aujourd’hui appelée loi de Hubble-Lemaître pour rendre hommage au prêtre et astronome belge Georges Lemaître, qui avait prédit cette relation en 1927 à partir des équations de la relativité générale. Ce que Hubble vient de découvrir, sans le savoir tout de suite, c’est que l’Univers est en expansion.
Et là, il faut faire une pause pour bien comprendre ce qui se passe. Parce que ce décalage vers le rouge des galaxies lointaines, ce n’est pas exactement un effet Doppler classique. Ou plutôt, c’est un effet Doppler d’un genre très particulier. Quand une ambulance s’éloigne dans la rue, elle se déplace dans l’espace, elle traverse l’air, et les ondes sonores s’étirent mécaniquement derrière elle. Mais les galaxies lointaines, elles, ne fuient pas simplement à travers un espace fixe et immobile. C’est l’espace lui-même qui s’étire, qui grandit, qui gonfle comme un ballon de baudruche sur lequel on aurait dessiné des points. Quand tu gonfles le ballon, les points s’éloignent les uns des autres, non pas parce qu’ils bougent sur la surface, mais parce que la surface elle-même s’étire entre eux. Et pendant que la lumière voyage depuis une galaxie lointaine jusqu’à nous, l’espace continue de s’étirer, et la longueur d’onde de la lumière s’étire avec lui. Résultat : quand la lumière arrive enfin dans nos télescopes, elle a été « rougie » par l’expansion cosmique. Ce n’est pas la galaxie qui fuit, c’est l’Univers qui grandit.
Cette distinction est cruciale, parce qu’elle change tout. Si les galaxies fuyaient simplement à travers un espace fixe, on pourrait imaginer qu’elles partent d’un centre, que nous serions au milieu d’une explosion, et que l’Univers aurait des bords. Mais si c’est l’espace lui-même qui s’étire, alors il n’y a pas de centre, pas de bord, pas de point privilégié : chaque observateur, où qu’il soit dans l’Univers, voit toutes les autres galaxies s’éloigner de lui. L’expansion est partout à la fois, homogène, isotrope. Et cette idée ouvre la porte à quelque chose d’encore plus vertigineux : si l’Univers s’étire aujourd’hui, cela signifie qu’il était plus petit hier, encore plus petit avant-hier, et minuscule il y a très, très longtemps. C’est le Big Bang, non pas comme une explosion dans l’espace, mais comme une expansion de l’espace lui-même. Le décalage vers le rouge devient la signature de cette expansion, la preuve que l’Univers a une histoire, un début, une évolution.
Et maintenant, parlons du z. C’est la notation qu’on utilise pour mesurer le décalage vers le rouge cosmologique, et c’est devenu l’une des grandeurs les plus importantes de toute la cosmologie moderne. Le z, c’est simplement le rapport entre la variation de longueur d’onde et la longueur d’onde d’origine : z = (λ observée − λ émise) / λ émise. Si z = 0, l’objet est immobile (ou très proche). Si z = 1, cela signifie que la longueur d’onde a doublé, que l’Univers a doublé de taille depuis l’émission de la lumière. Si z = 2, l’Univers a triplé de taille. Et ainsi de suite. Plus z est grand, plus l’objet est loin, plus on remonte dans le temps. Parce que la lumière met du temps à voyager, et pendant ce voyage, l’Univers a eu le temps de grandir. Observer une galaxie à z = 10, c’est voir une galaxie telle qu’elle était quand l’Univers avait environ 500 millions d’années, soit 4 % de son âge actuel. Le z devient une machine à remonter le temps, un chronomètre cosmique. Et c’est là que le télescope James Webb entre en scène.
Parce que le JWST, conçu pour observer exclusivement dans l’infrarouge, est optimisé pour chasser les objets à très haut z. Les galaxies les plus lointaines, celles qui se sont formées dans les premiers centaines de millions d’années après le Big Bang, émettaient leur lumière principalement dans l’ultraviolet et le visible. Mais cette lumière a voyagé pendant plus de 13 milliards d’années, et pendant ce temps, l’expansion de l’Univers l’a étirée, décalée, « rougie » jusqu’à ce qu’elle glisse dans l’infrarouge, complètement invisible pour nos yeux et même pour Hubble. Le JWST, lui, voit ces « points rouges », ces galaxies fantômes qui brillaient quand l’Univers était encore un bébé. En novembre 2023, il a détecté JADES-GS-z14-0, une galaxie avec un z de 14,32, ce qui signifie que nous la voyons telle qu’elle était seulement 290 millions d’années après le Big Bang. Et cette galaxie pose un problème : elle est trop brillante, trop massive, trop « mature » pour son âge. Selon nos modèles, elle n’aurait pas dû avoir le temps de former autant d’étoiles, d’accumuler autant de masse, de produire autant de lumière. C’est comme si on trouvait un adolescent de treize ans avec une barbe grise et un doctorat en physique : techniquement possible, mais ça force à revoir sérieusement le scénario. Ces découvertes challengent nos théories sur la formation des galaxies, sur les taux de formation stellaire dans l’Univers primordial, sur la nature de la matière noire, peut-être même sur les constantes cosmologiques elles-mêmes.
On est partis d’une ambulance qui passe dans la rue, et on se retrouve avec des galaxies qui remettent en question nos modèles cosmologiques. Tout ça parce qu’une note peut monter ou descendre quand la source bouge, parce qu’une onde peut s’étirer ou se comprimer, parce qu’une fréquence peut glisser. L’effet Doppler, au fond, c’est l’idée que le mouvement se traduit en couleur, que la vitesse laisse une trace dans la lumière. Et cette simple idée nous permet de lire la vitesse des étoiles, de découvrir des planètes lointaines, de mesurer l’expansion de l’Univers, de remonter jusqu’aux premières galaxies, et de nous poser des questions vertigineuses sur la façon dont tout ça a commencé. Parce que maintenant qu’on sait écouter la lumière, qu’on sait entendre ses notes monter et descendre, on peut faire quelque chose d’encore plus fou : on peut mesurer à quelle vitesse l’Univers s’étire, et découvrir qu’il ne s’étire pas partout à la même vitesse. C’est ce qu’on appelle la tension de Hubble, et c’est l’un des plus grands mystères de la cosmologie moderne. Mais ça, c’est une autre histoire.