1 Qu’y a-t-il de commun entre l’Univers, l’animal, la machine et la ville ? À priori pas grand-chose si l’on prend en considération les différences d’échelle ou encore le fait que l’on cherche à rapprocher deux concepts « naturels », l’Univers et l’animal, à deux types de « constructions » humaines. Le propos de cet ouvrage et de chacun des chapitres consacrés à l’un de ses termes, en l’occurrence ici à l’Univers, est de démontrer le contraire et que des constatations identiques ou analogues peuvent s’appliquer à chacun d’eux.

2 Je vais donc m’attacher à démontrer les propositions suivantes qui nous paraissent s’appliquer non seulement à l’Univers, mais également à l’animal, à la machine et à la ville :

Nos moyens de scruter l’Univers progressent de façon très rapide

4 Le concept d’Univers a évolué dans le temps au gré des développements instrumentaux qui ont rendu nos capacités d’observation plus performantes. Jusqu’à l’avènement de la lunette astronomique en 1609 [1], grâce à G. Galilée (1564- 1642) qui braqua cette année-là pour la première fois cet instrument vers le ciel, l’Univers se limitait pratiquement à la Terre et la Lune, au Soleil et à cinq planètes, évoluant à l’intérieur d’une sphère constellée de quelques milliers de points lumineux, les étoiles visibles à l’œil nu. Un important changement de perspective fut apporté par N. Copernic (1473-1543) qui fit passer le centre de l’Univers de la Terre au Soleil. Durant le xvii^e siècle, I. Newton (1642-1727) et N. Cassegrain (1625- 1712) inventèrent le principe du télescope où un miroir concave vient remplacer la lentille convexe objective de la lunette. De plus J. Kepler (1571-1630) découvrit au début de ce siècle les lois régissant le mouvement des planètes autour du Soleil, découverte mise à profit ultérieurement par Newton qui établit sa théorie de la gravitation universelle en constatant que ces mouvements et la chute des corps procédaient d’un seul et même phénomène.

5 Au xviii^e siècle, W. Herschel (1738-1822), qui mit en évidence l’existence de la planète Uranus, et le philosophe Kant (1724-1804), qui s’intéressa à l’astronomie au cours de sa jeunesse, conçurent la notion de galaxies qu’ils appelèrent « univers-îles » et qu’ils imaginaient à l’extérieur du voisinage du Soleil. Il faut attendre le début du xx^e siècle et l’astronome américain H. Shapley (1885-1972) pour que soit mise en évidence, en 1914, la forme de notre Voie Lactée et démontré que le centre de cette dernière se trouve à une distance de 30 000 années-lumière dans la direction du Sagittaire. E. Hubble (1889-1953), qui travaillait à l’Observatoire du mont Wilson, au nord de Los Angeles, et ses collègues, démontrèrent l’existence de nombreuses galaxies autour de la nôtre. Hubble et M. Humason (1891-1972) prouvèrent en 1929 l’expansion de l’Univers observable à partir de la détermination de la vitesse de fuite des galaxies lointaines qui s’avère proportionnelle à leur distance par rapport à nous.

6 Il en est donc de l’Univers dans son ensemble comme de l’animal, de la machine et de la ville : nos connaissances à son sujet ont fortement progressé très récemment pour les raisons suivantes :

8 Les appareillages mis au point pour tenter de détecter l’émission d’ondes gravitationnelles sont nécessairement gigantesques et sophistiqués. Un pionnier du nom de J. Weber (1919- 2000) prétendit en 1969 avoir détecté de telles ondes avec les vibrations d’un système de deux barres métalliques distantes de deux kilomètres. Ce résultat ne fut pas confirmé par la suite. On lui doit cependant l’idée d’utiliser dorénavant l’interférométrie laser [17] pour tenter de les détecter au sol ou dans l’espace. Actuellement deux dispositifs au sol sont sur le point d’être opérationnels : il s’agit d’une part de l’opération américaine LIGO (pour Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) : trois interféromètres consistant chacun en deux bras perpendiculaires de quatre kilomètres au bout desquels sont placés des lasers. Deux d’entre eux sont situés près de Richland dans l’état de Washington et le troisième à côté de Bâton-Rouge en Louisane. L’opération simultanée de ces trois interféromètres permet d’éliminer les signaux parasites puisque pour être « qualifiée », l’onde gravitationnelle éventuelle doit parvenir au même moment sur les deux interféromètres de l’État de Washington – avec un léger décalage tenant compte de la vitesse de l’onde égale à celle de la lumière. En Europe, l’opération franco-italienne VIRGO, près de Pise, consiste en un interféromètre constitué de deux bras perpendiculaires de trois kilomètres de long. Ce dispositif est en mesure de détecter un déplacement relatif de 10^-18 mètre ! Depuis plusieurs années, l’Agence spatiale européenne étudie une mission spatiale nommée de LISA (pour Laser Interferometer Space Antenna) qu’elle espère faire voler au cours de la décennie 2020. Cette mission doit consister en trois satellites identiques, portant chacun les lasers infrarouges susceptibles d’interférer avec les deux autres, ayant une orbite héliocentrique et un mouvement coordonné propre à ce qu’ils forment un triangle équilatéral de cinq millions de kilomètres de côté qui serait distant de la Terre d’environ cinquante millions de kilomètres. Cette mission qui devrait être capable d’atteindre une précision de 10^-21 est conçue pour détecter les ondes gravitationnelles produites lors de la formation de trous noirs galactiques supermassifs.

9 On constate donc que grâce aux progrès technologiques, les astrophysiciens se sont dotés depuis l’avènement de l’ère spatiale (le premier Spoutnik fut lancé en octobre 1957) d’instruments d’observation, de détection et de mesure, toujours plus grands, performants – et onéreux !

L’Univers est « structuré » – La structure en mosaïque

10 L’Univers, comme l’animal, la machine et la ville, apparaît structuré à toutes échelles. Plus précisément, la matière de même nature que la nôtre, c’est-à-dire de nature atomique ou nucléaire, est structurée à toutes échelles micro et macroscopiques. En ce qui concerne la matière « sombre », qui a une masse globale cinq à dix fois supérieure à la nôtre, même si nous pensons qu’elle est constituée de particules beaucoup plus massives que les protons ou les neutrons qui constituent les noyaux de nos atomes, nous ignorons actuellement sa véritable nature. A fortiori, nous sommes incapables de nous prononcer quant à son éventuelle structuration.

11 Quatre interactions agissent sur la matière observable : deux interactions à longue portée qui nous sont familières et dont l’intensité décroît en fonction du carré de la distance, selon les formules établies par Newton pour la gravitation et par C.-A. Coulomb (1736-1806) pour l’électromagnétisme. Il est à noter qu’il existe deux charges électriques (positive et négative) qui se neutralisent le plus souvent alors qu’il n’y a qu’une gravité, ce qui fait que les effets de la gravité et de l’électromagnétisme semblent comparables alors que leurs intensités respectives sont très différentes (la gravité étant 10³⁵ fois plus faible que l’électromagnétisme). Deux autres interactions, la force nucléaire forte et la force nucléaire faible, ne sont capables d’agir qu’à l’intérieur des noyaux d’atomes et de leurs constituants que sont les nucléons (protons et neutrons). Le tableau 1 rassemble les caractéristiques propres à chacune de ces quatre interactions dites « fondamentales » puisque ce sont actuellement les seuls « ressorts » connus qui agissent sur la matière à toutes échelles.

12 Au niveau des particules élémentaires, le modèle dit « standard » (tableau 2) énonce que la matière nucléaire est faite d’une part de quarks de charge électrique + ou – 2/3 et 1/3 à partir desquels les protons et les neutrons se forment à raison de 2 quarks up et 1 down pour les premiers et d’1 up et 2 down pour les seconds, d’autre part d’électrons et de neutrinos constituant ensemble la famille des leptons. On dit que les quarks sont confinés à l’intérieur des nucléons qu’ils forment : la force de rappel qui s’exerce entre deux quarks que l’on essaye de séparer. La plausibilité de ce modèle fut renforcée le 4 juillet 2012 avec la mise en évidence du boson [18] de Higgs par le LHC du CERN. Ce fameux boson (une particule de spin 0 donc « scalaire ») a été « inventé » [19] en 1964 par R. Brout (1928-2011), F. Englert (né en 1932) et P. Higgs (né en 1929) pour conférer leur masse aux autres particules élémentaires.

Tableau 1

Les quatre interactions fondamentales de la physique

Description

Les quatre interactions fondamentales de la physique

Tableau 2

Description

13 Au niveau donc le plus élémentaire, nous trouvons donc ces différentes particules à partir desquels les atomes se forment. Ces derniers sont constitués d’un noyau comprenant Z protons et N neutrons, entourés d’un nuage de Z électrons qui tournent autour de lui. Les dimensions du noyau qui porte l’essentiel de la masse sont de l’ordre de 10^-13 centimètre alors que celles d’un atome (de son nuage électronique) sont de l’ordre de 10^-8 centimètre, soit cent mille fois plus petit (une tête d’épingle de un millimètre dans un champ de cent mètres de côté, donc d’un hectare de surface). La masse des protons et des neutrons est de 1,6 × 10^-23 g et celle des électrons est 1/1 836 fois plus petite (9,1 × 10^-28 g). Le nombre Z de protons (et d’électrons) est appelé le numéro atomique de l’atome. Il va de 1 à 92 pour les éléments chimiques que l’on trouve dans la nature : 1 est le numéro atomique de l’hydrogène, 2 de l’hélium, 6 du carbone, 8 de l’oxygène, 26 du fer, 92 de l’uranium. Il signe donc la nature chimique de l’atome considéré qu’un chimiste russe du nom de D. Mendeleïev (1834-1907) a su classer génialement dans le fameux tableau périodique des éléments qu’il publia en 1869 et qui porte son nom depuis. La masse atomique d’un atome est généralement notée en A ; elle est la somme de Z et N. Les atomes ayant le même numéro atomique et des masses atomiques différentes sont dits isotopes d’une même espèce chimique. Le carbone naturel comporte 99 % de carbone 12 et 1 % de carbone 13. Le carbone 14 est radioactif et se désintègre en azote 14 avec une demi-vie [20] de 5 730 ans. Dans la nature, on trouve des atomes électrisés, soit parce qu’ils ont perdu un ou plusieurs électrons, soit parce qu’ils en ont gagné ; dans le premier cas on a affaire à un ion positif auquel on donne le nom de cation ; dans le second, un ion négatif, aussi désigné sous le nom d’anion [21]. La découverte qui marqua le début de l’astrophysique, c’est-à-dire l’analyse physico-chimique des astres et plus généralement de tout ce qui entoure la Terre, fut l’invention de la spectroscopie au début du xix^e siècle : les lois de Kirchhoff précisent que chaque atome ou ion est susceptible d’absorber ou de rayonner de la lumière ayant une couleur, ou plus exactement une longueur d’onde, très précise ; les lampes au sodium émettent une lumière jaune caractéristique, les lampes au mercure, une lumière bleue ; les nuages interstellaires riches en hydrogène ionisé ont une couleur rouge carmin très particulière. Depuis les travaux pionniers de ces physiciens, une des activités importantes des astronomes est d’obtenir le « spectre » des différents objets étudiés en plaçant au foyer de leurs télescopes un élément dispersant la lumière (prisme et maintenant réseau optique) de l’objet dans ses différentes longueurs d’onde. L’analyse de ces spectres permet de déduire la composition chimique de l’objet considéré.

14 En partageant leurs électrons périphériques, les atomes sont en mesure de former des molécules plus ou moins complètes (on donne le nom de « radical » aux molécules « incomplètes ») et la chimie n’est rien d’autre que l’analyse fine de ces processus de partages électroniques que l’on désigne sous le nom de réaction chimique. Certaines molécules parviennent à s’agréger pour donner des polymères. Une classe de molécules organiques (la chimie organique est celle du carbone et de ses dérivés) que l’on désigne sous le nom d’acides aminés qui ont à la fois une terminaison acide et une autre basique est capable de former de très longs polymères. Le fameux ADN (pour adénosine tri-phosphorique) contenu dans les cellules du vivant et contenant les gènes héréditaires ainsi que tous les acides nucléiques dérive des acides aminés. La matière à l’échelle macroscopique se présente sous forme solide, liquide ou gazeuse : l’atmosphère terrestre consistant en un mélange de gaz azote et oxygène, avec 1 % d’argon ; l’eau des rivières et des océans ; les cristaux de silice ou de pierres précieuses ; les sols granitiques ou argileux ; les animaux et les végétaux ; les autres hommes et femmes... constituent notre environnement naturel, immédiatement perceptible.

15 Notre vie se déroule sur une planète, la Terre, qui tourne à une distance de cent cinquante millions de kilomètres [22] autour d’une étoile, le Soleil, qui en rayonnant lui cède une partie de son énergie. Elle est elle-même entourée d’un astre satellite, la Lune, qui orbite autour en environ vingt-huit jours à une distance moyenne de quatre cent mille kilomètres. On sait depuis de nombreux siècles que la Terre tourne sur elle-même en un jour et autour du Soleil en 365,25 jours. Comme son axe de rotation sur elle-même est incliné par rapport au plan dans lequel elle évolue autour du Soleil (elle partage cette propriété avec les sept autres planètes du Système solaire et l’on appelle ce plan le « plan de l’écliptique »), des saisons chaudes (printemps et été) et froides (automne et hiver) se succèdent lorsque les jours s’allongent par rapport aux nuits ou l’inverse, à l’exception des zones équatoriales.

16 La Terre consiste en un solide sphérique [23] de 6 300 kilomètres de rayon. Ce solide est surmonté par les continents rocheux et les océans d’eau liquide au-dessus desquels on trouve une atmosphère gazeuse déjà décrite plus haut. La température moyenne est de 15^oC avec des minima pouvant descendre jusqu’à – 90^oC et des maxima de l’ordre de 57^oC : Un effet de serre [24] induit par la vapeur d’eau contenue dans les nuages, le gaz carbonique, le méthane et l’ozone (un gaz d’oxygène triatomique, O₃) est à l’origine de ces températures propices au développement de la vie.

17 La Terre fait partie de ce que l’on appelle les planètes : des astres qui tournent autour des étoiles et dont le rayonnement provient en grande partie de l’étoile autour de laquelle elles gravitent. Leurs régions centrales sont très denses et très chaudes (plusieurs milliers de degrés en raison de la contraction gravitationnelle qu’elles subissent, températures qui ne sont pas suffisamment élevées pour déclencher les réactions de fusion thermonucléaire qui fournissent l’essentiel de l’énergie libérée par les étoiles). Jusqu’en 1995, l’année où M. Mayor (né en 1942) et D. Queloz (né en 1966) de l’Observatoire de Genève, en utilisant un télescope situé à l’Observatoire de Haute Provence, détectèrent la première exoplanète orbitant autour de l’étoile 51 Pégase, le seul système planétaire connu était le Système solaire.

18 Celui-ci consiste [25] en quatre planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre et Mars) qui sont aussi les plus proches du Soleil et quatre planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) qui en sont plus éloignées. Leurs deux zones sont séparées par ce que les astronomes appellent la ceinture des astéroïdes, terme que nous définissons plus loin. Les planètes telluriques sont des corps rocheux dont le rayon est compris entre 2 000 et 7 000 kilomètres et la densité de l’ordre de 5 g/cm³. À l’exception de Mercure qui n’a pas d’atmosphère en raison de sa faible masse qui l’empêche de la retenir, les trois autres en ont une, particulièrement importante dans le cas de Vénus et au contraire plus ténue dans le cas de Mars. La Terre est la seule à avoir des océans d’eau à sa surface (on sait néanmoins aujourd’hui qu’il y eut de l’eau liquide à la surface de Mars au moins au début de l’histoire de cette planète) et un satellite conséquent (la Lune, dont le rayon est de 1 740 km)

19 Les planètes géantes ont un rayon compris entre 25 000 et 70 000 kilomètres ; leur densité est de l’ordre de 1 à 2 g/cm³. Leur cœur rocheux est invisible, puisque la plus grande part de ces planètes n’est rien d’autre qu’une gigantesque atmosphère gazeuse. Elles se caractérisent aussi par leur grand nombre de satellites (plus de soixante pour Jupiter et plus de trente pour Neptune) ainsi que par la présence d’un système d’anneaux constitués à la fois de roches solides de diverses tailles et de gaz et qui tourne dans le plan équatorial de la planète. Le système d’anneaux le plus spectaculaire est celui de Saturne. Ceux des trois autres planètes ont été découverts durant les dernières décennies.

20 Outre les huit planètes et la poignée de planètes naines telles que Pluton, Cérès et Eris, le Système solaire comprend d’innombrables corps de taille plus modeste : les astéroïdes et les comètes. Les astéroïdes sont des astres de plus petites tailles comprises entre quelques dizaines de mètres à quelques centaines de kilomètres. Ils sont faits de roches, de métaux et de glace agglomérés et ont une forme irrégulière. Ils se trouvent, les uns dans la ceinture des astéroïdes comprise entre les orbites de Mars et de Jupiter (certains disent qu’il s’agit des restes d’une planète avortée dont la matière n’a pu se rassembler en raison des forces de marée produites par Jupiter), les autres au-delà de l’orbite de Neptune dans une région externe du Système solaire dite « ceinture de Kuiper [26] », située à une distance de trente à cinquante-cinq u.a. du Soleil. On appelle météorites les fragments d’astéroïdes qui tombent de temps en temps sur la Terre. D’autres petits corps appelés « comètes » sillonnent le Système solaire. Ce sont des fragments de quelques dizaines de kilomètres constitués principalement de glace contenant de nombreuses impuretés. Ces objets proviennent d’une région très extérieure du Système solaire, s’étendant au-delà de la ceinture de Kuiper jusqu’à des distances pouvant aller jusqu’à 150 000 u.a. et que l’on appelle nuage de Oort [27]. Lorsque l’un de ces gros morceaux de glace est projeté vers le Soleil, son enveloppe se sublime et se vaporise et laisse derrière lui une très longue traînée de gaz que l’on appelle la « queue » et dont la dimension augmente lorsqu’il se rapproche du Soleil, pouvant atteindre jusqu’à 1 u.a. Certaines comètes constituent des spectacles célestes de toute beauté, comme ce le fut par exemple à de multiples reprises lors des retours de la comète de Halley [28]. Certains se souviennent peut-être de la comète Hale-Bopp [29] qui illumina nos cieux en 1996 et 1997. Enfin, la sonde spatiale européenne Rosetta a permis au robot Philae de se poser le 12 novembre 2014 sur le noyau de la comète 67P/Tchourioumov-Guérassimenko [30]. L’objectif avoué de cette mission est de rechercher des traces éventuelles de micro-organismes dans ce noyau cométaire. Nous avons appris fin juillet 2015 que grâce au véhicule Philae de la mission Rosetta, seize molécules organiques ont été identifiées, dont certaines peuvent constituer des briques élémentaires à partir desquelles des molécules biologiques type ADN ou ARN pourraient se former. Ceci pourrait favoriser l’hypothèse dite de la « panspermie », selon laquelle la vie se serait développée sur Terre à partir de grains de matière d’origine extraterrestre.

21 Depuis 1995, date de la découverte de la première exoplanète, le nombre d’exoplanètes détectées est supérieur à 1 800. Une mission spatiale de la Nasa du nom de Kepler, lancée en mars 2009 et en capacité d’observation jusqu’en août 2013 est responsable de la plupart de ces détections. La mission européenne GAIA, lancée le 19 décembre 2013, doit prendre le relais dans cette chasse à laquelle plusieurs centaines d’astronomes du monde entier consacrent leurs efforts. Ce sujet mériterait un ouvrage à lui seul pour être abordé de façon satisfaisante. Je me borne à rappeler ici que 1. il apparaît que la quasi totalité des étoiles sont entourées par au moins une planète ; 2. la majorité des exoplanètes détectées jusqu’à maintenant ont une masse légèrement inférieure à celle de Neptune ; 3. grâce au satellite Kepler on a, le 24 juillet 2015, détecté une planète, dite Kepler 452b, qui a pratiquement la masse de la Terre et qui orbite autour d'une étoile ressemblant au Soleil, à 140 000 années-lumière dans la direction de la constellation du Cygne. Début août de la même année, une autre planète, un peu plus grosse, a été découverte bien plus près (21,3 années-lumière) dans la direction de la constellation de Cassiopée ; 4. Le Système solaire ne serait peut-être pas représentatif de l’ensemble des systèmes planétaires ayant été déjà détectés.

22 Le Soleil et la majorité des astres visibles à l’œil nu dans le ciel sont des étoiles. Les étoiles sont des astres qui tirent la quasi-totalité de leur énergie qu’elles rayonnent dans le visible de réactions exothermiques thermonucléaires de fusion, qui ont lieu dans leurs régions centrales. Comme la masse de quatre noyaux d’hydrogène est supérieure à celle d’un noyau d’hélium, que la masse de trois noyaux d’hélium est supérieur à celle d’un noyau de carbone [31]..., les réactions nucléaires libèrent l’énergie provenant de la transformation de ce surplus de masse selon la fameuse formule d’Einstein, E = Mc² où c est la vitesse de la lumière. Les étoiles sont donc des réacteurs thermonucléaires à confinement gravitationnel : comme les noyaux d’atome interagissant ont tous une charge électrique positive, ils ont tendance à se repousser ; il faut donc que le plasma (gaz ionisé) central soit porté à des températures suffisamment élevées pour « vaincre » cette répulsion électrique. Ces réactions nucléaires libèrent les énormes quantités d’énergie rayonnées par les étoiles et synthétisent des noyaux plus complexes à partir de noyaux plus simples et donc affectent au cours du temps la composition chimique de la matière observable. La masse du Soleil est de 2 × 10³⁰ tonnes (un million de fois celle de la planète Jupiter, elle-même 320 fois plus massive que la Terre).On démontre que la masse minimale que doit avoir un astre pour que les réactions de fusion de l’hélium en hydrogène puissent se dérouler en leur centre est de 0,07 fois la masse du Soleil. On appelle « naines brunes » les astres dont la masse est comprise entre 15 fois celle de Jupiter et 0,07 fois celle du Soleil. Ces objets, imaginés dès les années 1960 mais qui n’ont été vraiment observés qu’à partir des années 1990, tirent leur faible énergie de leur lente contraction gravitationnelle. Leur mode de formation est semblable à celui des étoiles « classiques » de masse plus élevée puisqu’elles viennent de la contraction d’un fragment de nuage interstellaire et non d’un disque proto-planétaire orbitant autour d’une jeune étoile comme les planètes.

23 Revenons au Soleil qui est une boule de gaz de 700 000 kilomètres de rayon qui tourne sur elle-même avec une période d’environ un mois [32] ; sa densité moyenne est de 1,5 g/cm³ (50 % plus dense que l’eau dans les conditions ordinaires). Sa température de surface est de 5 750 K, d’où sa couleur jaune orangée (les étoiles plus froides sont rouges ; les plus chaudes sont bleues). Cette température monte à 15 millions de degrés, environ, au centre du Soleil. Cet astre libère une énergie de 3,8 × 10²³ kW et ce, depuis 4,555 milliards d’années – son âge, qui est aussi celui du Système solaire dans son ensemble, a été déterminé par les géochimistes qui ont analysé dans les météorites la décroissance du rhénium 187 qui se transforme en osmium 187 avec une demi-vie de 43 milliards d’années.

24 À part le Soleil, l’atmosphère terrestre fait scintiller la lumière émise par les étoiles. On ne peut donc pas mesurer directement leurs dimensions – sauf pour les étoiles super-géantes comme Bételgeuse de la constellation d’Orion dont on a pu mesurer le rayon grâce au télescope spatial Hubble. Deux astronomes, le Danois E. Hertzsprung (1873-1967) et l’Américain H. Russell (1877-1957) eurent indépendamment l’idée autour de l’année 1910 de faire figurer sur un diagramme (désignés depuis par leurs deux noms ou raccourci en H.R.) des points représentatifs des étoiles en portant en abscisses leur couleur ou leur température extérieure en faisant croître cette dernière de la droite vers la gauche et en ordonnées leur luminosité, exprimée le plus souvent en terme de magnitude (la magnitude d’un astre est égale à – 2,5 log L + C où L est sa luminosité et C une constante choisie pour que la magnitude apparente de l’étoile Véga soit égale à 0) ; les étoiles les plus lumineuses étant en haut du diagramme (figure 1). Ces points ne se distribuent pas au hasard sur ce diagramme : la plupart d’entre eux se trouvent dans une bande, à laquelle on donne le nom de Séquence Principale, qui part du haut à gauche pour se terminer en bas à droite. Le Soleil et environ 90 % des étoiles que l’on peut observer dans le ciel figurent sur cette Séquence Principale. La majorité des autres 10 % ont une luminosité relativement élevée et une température de surface plutôt plus froide ; on dit que ce sont des géantes ou des super-géantes rouges. Quelques étoiles, enfin, ont une luminosité très faible et une température de surface élevée : on les appelle naines blanches. Nous verrons plus loin comment les astronomes utilisent ce diagramme pour analyser l’évolution dans le temps d’une étoile. Ici, je me borne à indiquer que les étoiles ont une masse comprise entre 0,07 et quelques centaines de masses solaires. La masse d'une étoile est le facteur essentiel qui gouverne son évolution. De fait les étoiles de masse comparable à celle du Soleil, voire deux à trois fois plus massives, terminent leur évolution en devenant nébuleuses planétaires puis naines blanches, alors que les étoiles de cinq masses solaires et au dessus finissent par exploser en supernovae.

Figure 1

Diagramme Hertzsprung-Russell dans lequel figurent les points correspondant à quelques-unes des étoiles proches du Soleil

Description

Diagramme Hertzsprung-Russell dans lequel figurent les points correspondant à quelques-unes des étoiles proches du Soleil

25 Les étoiles peuvent être isolées comme le Soleil ou former des paires, ou plus rarement des triplets. On sait depuis le début du xvii^e siècle, grâce à J. Kepler (1571-1630), qu’elles décrivent des ellipses les unes autour des autres, un mouvement identique à celui des planètes autour du Soleil. Elles peuvent naître également en groupes qui portent soit le nom d’amas ouverts qui comportent de cent à mille étoiles (les plus remarquables sont les amas des Pléiades et des Hyades), soit celui d’amas globulaires. Ces derniers sont des amas très denses comprenant généralement plusieurs centaines de milliers d’étoiles contenues dans une sphère de vingt à quelques centaines d’années-lumière [33] de rayon.

26 De fait, les étoiles ne sont pas distribuées de façon homogène et isotrope dans l’espace. Elles se regroupent dans de vastes ensembles auxquels on a donné le nom de galaxies, en référence au terme de Voie lactée donnée à la nôtre (ce terme fait référence au lait que la déesse Héra aurait répandu dans le ciel puisque notre Voie lactée apparaît, en effet, comme une large bande « laiteuse » qui traverse le ciel et que l’on peut admirer par une nuit sans Lune). Notre Galaxie, qui comprend environ cent cinquante à deux cents milliards d’étoiles, se présente comme un gigantesque disque de 100 000 années lumière de diamètre et d’environ 1 000 années-lumière d’épaisseur entouré d’un halo dans lequel évoluent environ cent quatre-vingts amas globulaires. C’est l’astronome américain H. Shapley (1885-1972) qui, dans les années 1914-1918, plaça enfin correctement son centre dans la direction de la constellation du Sagittaire, à une distance de 26 000 années lumière du Système solaire et ce afin de rendre isotrope la distribution spatiale des amas globulaires dans le halo galactique. Le bulbe de la Voie lactée est renflé et renferme un trou noir [34] ayant une masse de quelques millions de masses solaires. Dans son disque, les étoiles et le gaz qui les environne se trouvent préférentiellement dans ce que l’on appelle des bras spiraux qui s’enroulent à partir des régions centrales. La Voie lactée, comme une autre galaxie « très proche » (qui se trouve à une distance de 2,5 millions d’années lumière) dite Andromède en raison de sa position à l’intérieur de cette constellation, sont donc des galaxies spirales et contiennent des nombres comparables d’étoiles. Les galaxies spirales représentent environ deux tiers des galaxies observées : leurs bras spiraux partent soit des régions centrales soit de l’extérieur d’une barre ; on a alors affaire à des galaxies spirales non barrées ou barrées. D’autres (environ 20 % du total) sont dites elliptiques : elles ont la forme d’un œuf plus ou moins rond ou plus ou moins allongé et le gaz interstellaire en a disparu. On dénombre enfin des galaxies dites lenticulaires qui ont la forme externe des spirales et dont l’intérieur est semblable aux elliptiques. Enfin 5 à 10 % du total ont des formes irrégulières, d’où le nom de la classe à laquelle appartiennent en particulier les deux galaxies naines, satellites de la nôtre, que sont le Grand et le Petit Nuage de Magellan que l’on ne peut observer que dans le ciel austral et qui se trouvent respectivement à 170 000 et 200 000 années lumière de nous.

27 La Voie lactée, Andromède et une quarantaine d’autres galaxies, la plupart de taille plus modeste dont les deux Nuages de Magellan constituent le « groupe local » de galaxies dont la dimension la plus grande est de l’ordre de 10 millions années lumière ; ce groupe local fait lui-même partie de l’amas de galaxies de la Vierge, lui-même au centre du super-amas de la Vierge. Les amas de galaxies sont des structures stables de quelques centaines jusqu’à un millier de galaxies qui se regroupent le plus souvent en super-amas. La largeur de notre super-amas de la Vierge est de plus de 60 millions d’années-lumière.

28 Les superamas sont les structures célestes les plus importantes. Imaginons que l’Univers est une énorme poupée russe. Quand on la dévisse, on dévoile la poupée des superamas, puis celles des amas de galaxies, des galaxies, des amas d’étoiles, des étoiles, des planètes, des objets vivants ou inertes de notre environnement, des microbes et poussières, des agrégats moléculaires, des molécules, des atomes et des ions, des nucléons et enfin des particules élémentaires. Chacune de ces structures est constituée de toutes celles de rang inférieur dont elles ne partagent qu’en partie les propriétés, bien que l’on ait démontré que le comportement des plus grandes structures de l’Univers reflète en quelque sorte la physique des particules. Toutes ces structures, enfin, relèvent du « modèle de la mosaïque », cher à Georges Chapouthier, une autre façon d’exprimer les théories de « l’émergence de la complexité » selon lesquelles on ne peut pas réduire le comportement d’une structure donnée à la simple addition de celles des niveaux inférieurs.

L’Univers et l’ensemble de ses composantes évoluent avec le temps

29 L’histoire de l’Univers dans son ensemble paraît bien décrite par la théorie du Big Bang [35] qui date de l’émergence de celui-ci il y a 13,8 milliards d’années (veuillez admirer la précision de ce nombre [36] !). Une poignée de savants sont à l’origine de cette théorie : le Russe A. Friedman (1888-1925) qui démontra en 1922 qu’un Univers obéissant à la Relativité générale d’Einstein est nécessairement en expansion ; puis le prêtre belge G. Lemaître (1894-1966) qui établit en 1927 de façon indépendante à Friedman une théorie appelée alors « la théorie de l’œuf cosmique » dans laquelle il prédit l’expansion de l’Univers un peu avant Hubble, mais de façon moins précise que ce dernier ; celui-ci l’a effectivement mesurée en 1929 à partir du mouvement de fuite des galaxies les unes par rapport aux autres dont la vitesse augmente proportionnellement à leur vitesse relative ; enfin R. Alpher (1921-2007), élève du physicien russe devenu américain G. Gamow (1904-1968) et R. Herman (1914-1997) qui démontrèrent tous deux dès 1948 que si l’Univers avait connu une phase originelle très dense et très chaude et qu’il était en expansion, alors il devait être complètement rempli d’un rayonnement provenant de la combinaison des protons avec les électrons (le passage de l’hydrogène ionisé à l’hydrogène atomique) qui en se refroidissant depuis lors devait être passé de 10 000 K à quelque chose comme 5 K selon leur estimation. Il faut attendre l’année 1965 pour que soit annoncée la découverte fortuite de ce rayonnement fossile par A. Penzias (né en 1933) et R. Wilson [37] (né en 1936) grâce à une antenne développée aux Bell Labs à Homdel (New Jersey), non loin de Princeton où d’autres astrophysiciens (R. Dicke [1916-1997], J. Peebles [né en 1935], D. Wilkinson et P. Roll) étaient sur le point de le détecter.

30 L’histoire de la cosmologie moderne fait à juste titre l’objet de nombreux ouvrages. Je me borne ici à esquisser l’histoire de notre Univers [38], qui remonte donc à 13,8 milliards d’années. La toute première seconde de cette histoire est la plus riche en événements considérables : violente expansion désignée sous le nom d’« inflation cosmique » qui conduisit à la multiplication des dimensions de l’Univers par des facteurs égaux ou supérieurs à 10²⁶. Selon les cosmologistes, cette phase se serait déroulée entre 10^-35 et 10^-33 seconde – les quatre interactions fondamentales, d’abord unifiées, se seraient séparées les unes des autres, d’abord la gravité des trois autres, puis la force nucléaire forte, enfin la force nucléaire faible de la force électromagnétique [39], cette dernière séparation s’étant produite un milliardième de seconde après le Big Bang. Également au tout début, l’antimatière [40], qui a pu apparaître en quantité presque égale à celle de la matière, a disparu en s’annihilant avec la majeure partie de la matière ne laissant subsister qu’un nucléon (proton ou neutron) pour 30 milliards de photons et un nombre à peu près double de neutrinos. Pendant une fraction infinitésimale de secondes, les quarks évoluaient indépendamment les uns des autres ; très rapidement ils se retrouvèrent confinés trois par trois à l’intérieur des nucléons.

31 Au bout d’une seconde, la température est tombée à un milliard de degrés et l’Univers est alors fait d’un gaz très dense et très chaud de protons, neutrons, électrons et positons et, bien entendu de photons et de neutrinos. L’ère « particulaire » fait alors place à l’ère « nucléaire » qui dure une centaine de secondes au cours de laquelle du deutérium (l’isotope lourd de l’hydrogène dont le noyau est constitué d’un proton allié à un neutron), de l’hélium 3 et 4, et du lithium 7 sont produits par des réactions nucléaires dites « primordiales » qui cessent lorsque la température de l’Univers est inférieure à dix millions de degrés et au cours de laquelle les neutrons libres commenceront à se transformer en protons. Signalons que c’est la comparaison entre les proportions observées et calculées de ces éléments chimiques qui a permis de conclure que la matière nucléaire ne représente qu’au plus 4 % du contenu de l’Univers.

32 De cent secondes après le Big Bang à environ 300 000 ans, l’Univers entre dans une nouvelle phase que l’on appelle l’« ère radiative » : l’Univers est alors un plasma très chaud qui refroidit jusqu’à 10 000 K à la fin de cette phase. Au-dessus de cette température, le gaz de protons et de noyaux plus lourds formés précédemment évolue indépendamment de celui des électrons qui ont alors la capacité d’interagir fortement avec les photons qu’ils ne cessent d’absorber et de réémettre : l’Univers est alors une immense boule opaque émettant principalement des rayonnements ultraviolets.

33 Après ces premiers 300 000 ans, l’Univers entre dans l’ère dite « stellaire » : lorsque la température de l’Univers devient inférieure à 10 000 K, les électrons qui étaient précédemment « libres » d’évoluer indépendamment des noyaux d’atomes présents dans le gaz primordial passent à l’état « lié » en se combinant avec eux : de « ionisé », le gaz devient « atomique » et les électrons, ainsi obligés à tourner autour de ces noyaux atomiques perdent la propriété d’interagir avec les photons. La lumière, produite au cours de cette transformation dite de « transition de phase », peut alors se libérer (elle deviendra, en se dilatant et donc en se refroidissant, ce rayonnement fossile à 2,7 K détecté pour la première fois par Penzias et Wilson) et l’Univers devient alors transparent. Au bout d’un milliard d’années la formation des étoiles et des galaxies bat son plein : le taux de naissance de ces astres est alors le plus élevé pour décroître régulièrement depuis lors. On sait, par exemple, que les étoiles formant les amas globulaires ont un âge de l’ordre de 12 milliards d’années et que les grosses structures se forment par la coalescence d’entités plus petites et non l’inverse. À l’échelle globale, l’Univers est appelé à poursuivre continuellement son mouvement d’ensemble d’expansion, ce qui aura pour effet de refroidir encore plus le rayonnement fossile. Par ailleurs, nous savons que non seulement notre Galaxie, mais aussi celles qui lui ressemblent, abritent chacune un trou noir central, la plupart étant beaucoup plus gros et pouvant atteindre des masses supérieures à plusieurs milliards de masses solaires. On imagine que ces trous noirs seront capables, en des temps évidemment très longs, d’aspirer la matière galactique environnante. Le destin quasi ultime de l’Univers serait donc d’être constitué de trous noirs gigantesques qui s’éloigneraient de plus en plus les uns des autres et qui baigneraient dans un rayonnement de plus en plus froid. S. Hawking (né en 1942) va même jusqu’à imaginer que ces trous noirs s’annihileront eux-mêmes extrêmement lentement par un effet quantique appelé effet Casimir [41]. Au bout du compte seul subsisterait alors un flot de rayonnement de plus en plus glacé.

34 Notre Soleil et son système, dont la Terre, se sont donc formés il y a 4,555 milliards d’années : un nuage interstellaire, peut être sous l’effet de l’explosion d’une supernova avoisinante, se contracte ; une boule centrale devient de plus en plus chaude ; en un temps de l’ordre du million d’années, elle passe d’un stade d’étoile étendue et de couleur rouge (on dit alors qu’elle est dans son stade « T Tauri », du nom de la constellation dans laquelle on a observé de tels objets) à celui d’un corps qui va avoir la température de surface et la luminosité qu’on lui connaît aujourd’hui : elle entre alors dans sa phase « Séquence Principale » au cours de laquelle les réactions de fusion thermonucléaires qui se produisent en son centre vont transformer une partie de l’hydrogène en hélium. La boule centrale est entourée par ce que l’on appelle un « disque d’accrétion » qui tourne plus vite, à l’intérieur duquel des agrégats rocheux, auxquels on donne le nom de « planétésimaux », devenant pour certains de plus en plus gros, vont se coaguler pour donner naissance aux planètes et autres corps du Système solaire La collision superficielle entre une planète de la taille de Mars avec la Terre va donner naissance à la Lune.

35 Notre Terre elle-même va traverser plusieurs ères géologiques. Pendant les deux premiers milliards d’années, les océans apparaissent, ainsi que les bactéries et la photosynthèse ; l’atmosphère terrestre est faite d’azote, de gaz carbonique et, au début, de méthane. Pendant les deux milliards d’années suivants, l’atmosphère s’enrichit en oxygène et apparaissent les premiers animaux et végétaux monocellulaires. L’ère précambrienne cessa il y a environ 540 millions d’années pour faire place à l’ère primaire qui va durer 290 millions d’années. À la fin de l’ère précambrienne, les êtres multicellulaires existaient déjà. Il faut attendre 100 millions d’années après le début du primaire pour que la vie commence à s’établir aussi sur les continents et 160 millions d’années pour que les premiers vertébrés et les premiers arbres fassent leur apparition (auparavant les invertébrés et des plantes telles que les fougères et les prêles dominaient). C’est la fossilisation des forêts primaires qui va donner naissance aux gisements de pétrole, de gaz et de houille. L’ère primaire céda la place à l’ère secondaire il y a environ 250 millions d’années. Le début de cette nouvelle période fut marqué par une catastrophe qui fit périr environ 95 % des espèces vivantes marines et 70 % des continentales. Les premiers dinosaures apparurent il y a environ 230 millions d’années ; puis la Pangée, qui rassemblait alors tous les continents, commence à se fractionner il y a 200 millions d’années. Les premiers oiseaux et les premières plantes à fleurs surviennent il y a 160 millions d’années. La catastrophe crétacétertiaire, marquée à la fois par la chute d’un astéroïde dans le Yucatan et par un volcanisme accru dû au télescopage du continent indien avec le reste de l’Asie, créant en même temps les sommets himalayens, survient il y a 72 millions d’années. Plus de 50 % des espèces vivantes disparaissent, dont les dinosaures. L’ère tertiaire, qui laissera les 3 derniers millions d’années à l’ère quaternaire qui débute avec les grandes glaciations, verra le développement des mammifères et la naissance de plusieurs chaînes de montagnes comme les Alpes ou les Pyrénées. C’est à la fin du tertiaire que naissent les ancêtres lointains des « homo sapiens » tels que Lucy, notre espèce proprement dite survenant dans un passé vieux de 200 000 à 30 000 ans.

36 Trois remarques avant de quitter l’histoire du Système solaire et d’aborder l’évolution des autres étoiles et des galaxies : 1. Nous ne sommes évidemment pas capables d’anticiper l’avenir de notre espèce ; en revanche, nous savons que le Soleil évoluera fortement dans 4,5 à 5,5 milliards d’années, lorsque la quantité d’hydrogène central ne sera plus suffisante pour maintenir la luminosité solaire à sa valeur présente, le Soleil deviendra une géante rouge, c’est-à-dire que son cœur se contractera et que sa température atteindra 100 millions de degrés, alors trois noyaux d’hélium se transformeront en carbone et certains noyaux de carbone en oxygène par absorption d’un noyau d’hélium supplémentaire. Dans le même temps son enveloppe externe se dilatera, donc se refroidira, et passera du jaune-orangé (5 700 K) au rouge (2 000 à 3 000 K). À ce moment-là, la Terre sera à l’intérieur du Soleil ou à sa périphérie et, au cas où elle subsisterait, sera devenue impropre au maintien de la vie. Un milliard d’années plus tard, la géante rouge « Soleil » soufflera son enveloppe externe qui ira se fondre au milieu interstellaire avoisinant en quelque 500 000 ans ; elle sera devenue nébuleuse planétaire avant de terminer son évolution en se fossilisant comme naine blanche : son rayon se sera contracté d’un facteur 100 et aura alors une valeur proche de celui de la Terre tout en conservant une masse à peu prés identique. Puis cette naine blanche en se refroidissant perdra son dernier éclat et deviendra alors invisible. 2. Nous avons évoqué rapidement l’histoire de la Terre. Certains astres sont « inertes » comme la Lune, vraisemblablement Mercure et les satellites de petite taille orbitant autour des planètes géantes. Mais nous progressons actuellement dans l’appréhension de l’histoire de Mars, ainsi que celle de Vénus. 3. La matière dont nous sommes formés est faite d’éléments chimiques qui, à l’exception de l’hydrogène primordial, ont été fabriqués dans les régions centrales des générations d’étoiles ayant pris naissance et terminé leur évolution avant la formation du Système solaire. Je me contenterai ici d’indiquer que le gaz interstellaire à partir duquel les étoiles vont se former et évoluer tour à tour s’enrichit en éléments tels que le carbone et tous ceux de masse atomique plus élevée, à mesure que le temps passe.

37 Nous avons constaté que les étoiles de masse comparable à celle du Soleil, qui sont également les plus nombreuses, évoluent très lentement, en des temps de l’ordre de 10 milliards d’années, et qu’elles ont une activité de synthèse d’éléments chimiques comme le carbone et l’oxygène relativement faible. L’évolution des étoiles massives est très différente : comme leur luminosité augmente en fonction de la puissance 4 de leur masse, leur durée de vie en années décroît en fonction de la puissance 3 (le cube) de leur dite masse. C’est ainsi qu’une étoile de 10 masses solaires évolue complètement en 10 millions d’années. Ces étoiles effectuent le même début de parcours que le Soleil : combustion de l’hydrogène en hélium en leur centre au cours du séjour de leur point figuratif sur la Séquence Principale du diagramme H. R. et combustion de l’hélium en carbone et oxygène quand elles deviennent géantes rouges. Mais au lieu de terminer leur évolution en nébuleuses planétaires, elles deviennent ce que l’on appelle des super-géantes rouges : leur centre continue à se contracter pour atteindre des températures d’abord de l’ordre de 500 millions de degrés permettant la combustion du carbone en néon et magnésium, puis d’un milliard de degrés pour que l’oxygène se transforme en silicium et en soufre. La nucléosynthèse se poursuit à des températures de 3 à 4 milliards de degrés et permet la synthèse des noyaux d’atomes allant du soufre au fer. Tout ceci se passe beaucoup plus rapidement, en termes de milliers d’années ou moins. Mais lorsque la température parvient à des valeurs de l’ordre de 5 milliards de degrés, le nombre de photons, qui croît proportionnellement à la température puissance quatre, fait qu’ils induisent la photodésintégration très endothermique de ces noyaux : pour fournir l’énergie engloutie dans ces réactions, le cœur est obligé de se contracter violemment, entraînant dans sa chute de la matière qui va réagir à des températures bien supérieures à celles qu’elle subit dans le cours normal de l’évolution stellaire. L’étoile explose donc et la fin de l’évolution d’une étoile massive est marquée par un phénomène à la fois particulièrement brillant et rare : un rayonnement un milliard de fois plus intense est émis en une fraction de seconde au moment de la dite explosion lumineuse qui est également précédée de l’éjection d’un flux encore plus énergétique des neutrinos produits lors de la transformation des protons en neutrons du cœur. Ce cœur va se fossiliser en devenant une étoile à neutrons aussi dense que le noyau d’un atome puisque son rayon caractéristique ne dépasse pas quelques kilomètres alors que sa masse est comparable à celle du Soleil. Cette étoile à neutrons se manifeste sous forme d’un pulsar (voir note 4). Ces explosions de supernovae surviennent très rarement à l’échelle d’une galaxie : on compte une à deux explosions de ce type par galaxie et par siècle. Mais malgré leur rareté, elles jouent un rôle considérable dans l’évolution de la composition chimique de la matière : nous sommes des « poussières d’étoiles » produites par ces explosions ayant eu lieu avant la formation du Système solaire.

38 Les galaxies elles-mêmes évoluent dans le temps : d’une part les observations entreprises à l’aide du télescope spatial Hubble montrent qu’elles se forment par accrétion d’ensembles de plus petites masses ; d’autre part elles subissent très souvent des chocs ou des forces de marée induites par la proximité relative de leurs congénères. Les ouvrages d’astronomie sont remplis de photographies [42] montrant ce genre d’interactions comme par exemple les galaxies dites « des Chiens de chasse » ou l’objet dénommé « les Antennes »

39 L’Univers est donc en perpétuelle évolution dans le temps et ce, à toutes échelles, et les astronomes sont en mesure de décrire l’histoire, non seulement de l’Univers dans son ensemble, mais aussi de nombre des astres qui le composent.

L’évolution darwinienne, symétrique et esthétique de l’Univers, « mortel » comme le reste

40 Lorsque l’on a la chance de contempler le ciel avec ses yeux ou au travers d’une lunette ou d’un télescope ou encore quand on consulte des images prises depuis l’espace ou grâce à un appareil au sol, on est frappé par le même genre de beauté que celle que dégagent la plupart des animaux ou encore les machines ou robots performants sans oublier certaines villes. Il me semble que cette beauté vient en partie des symétries, explicites ou non, que possèdent les astres et les créatures vivantes d’une part et les créations réussies de l’esprit humain que sont les machines et les villes d’autre part. Cela tient vraisemblablement aux façons dont nous observons les mondes naturels et ceux que nous avons créés, ainsi que de l’interprétation que nos cerveaux font de ces signaux visuels. D’ailleurs, l’Homme s’applique, souvent avec succès, à imiter la nature, et les processus physiques qui entrent en jeu dans les structures naturelles et artificielles sont les mêmes. Ils sont gouvernés par le principe de moindre action dont il est question dans l’introduction de ce texte : les chemins empruntés par ces processus sont toujours les plus économes en énergie. Un philosophe anglais du xiii^e siècle du nom de Guillaume d’Occam, le plus éminent représentant de l’école philosophique dite nominaliste, énonça un principe selon lequel, dans une démonstration scientifique ou philosophique, on doit être animé par le souci « d’économie » et rechercher les solutions les plus simples.

41 Au début du xix^e siècle, le physicien S. Carnot (1796- 1832), après avoir réfléchi au fonctionnement des machines à vapeur, écrit en 1824 un mémoire intitulé Réflexions sur la puissance motrice du feu et sur les machines propres à développer cette puissance dans lequel se trouvent les fondements de la thermodynamique (la physique des échanges d’énergie et de chaleur). Le deuxième principe de la thermodynamique établi dans ce livre, bien avant le premier selon lequel l’énergie et la chaleur se conservent, indique que tout échange énergétique a un rendement inférieur à 1, autrement dit que la structure et le fonctionnement de tout système naturel ou fabriqué a nécessairement une fin. Les physiciens parlent d’une augmentation inéluctable de l’entropie ou du désordre. Au cours du même siècle, en 1838, Ch. Darwin (1809-1882) établit sa théorie de l’évolution des espèces qu’il publiera dans son livre intitulé De l’origine des espèces en 1859. La conjugaison du principe de moindre action, du nominalisme, de la loi de la sélection naturelle des espèces, ainsi que le deuxième principe de la thermodynamique me semble être le dénominateur commun à l’évolution de l’Univers, le comportement animal et la réalisation de machines performantes et de villes réussies.

Les relations subtiles entre l’Univers, l’Animal, la Machine et la Ville

42 Pour terminer, quelques observations me semblent mériter que l’on s’y arrête :

44 Le lecteur trouvera sûrement quelques autres faits qui démontrent la subtilité des liens entre l’Univers, l’Animal, la Machine et la Ville. Ce qui ne cesse de me frapper est ce que les Anglo-Saxons désignent sous le terme de « fine tuning », que je traduis par « ajustement fin », et qui est, selon moi, la caractéristique commune des quatre objets qui nous intéressent ici : on sait maintenant qu’une modification même très modeste de la valeur de paramètres physiques telles que la constante de la gravité, la masse du proton ou du neutron, la durée de vie du neutron, les caractéristiques du noyau de carbone... aurait conduit à un Univers très différent de celui dans lequel nous vivons. Si le noyau de carbone avait été légèrement différent, les étoiles géantes rouges n’auraient pu le synthétiser et, partant, la vie, telle que nous la connaissons, n’aurait pu naître ; un neutron dont la durée de vie serait plus courte ne serait pas en mesure de s’allier à l’hydrogène pour former le deutérium et l’hélium.... Il me semble que ce même « fine tuning » s’applique à un animal viable, à une machine performante ou à une ville harmonieuse. Les animaux et l’Homme sont les enfants de l’Univers dont les productions sont nécessairement les héritières des processus naturels.