L’oeuvre d’Einstein et l’astronomie

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L'oeuvre d'Einstein et l'astronomie
written by Paul Langevin
1931
  • L'OEUVRE D'EINSTEIN ET L'ASTRONOMIE
  • Conférence faite à l'Assemblée générale annuelle du mercredi 10 Juin 1931.

MONSIEUR LE PRÉSIDENT, MESDAMES, MESSIEURS,

C'est l'attribution par la Société Astronomique de France de sa plus haute récompense, la médaille Janssen à Albert Einstein, qui me vaut l'honneur de prendre la parole ce soir devant vous : je ne veux pas le faire sans me reporter tout de suite à quelque neuf années en arrière, au jour où votre Société a tenu à recevoir, ici même, Albert Einstein, alors qu'il était venu en France pour défendre ses idées et participer, au Collège de France, à des discussions sur la théorie de la relativité. Au surplus. il m'est agréable de marquer le chemin parcouru depuis cette époque: les esprits étaient alors très excités, on discutait beaucoup pour essayer de sauver des notions considérées comme fondamentales et qu'un esprit révolutionnaire venait bouleverser ; je constate aujourd'hui que la relativité, qu'il s'agisse de la relativité restreinte ou de la relativité généralisée, a vraiment cause gagnée, qu'elle est désormais incorporée à la physique, au point que les physiciens ne peuvent plus travailler sans l'utiliser. Les progrès récemment accomplis, en particulier dans le domaine de la théorie des quanta, et dans celui de la mécanique ondulatoire dont le développement honore notre pays -- puisque l'initiateur en est M. Louis de Broglie, l'un de nos jeunes physiciens les plus remarquables — n'ont pu se poursuivre que grâce à la théorie de la relativité : non seulement celle-ci rend compte de ce que l'on savait et qui a été confirmé par les faits, mais elle est devenue aussi un instrument de découverte. C'est la plus belle confirmation d'une théorie que cette fécondation qu'elle apporte au travail du physicien. Et je tiens à souligner ici l'opposition qui existe entre l'époque toute récente encore de 1922 et l'époque actuelle en constatant que l'on ne discute plus la relativité, que l'on s'en sert, qu'elle est devenue un instrument de travail et de découverte indispensable au physicien. Ce que j'ai à vous apporter ce soir, c'est l'affirmation des conséquences essentielles qui résultent de cette nouvelle doctrine de la relativité, non seulement pour la physique en général, mais pour l'astronomie en particulier ; à propos de l'hommage rendu aujourd'hui par la Société Astronomique de France à Albert Einstein, votre bureau a bien voulu me demander d'évoquer la personne et l'oeuvre du grand savant. C'est là une tâche très douce à l'amitié que je porte depuis vingt ans à Albert Einstein. Il est, en effet, impossible de connaître cet homme sans l'aimer comme il le mérite. Vous savez qu' Einstein figurera au premier rang dans l'histoire des sciences, dans l'histoire de la physique à notre époque. Il est et restera une de ces étoiles de première grandeur que porte le ciel de l'humanité. Il est difficile de dire s'il sera aussi grand ou plus grand que Newton, mais il est certaine-ment de grandeur comparable ; peut-être même, à mon sens, est-il un peu plus grand que Newton, parce que son apport à la science a plus profondément pénétré dans la structure des notions fondamentales de l'esprit humain. Il m'est très doux d'évoquer tout d'abord sa figure, en vous rappelant qu' Einstein appartient à ce peuple juif qui a donné tant de grands hommes à l'humanité, peuple particulièrement doué pour les travaux de l'intelligence, pour l'activité abstraite de l'esprit et légitimement fier de l'apparition d'un Einstein, lequel représente vraiment ce qu'on peut appeler la fleur d'Israël.

Quand on regarde cet homme d'environ cinquante ans, lorsqu'on voit sa figure exprimer non seulement l'intelligence, comme le fait prévoir son oeuvre mais encore la finesse, la bonté, le courage, la sérénité, lorsqu'on pose le regard sur cette couronne de cheveux frisés, aujourd'hui blancs, qui lui fait comme une auréole, on se sent tout de suite attiré vers lui, et l'on ne peut le connaître sans s'attacher profondément à lui : indépendamment de 'es qualités de grand homme de génie — et si ce mot peut être légitimement employé c'est bien dans son cas — il a ces éléments de bonté, de courage, de simplicité, qui caractérisent le grand coeur et le grand esprit. Aucune misère humaine ne lui est étrangère ; on ne fait jamais en vain appel à lui en faveur des causes qui ont besoin d'être défendues ; j'en connais de nombreux exemples, et en particulier un qui est tout récent : j'ai reçu avant-hier de lui une lettre concernant un cas qu'il me demande de défendre avec lui. A côté de la bonté, il a le courage, disais-je. Vous savez quelle a été son attitude pendant la guerre, attitude qui lui a valu, dans l'Allemagne qu'il habitait, où il était professeur depuis peu de temps, bien des hostilités, bien des difficultés. Le fait même qu'en 1922 il soit venu en France lui a valu de nouvelles animosités. Au cours des années qui ont suivi la guerre et que l'Allemagne a passées dans un état de grand bouleversement, il a été un des plus visés, un des plus exposés à ces violences qui se sont manifestées, par exemple, par le meurtre un homme à qui je ne puis m'empêcher de penser à propos d' Einstein : Rathenau, un Juif lui aussi, de grande valeur intellectuelle et de grand courage. Lorsque Einstein, en 1922, reçut l'invitation du Collège de France, Rathenau, alors ministre et qui devait peu de temps après être victime de son courage, qui lui a conseillé de venir à Paris. A ce moment, en effet, j'ai reçu à deux jours d'intervalle deux lettres d' Einstein : la première me disant qu'il ne croyait pas pouvoir accepter l'invitation qui lui était faite de venir en France, et la deuxième le lendemain commençant par ceci : Rathenau m'a dit que c'était mon devoir d'accepter, et j'accepte. Il est donc venu à Paris : vous savez les difficultés auxquelles il fut ensuite exposé pour avoir accompli ce qui était bien alors un acte de courage ; il a dû accepter temporairement une situation à l'Université de Leyde, non seulement en raison de la misère dans laquelle il était tombé en un temps où les marks qu'il touchait pour son traitement de professeur n'avaient plus aucune valeur. mais aussi parce qu'on n'était pas très certain qu'il n'y eût pas danger pour lui à rester en Allemagne. Depuis cette époque, ses convictions pacifistes sont demeurées très entières et il ne craint pas de les affirmer chaque fois qu'il le juge utile.

Einstein a la bonté, il a le courage ; je ne saurais vous dire comment et pourquoi il a la simplicité. Il faut le connaître, il faut vivre avec lui pour s'en rendre compte. Cette physionomie humaine que je viens d'évoquer se complète par le fait que dans la forme même de son esprit Einstein associe justement le courage et l'intelligence ; il a ces deux qualités, mais il a aussi, ce qui est précisément la caractéristique de son génie, le courage intellectuel. Il regarde les difficultés en face, il ne se laisse pas impressionner par des habitudes d'esprit, des craintes ou des préjugés. C'est cette disposition d'esprit qui lui a permis d'accomplir une oeuvre si grande et d'introduire un bouleversement si profond dans l'ensemble de notre représentation du monde. A un autre point de vue, les qualités qu'il possède s'expliquent aussi en partie par sa formation qui a été essentiellement technique ; il a en effet poursuivi ses études supérieures au Polytechnicum de Zurich, où il a préparé la carrière d'ingénieur. Il avait ainsi commencé à prendre goût à la physique, mais il se développa surtout par des réflexions personnelles ultérieures. En quittant Zurich, il entra comme employé à l'Office des brevets d'invention de Berne. De là résulte son information très étendue en matière de propriété industrielle. Il a d'ailleurs, à tous points de vue, une mémoire admirable, vous n'en doutez pas ; il est, en effet, extrêmement rare qu'un génie se développe si, à l'intelligence et au courage intellectuel, la mémoire ne s'associe pas. Einstein était encore à Berne, en 1905, quand il a publié ses travaux sur le mouvement brownien et sur la relativité restreinte ; c'est derrière les piles de dossiers quelque peu négligés qu'il a poursuivi ses calculs et préparé les mémoires qui ont bouleversé le monde de la physique. Cette formation technique a exercé certainement sur Einstein une grande influence. Il n'est d'ailleurs pas le seul exemple qu'on en puisse citer. Plu-sieurs des jeunes gens qui commencent à monter au ciel de la physique ont commencé aussi par des études d'ingénieur. Ainsi, Einstein, quand il est venu à la physique, avait un bagage de théoricien relativement restreint, il n'était pas accablé par l'érudition mathématique ; il a appris progressivement de cette science ce qui lui était nécessaire, quand il n'a pas retrouvé par lui-même les théories mathématiques dont il avait besoin. Ajoutez à cela qu'il a une faculté exceptionnelle de représentation abstraite, de maniement des symboles. Mais, pour lui, jamais le voile du symbole ne masque la réalité. Nombreux sont les esprits pour lesquels le signe cache souvent la chose signifiée ; Einstein se meut à l'aise dans le monde des mais jamais ceux-ci ne lui dissimulent l'aspect physique des choses. Essayant de dessiner la figure scientifique et humaine d' Einstein, je ne peux mieux caractériser sa faculté de vision concrète à travers l'abstraction rien rappelant ce qui concerne son premier travail sur la théorie du mouve-ment brownien. En 1905, alors qu'il avait 25 ans, Einstein a publié un travail sur la théorie cinétique dans lequel il a résolu un problème dont les physiciens cherchaient depuis longtemps la solution et qui était posé à propos du phénomène connu sous le nom de mouvement brownien. Vous savez que, lorsque des particules sont en suspension dans un liquide ou dans un gaz, — des poussières dans l'air, des granules dans l'eau. — elles sont en mouvement incessant d'agitation, ce mouvement étant d'autant plus accentué que la température est plus élevée et que les particules sont plus petites. On a compris d'assez bonne heure que cette agitation, qui s'inscrit en faux contre le principe de Carnot, qui dure indéfiniment, qui ne s'amortit pas comme le voudraient les principes de la thermodynamique, a son origine dans l'agitation thermique moléculaire. Le grain est bombardé dans toutes les directions par les molécules voisines, mais le nombre de ces molécules est fini, étant donné qu'elles ont une grandeur finie. Il n'y a donc pas, en vertu des lois du hasard, compensation exacte entre les chocs subis dans les diverses directions, mais prédominance à chaque instant dans une direction constamment variable, et le grain, la particule, s'agite au hasard de ces prédominances. Gouy avait déjà regardé les choses à ce point de vue, mais il n'avait pas réussi à calculer, pour un milieu et pour une particule donnés, quelle devait être et de quoi dépendait l'importance du mouvement brownien, de ce qu'on peut appeler les excursions désordonnées de la particule dans les différentes directions en un temps donné.

Einstein, qui ne connaissait pas ces travaux sur l'interprétation du mouvement brownien, mais dont l'esprit travaillait sur l'idée de l'agitation thermique, s'est posé a priori le problème des répercussions de cette agitation sur le mouvement d'une particule en suspension dans un fluide. Il s'est de-mandé comment un grain plus gros que les molécules du fluide pourrait se comporter, sous l'influence de leur bombardement, quelle serait l'importance des excursions désordonnées qu'il ferait à partir de son point de départ au bout d'un temps donné, et il a résolu le problème. Il a vu à travers la théorie cinétique un phénomène concernant les grains de poussière en mouvement et, sans savoir qu'il traitait ainsi le problème du mouvement brownien, il terminait son exposé en disant : « Puisse un physicien observer le phénomène dont je viens de trouver les lois ! » Et il a suffi à Perrin de regarder avec précision, à l'aide du microscope, des grains de gomme-gutte dans une solution, à d'autres de regarder les grains de poussière dans l'air, pour vérifier la formule d' Einstein, confirmer qu'il avait vu clair à travers les difficultés de la théorie et résolu, pour son coup d'essai, un important problème posé depuis longtemps, à son insu, par les faits, et resté jusque-là sans réponse. Cette même rectitude d'esprit, ce même sens de la réalité physique à travers la théorie a permis à Einstein d'apporter plusieurs contributions essentielles à cette théorie des quanta qui fait le tourment actuel des physiciens et a pris son essor en 1900 par l'initiative d'un autre homme de génie, Max Planck. Ce savant avait compris qu'il était nécessaire d'admettre que chaque grain de matière qui émet ou absorbe du rayonnement ne peut le faire que par quantités finies d'énergie ou quanta ; mais il avait limité là son affirmation sans se demander si la discontinuité qui s'imposait dans l'absorption ou dans l'émission devait ou non se prolonger dans la structure même du rayonnement. Einstein a démontré qu'il était indispensable d'admettre pour le rayonnement lui-même une structure discontinue, de le considérer comme constitué par des grains d'énergie, les photons, les « Lichtquanta » comme il disait. Il a vu clairement cette nécessité comme conséquence des propriétés photoélectriques de la lumière en liaison avec la première ébauche de la théorie des quanta sortie des travaux de Planck. Les deux circonstances dont je viens de parler correspondent à deux parties importantes de l'oeuvre d' Einstein, et j'y ai fait allusion pour souligner la clarté exceptionnelle de sa vision avant d'arriver à ce qui est sa grande contribution, et qui, quoi qu'il arrive, restera un témoignage exceptionnel de puissance d'esprit : la théorie de la relativité. Je n'entreprendrai pas de rappeler en quoi consiste l'apport d' Einstein, en opposition avec les idées courantes des physiciens, soit dans la première étape, celle de la relativité restreinte, qui s'est déroulée de 1905 à 1912, soit dans l'étape de la relativité généralisée qui a été terminée, sous sa première forme, en 1914 et 1915, et qui continue, entre ses mains, à se développer tous une forme de plus en plus riche, mais malheureusement de plus en plus abstraite, et nous donne actuellement l'espoir de réaliser une véritable synthèse, sous la forme d'une géométrisation complète de la physique. En ce qui concerne la relativité restreinte dont je parlerai tout d'abord, Einstein, vous le savez, a renouvelé les idées considérées jusqu'alors comme les plus fondamentales. Nous étions aux prises avec des difficultés anciennes et profondes qui avaient pris une forme aiguë à propos d'une expérience fameuse du savant récemment disparu auquel M. le Général Perrier consacrait tout à l'heure des paroles émues, l'expérience de Michelson. Il paraissait impossible, en particulier, de concilier la vieille idée du temps absolu avec le fait expérimental découvert par Michelson, mais déjà contenu dans la théorie électromagnétique de la lumière : que la lumière se propage avec la même vitesse dans toutes les directions pour tout un ensemble d'observateurs en mouvement rectiligne uniforme les uns par rapport aux autres — ceux que nous appelons les observateurs galiléens — qui sont en translation uniforme avec une vitesse quelconque par rapport à l'ensemble de notre nébuleuse. Einstein a démontré que l'on ne pouvait sortir de la difficulté qu'à condition de remettre en question la vieille idée du temps absolu, d'après laquelle on attribuait un sens absolu; c'est-à-dire indépendant du mouvement des observateurs, à cette affirmation que deux choses se passent en même temps à des endroits différents. Il s'est demandé quel sens physique cela avait de dire, par exemple, qu'un événement a lieu sur Sirius au même instant où un autre événement a lieu ici ; et il a compris que cette simultanéité ne pouvait avoir qu'un sens relatif, que deux événements simultanés pour nous ne le sont pas pour d'autres observateurs en mouvement par rapport à nous, et que, au point de vue de ces observateurs, l'écart dans le temps entre ces deux événements est d'autant plus important que la vitesse du mouvement relatif est plus considérable. Il fallait un grand courage intellectuel pour se mettre en opposition avec les idées qui avaient pour elles la consécration d'un long passé, qui étaient à la base de cet admirable édifice de la mécanique classique qui, appliquée avec tant de succès au mouvement des astres par Newton et ses continuateurs, était apparue aux physiciens comme le modèle de toute leur science et le type essentiel d'explication. L'idée générale alors était que toute la physique devait chercher son explication du côté de la mécanique ; la notion de temps absolu et, avec elle, la notion de masse absolue, paraissaient être au-dessus de toute contestation, elles semblaient appartenir à ces catégories de la pensée dont Immanuel Kant avait montré l'importance essentielle. Oser remettre en question une catégorie aussi profondément incorporée que l'était la notion de temps absolu dans toute la construction théorique de l'époque, marquait vraiment un grand courage. Mais Einstein ne s'est pas borné à cette action critique destructive ; il a immédiatement entrepris une œuvre constructive, en montrant comment il fallait modifier la notion de temps et établir ainsi une nouvelle cinématique ; il a montré également comment, à cette nouvelle cinématique fondée sur la notion de temps relatif, correspondait une nouvelle dynamique dont la dynamique de Newton n'était qu'une première approximation ; celle-ci devenant inexacte quand la vitesse du mobile arrivait à. être assez importante par rapport à la vitesse de la lumière, qui joue, rappelons-le, le rôle essentiel dans toute cette théorie. Je me borne à rappeler comment la question a été posée et comment elle a été résolue, par l'abandon de vieux préjugés sur la notion de temps, en constatant que l'idée qu'on se faisait de la concordance du temps en différents lieux ne reposait sur aucune base expérimentale. Ce que je désire vous montrer maintenant, c'est la fécondité, au point de vue de l'astronomie, du bouleversement ainsi introduit par Einstein et j'indique tout de suite que cela ne concerne encore que le domaine de la relativité restreinte. La nouvelle dynamique a eu immédiatement des conséquences essentielles pour l'astronomie ; elle a permis de comprendre pour la première fois l'origine du rayonnement solaire, ou plus généralement du rayonnement stellaire, et de voir clair dans l'ensemble des questions posées et les faits accumulés par l'astronomie physique concernant l'évolution des étoiles. Il y avait là, en effet, un ensemble de choses incompréhensibles, contradictoires, dans lesquelles la relativité est venue mettre de l'ordre. C'est vraiment un problème important, non seulement pour les astronomes, mais pour les physiciens, et même pour tous les Terriens, que de savoir d'où vient ce rayonnement auquel nous devons notre existence. Jusqu'à la relativité, on n'avait pas pu s'en expliquer l'origine, et cela pour une raison bien simple. Nous savons évaluer le rayonnement, ou comme nous le disons, l'énergie rayonnée par le Soleil, en mesurant la quantité de chaleur qui arrive par seconde sur la Terre par centimètre carré de surface normale aux rayons solaires ; si nous considérons maintenant une sphère ayant pour rayon la distance connue de la Terre au Soleil, tous les centimètres carrés de sa surface reçoivent cette même quantité de chaleur, et il suffit d'une simple multiplication pour savoir ce que le Soleil rayonne au total d'énergie, de chaleur, par seconde. On obtient ainsi un chiffre fantastique : la chaleur rayonnée par le Soleil en une seconde est celle que dégageraient, en brûlant, 10 millions de milliards de tonnes de houille. C'est une quantité de houille beaucoup plus grande que la Terre n'en a jamais contenu ; toutes les mines de charbon de notre globe ne suffiraient pas à une seconde du rayonnement solaire. Si l'on suppose que le Soleil entretient ce gaspillage — le Comité des Houillères n'aurait pas d'autre mot — non par la combustion de charbon, mais par des réactions chimiques dégageant beaucoup plus de chaleur, par exemple par la combinaison entre l'hydrogène et l'oxygène, on peut se demander, en supposant la masse du Soleil entièrement composée initialement de ces deux gaz, pendant combien de temps sa combustion entretiendrait ce rayonnement. On trouve ainsi un chiffre de trois mille années, ce qui est très insuffisant, car nous savons que l'existence des êtres organisés remonte à un passé beaucoup plus loin. La théorie chimique du rayonnement solaire est donc inacceptable. Une autre théorie a donné des résultats à peine plus satisfaisants : c'est celle de Helmholtz et de Lord Kelvin, d'après laquelle la chaleur solaire s'entretiendrait par suite de la chute de matière cosmique sur le Soleil. La couronne du Soleil est constituée par de la matière qui est attirée par la masse solaire. Si l'on ne tient pas compte de la pression de radiation qui tend à chasser la matière et si l'on admet que celle-ci tombe sur le Soleil, étant donné l'énorme champ de gravitation auquel elle est soumise, elle acquiert une vitesse considérable et le choc qu'elle produit à son arrivée sur le Soleil dégage une grande quantité de chaleur. En admettant que toute la masse actuelle du Soleil ait été constituée par l'arrivée progressive de couches de matière, on s'est demandé depuis combien de temps — à supposer que le rayonnement de l'astre ait été toujours celui que nous connaissons — cette chute avait commencé. On a ainsi trouvé 8 millions d'années. Ce chiffre représente déjà un long passé, mais il ne nous suffit pas. la radioactivité, qui nous permet de connaître l'âge des couches géologiques de la Terre, nous apprend que 8 millions d'années représentent à peine le commencement du quaternaire, alors que le secondaire remonte à 200 millions d'années. Or, à l'époque secondaire, il y avait une végétation luxuriante, et le Soleil y était certainement déjà pour quelque chose. La théorie gravitationnelle à laquelle je viens de faire allusion est donc tout à fait insuffisante. Lorsqu'on eut découvert les phénomènes radioactifs, on s'est rendu compte qu'il pouvait y avoir des transformations plus profondes de la matière, dégageant plus d'énergie que les réactions chimiques, ou que les phénomènes de choc déterminés par la gravitation. On s'est vite rendu compte qu'il s'agit en radioactivité de véritables transmutations, de changement de nature des atomes intéressés. Ce qui a permis de comprendre que l'origine de la chaleur solaire est liée, comme la radioactivité, à des transformations profondes de la structure atomique, c'est cette dynamique de la relativité qui, à l'ancienne conception de l'invariabilité de la masse d'un corps à travers toutes les transformations physiques ou chimiques que ce corps peut subir, en substitue une autre essentiellement différente. Vous connaissez la formule de Lavoisier : rien ne se perd, rien ne se crée quand on combine deux corps ; la masse du composé est égale à la somme des masses des composants. Cette invariabilité de la masse à travers les transformations physiques ou chimiques subies par la matière caractérise la notion de masse absolue introduite par Newton et placée par lui à la base de la mécanique classique. La nouvelle dynamique a dû l'abandonner. On peut en effet montrer, comme conséquence des deux principes fondamentaux de la physique, le principe de conservation de l'énergie et le principe de relativité restreinte, que la masse absolue est fille du temps absolu. De l'association des deux principes à la notion du temps absolu on déduit la dynamique de Newton et par conséquent la conservation de la masse au sens de Newton et de Lavoisier. Au contraire, quand on admet le temps relatif, on obtient la nouvelle dynamique, et en particulier un résultat considérable qui nous affirme l'inertie de l'énergie. Une portion de matière n'a pas une masse constante : lorsqu'elle perd de l'énergie par rayonnement, elle perd une partie de sa masse ; quand elle absorbe du rayonnement, sa masse augmente. La masse d'un corps est déterminée essentiellement par ce que nous appelons l'énergie interne de ce corps ; quand celle-ci diminue, la masse diminue. En fait, c'est l'énergie qui est inerte. La grande simplification de cette dynamique est de réunir en une seule ces deux notions autrefois distinctes d'énergie et de masse. Dans l'ancienne dynamique il y avait conservation de l'énergie et conservation de la masse, mais de façon indépendante : un corps pouvait changer d'énergie en gardant la même masse. Dans la dynamique relativiste au contraire, la masse d'un corps est proportionnelle à son énergie interne, avec un coefficient de proportionnalité égal au carré de la vitesse de la lumière ; si on prend pour unité de vitesse celle de la lumière la masse et l'énergie sont donc mesurées par le même nombre ; ces deux notions se trouvent ainsi confondues.

De cette unification résultent des conséquences essentielles au point de vue de la compréhension de l'origine du rayonnement solaire. Nous savons évaluer l'énergie de ce rayonnement, qui, nous l'avons vu, est considérable. Reportons-nous au Soleil. Il y a des étoiles, Capella, par exemple, qui rayonnent encore cent fois davantage. En vertu de la doctrine de l'inertie de l'énergie, aujourd'hui complètement incorporée à la physique, nous pouvons donc calculer à quelle perte de masse par seconde correspond cette émission d'énergie ; on obtient ainsi le résultat suivant : le Soleil, du fait du rayonne-ment qu'il émet, perd 4 millions de tonnes de sa masse par seconde. En tenant compte de sa masse totale — Cavendish nous a appris à peser la Terre, le Soleil, les étoiles — on arrive à ce résultat que si toute la masse du Soleil devait disparaître, sous forme de rayonnement, et je serai conduit à vous affirmer tout à l'heure que nous le considérons comme possible, cette masse représenterait de quoi entretenir le rayonnement solaire pendant 10 000 milliards d'années. Il est évident que, dans le passé, il y a des chances pour que le Soleil ait déjà rayonné à ce régime pendant un temps très long. Nous verrons d'un peu plus près ce qui concerne les étoiles. Quoi qu'il en soit, il nous faut admettre pour le passé de la Terre, d'après les renseignements que nous fournit l'étude de la radioactivité des roches, environ 2 milliards d'années. Si, étant donnée sa masse actuelle, le Soleil peut rayonner dans l'avenir pendant 10 000 milliards d'années, nous concevons facilement qu'il ait déjà pu éclairer la Terre durant une période de l'ordre de grandeur de deux milliards d'années. Comment nous représenter, en ce qui concerne la matière, cette disparition de masse par diminution d'énergie interne ? C'est ici que le principal résultat de la doctrine de l'inertie de l'énergie entre en liaison avec les phénomènes solaires et stellaires. En effet, l'inertie de l'énergie permet de comprendre et de résoudre des difficultés qui ont arrêté les chimistes pendant un siècle, concernant l'unité de la matière. Les atomes d'hélium, d'oxygène, de soufre, ont des poids atomiques voisins des multiples entiers du poids atomique de l'hydrogène ; l'atome d'hélium pèse environ quatre fois plus que celui d'hydrogène , et l'oxygène seize fois. Si, comme le supposait Prout, il y avait unité de la matière, c'est-à-dire si quatre atomes d'hydrogène se condensaient pour donner un atome d'hélium, si seize atomes d'hydrogène se condensaient pour donner un atome d'oxygène, etc..., il devrait y avoir, dans l'ancienne conception de la conservation de la masse, exactement les rapports 4, 16, 32 entre la masse atomique de ces corps et celle de l'hydrogène. Mais, en réalité, il y a un écart de 1 /125 par défaut à partir de ces multiples. Au point de vue ancien, cela n'était pas admissible, et pourtant on a dû admettre malgré tout l'hypothèse de l'unité de la matière. Depuis la découverte des électrons et des protons, et de la structure nucléaire des atomes, nous savons qu'un atome d'hélium résulte de la condensation de quatre atomes d'hydrogène ; comment se fait-il alors que cette condensation s'accompagne d'une perte de masse ? Si nous admettons que lorsque l'hydrogène se condense, il rayonne de l'énergie, l'inertie de l'énergie permet d'affirmer que la masse doit diminuer. Le fait qu'elle diminue de 1/125 nous permet de savoir combien un gramme d'hydrogène, en se transformant en hélium, par exemple, rayonnera de chaleur : s'il donne de l'hélium, la chaleur qu'il dégage est égale à celle de la combustion de 20 tonnes de houille. Si nous pouvions réaliser à volonté la condensation de l'hydrogène en hélium, au lieu d'emporter 20 tonnes de houille ou d'essence dans des appareils de transport, il nous suffirait d'emporter un gramme d'hydrogène. Supposons encore que les protons et les électrons qui constituent l'hydrogène, non seulement se condensent pour donner d'autres atomes, mais par-viennent à se détruire réciproquement, en neutralisant leurs électrisations de signes contraires, ce ne serait plus 1/125 de la masse qui disparaîtrait, ce serait la masse tout entière. L'énergie alors rayonnée serait 125 fois plus grande. Peut-être, d'ailleurs, cette destruction complète de la matière, si nous savions la réaliser, constituerait-elle un phénomène explosif, et l'homme qui, tel l'apprenti sorcier, le déclencherait, déterminerait une catastrophe pire que tout ce que nous pouvons imaginer. Quoi qu'il en soit, si un gramme de matière pouvait être entièrement détruit en se transformant en énergie rayonnante, le rayonnement ainsi émis serait 125 fois plus grand que celui qui provient de la condensation d'un gramme d'hydrogène en hélium et correspondrait par conséquent à la chaleur dégagée par la combustion de 2 500 tonnes de houille. Si nous admettons maintenant, comme l'a fait Perrin, que, dans le Soleil, dans les étoiles, c'est l'hydrogène qui se condense pour se transformer en d'autres atomes — et il y a effectivement de l'hydrogène, de l'oxygène, de l'hélium, etc., sur le Soleil, — en supposant que le Soleil ait été au début entièrement constitué d'hydrogène, il pourrait entretenir son rayonnement, actuel pendant le 1 /125 du temps que j'indiquais tout à l'heure, soit environ 100 milliards d'années, ce qui paraît suffisant. D'ailleurs, l'avenir de l'humanité sera probablement limité par des causes terrestres et non par l'extinction du Soleil ; il est vraisemblable que d'ici là la Terre aura absorbé ses océans — il n'y a lias que les dieux qui ont soif — et qu'elle se trouvera dans la situation de Mars où l'eau est très rare et où la vie semble être devenue beaucoup plus difficile qu'elle n'est actuellement ici. Il n'en est pas moins utile de connaître les limites de durée qu'impose le Soleil à la vie de la Terre : dans l'hypothèse où ce serait la condensation de l'hydrogène en hélium, en oxygène, qui entretiendrait le rayonnement solaire, nous aurions encore devant nous, au régime actuel, environ 100 milliards d'années. Voilà quelques conséquences de la compréhension du fait que, lorsqu'un corps rayonne, ce peut être aux dépens de sa masse, qu'en particulier la transformation des atomes légers en atomes lourds s'accompagne d'une diminution de masse et, par conséquent, d'une émission de rayonnement. Cela nous donne déjà une interprétation logiquement, physiquement satisfaisante. A ce que je viens de dire, je voudrais ajouter une autre conséquence d'importance essentielle, non plus seulement pour ce qui concerne notre Soleil et son avenir, mais aussi pour ce qui concerne l'évolution des étoiles, laquelle reste incompréhensible sans cette dynamique de la relativité et cette doctrine de l'inertie de l'énergie. Vous savez quels admirables travaux se sont développés en astrophysique depuis trente ou quarante ans. Dans les observatoires américains, en première ligne, remarquablement outillés pour la spectroscopie stellaire, on a pu, par l'étude du spectre des étoiles, non seulement mesurer la grandeur absolue de ces étoiles, mais aussi constater l'existence de types d'étoiles, affirmer l'identité quasi absolue des étoiles d'un même type, faire ainsi une classification, et déduire des résultats obtenus par les savants américains, l'idée d'une évolution suivie par chaque individu stellaire. Cette classification, réalisée grâce à. la spectroscopie stellaire, a conduit à distinguer des étoiles géantes et des étoiles naines. Les plus grandes des géantes sont les géantes rouges, Bételgeuse, par exemple, dont la densité très faible ne dépasse pas le millionième de la densité du Soleil, mais dont le diamètre, que Michelson a pu mesurer directement, est tel que le système solaire presque tout entier y tiendrait. Sa masse est au moins cent fois plus grande que celle du Soleil. Ensuite, viennent les géantes jaunes, dont le rayonnement par unité de surface est plus intense. Puis les étoiles blanches dont la température apparente atteint quelque 25 000 degrés. Après, viennent des étoiles ayant une température moins élevée, mais une densité beaucoup plus grande, et par conséquent des dimensions plus petites. Ce sont les naines blanches, dont Sirius est un exemple. Il a une masse égale à trois fois la masse du Soleil. A la suite des naines blanches on trouve les naines jaunes dont notre Soleil fait partie et enfin les naines rouges, les moins élevées dans la dignité stellaire, si l'on peut dire, et dont la masse varie du cinquième au dixième de celle du Soleil. L'existence de toute cette série d'étoiles impose nettement à l'esprit l'idée d'une évolution, l'idée qu'un même individu stellaire passe de l'état de nébuleuse obscure par suite de la condensation de sa matière sous l'action de la gravitation et de l'échauffement qui en résulte, à l'état de géante rouge, ensuite à l'état de géante jaune, puis blanche ; la condensation étant quasiment achevée, et le dégagement de chaleur continuant par rayonnement, il y a refroidissement progressif, et à partir de ce moment cette étoile passe successivement les stades de naine blanche, de naine jaune et de naine rouge. Cette ligne d'évolution est claire et bien marquée ; de plus elle s'accompagne d'un phénomène remarquable : en même temps que l'on peut classer, comme je viens de le dire, les étoiles, on peut déterminer leur masse, et on constate avec surprise que les étoiles d'une même catégorie, les géantes rouges, par exemple, ont toutes très sensiblement la même masse, égale à environ 100 fois la masse du Soleil ; pour les géantes jaunes, la masse est plus petite ; pour les naines blanches comme Sirius. la masse est encore plus petite : deux ou trois fois celle du Soleil ; la masse des naines jaunes est à peu près égale à celle du Soleil ; celle des naines rouges est le cinquième ou le dixième de la masse du Soleil. On est donc obligé d'admettre que, au cours de son évolution complète, une étoile diminue de masse au moins dans la proportion de 1 000 à 1.

Il faut admettre que cette perte de masse est liée au rayonnement, puisqu'il n'y a pas de perte de matière ; ces astres énormes ne laissent pas partir les atomes qu'ils contiennent ; on est conduit par conséquent à admettre que la perte de masse correspond à une destruction complète de la matière, à une neutralisation profonde de l'électron par le proton, avec, comme chant du cygne, une grande production de lumière, deux photons résultant de la neutralisation réciproque d'un proton et d'un électron. Cette destruction complète de la matière pour donner de la lumière exige probablement, pour se produire de manière importante, les conditions de température et de pression qui existent à l'intérieur des étoiles et qui diffèrent profondément de celles que nous savons réaliser : M. Arthur Eddington évalue à quarante millions de degrés la température centrale de la plupart des étoiles et la pression s'y chiffrerait par milliards d'atmosphères. Dès lors, si notre Soleil est le siège d'un tel phénomène — et nous avons toutes raisons de le penser — ce n'est pas le 1/125 de sa masse qu'il perdrait par transformation de l'hydrogène en hélium, ce serait la quasi totalité de cette masse, et nous aurions alors à compter sur le rayonnement solaire dans les conditions actuelles, pour dix milliers de milliards d'années.

Vous voyez quelles lumières nouvelles cette conception de l'inertie de l'énergie jette sur l'évolution stellaire. La diminution progressive de la masse des étoiles était un mystère pour les astronomes ; avec les conceptions anciennes sur la masse et sur la matière, il était impossible de comprendre comment la masse des étoiles pouvait ainsi fondre ; nous comprenons main-tenant qu'elle ne fond pas, mais qu'elle se brûle, qu'elle se transforme en rayonnement, en énergie.

La constatation que cette masse varie dans un rapport déterminé et s'accompagne de rayonnement que nous pouvons mesurer nous permet de déterminer la durée de chaque stade de l'évolution des étoiles, d'évaluer à quelques centaines de milliers de milliards d'années la durée de l'évolution d'une étoile, depuis l'état de nébuleuse obscure jusqu'au stade d'étoile naine refroidie, résidu de l'immense brasier qu'elle représentait. Tout cela n'a pu se comprendre que grâce au secours de la relativité et us voyez quel apport essentiel constituent les travaux d'Einstein pour progrès de l'astronomie.

J'arrive maintenant à ce qui est plus spécifiquement astronomique dans l'oeuvre d' Einstein et qui correspond à ce qu'on appelle la relativité généralisée. Cette théorie de la relativité généralisée a bouleversé, renouvelé la notion d'espace, comme la relativité restreinte a bouleversé et renouvelé la notion de temps. Une fois assuré le succès de cette attitude de libre critique de l'esprit devant les catégories de la pensée, les résultats de la critique du temps ont encouragé Einstein à faire la critique de l'espace. Avec cette merveilleuse rectitude d'esprit à laquelle j'ai fait allusion, il a pensé qu'un principe de relativité limité au mouvement uniforme était partiel et insuffisant. Il lui est apparu qu'il devait y avoir une vérité plus profonde et plus générale, que les lois de la physique devaient se présenter de la même façon non seulement pour des observateurs galiléens en mouvement uniforme les uns par rapport aux autres, mais pour tout observateur prenant un système de référence quelconque d'espace et de temps, un observatoire rigide en rotation, par exemple, même un système matériel déformable au cours du temps. Einstein s'est appuyé pour affirmer ce principe sur des réflexions profondes quant à la nature des lois de la physique et il en est résulté des conséquences imprévues et extrêmement importantes concernant le phénomène mystérieux de la gravitation. Déjà la relativité restreinte avait commencé un travail d'unification en faisant rentrer dans la physique et sous une forme nouvelle cette mécanique rationnelle à laquelle on avait fait, dans l'ensemble des disciplines scientifiques, une situation privilégiée. On considérait comme rationnelles, nécessaires, intangibles, les notions qu'elle avait introduites a priori et comme seules acceptables les explications qu'elle .permettait de donner des phénomènes physiques. Elle était la science type, la norme explicative à laquelle on devait s'efforcer de tout ramener. Elle ne constitue plus aujourd'hui qu'un chapitre de la physique, celui qui s'occupe du mouvement des corps, et l'un des plus superficiels puisqu'au cours de la crise des quanta on s'est aperçu qu'elle cesse d'être valable dans le domaine corpusculaire. Cette réincorporation de la mécanique dans la physique a été suivie, en relativité généralisée, de l'incorporation de la gravitation dans la physique ou plutôt dans cette géométrie de l'espace-temps qui tend à absorber la physique tout entière. On se trouvait jusque-là en présence d'un problème mystérieux : pour la première fois Einstein a pu interpréter ce fait extraordinaire que tous les corps tombent de la même manière, quelle que soit leur nature, qu'il y a une exacte proportionnalité entre ce qu'on avait appelé leur masse pesante et ce qu'on avait appelé leur masse inerte. II est arrivé à cette interprétation en renonçant à la géométrie euclidienne, et en admettant que les propriétés de l'espace ne sont pas données a priori comme les anciens le supposaient, mais dépendent de ce qu'il y a dans cet espace ; celui-ci n'est pas un cadre rigide, la géométrie qui en représente les lois conserve une certaine souplesse, et l'espace est en quelque sorte modifié, déformé par la matière présente. Au lieu de concevoir, ainsi que l'avait fait Newton, le mouvement d'une planète comme dû à l'attraction exercée sur elle, dans un espace euclidien, par le Soleil qui l'oblige à tourner autour de lui, alors qu'elle irait spontanément en ligne droite si cette action n'existait pas, Einstein a compris que la circulation était due au fait que l'espace réel n'est pas euclidien, mais présente une courbure déterminée par la présence même du Soleil, c'est le mouvement spontané de la Terre dans cet espace incurvé qui correspond à une circulation, de la même manière qu'une bille lancée dans une cuvette y tourne sans en sortir, alors que lancée dans l'espace libre elle irait en ligne droite. Le Soleil creuse en quelque sorte une cuvette dans l'espace à trois dimensions qu'il incurve ainsi, tout comme on pourrait incurver en forme de cuvette une surface plane à deux dimensions. Il en résulte un mouvement spontané de circulation des planètes autour du Soleil dans cet espace incurvé. Le fait d'avoir compris que la gravitation était une conséquence des propriétés de l'espace, et que ces propriétés elles-mêmes étaient déterminées par la matière présente, a introduit un bouleversement considérable non seulement dans la physique, mais aussi dans la mécanique et dans l'astronomie. Au lieu de l'ancienne mécanique céleste de Newton dans laquelle on voyait des forces attractives s'exercer entre les corps et modifier leurs mouvements, Einstein a pu concevoir une théorie plus générale dans laquelle l'espace lui-même a des propriétés qui résultent de la présence des corps dont le mouvement spontané dépend des propriétés de l'espace déterminées par leur présence même. Immédiatement, avec sa faculté de vision concrète ,à travers le voile des théories abstraites — et peu de théories ont des aspects aussi voilés que celle de la relativité, dont le langage mathématique, hérissé de tenseurs, paraît rébarbatif et peu favorable à la transparence vis-à-vis de la réalité sous-jacente, — Einstein a vu comment, de cette construction mathématique, on pouvait déduire trois conséquences essentielles : l'explication du mouvement de périhélie de Mercure, principal résidu de la mécanique céleste de Newton, résidu que la théorie classique ne permet pas d'interpréter, la déviation de la lumière par le Soleil, et enfin le déplacement vers le rouge des raies spectrales émises par le Soleil ou les étoiles. Voici la position actuelle de l'expérience vis-à-vis de ces prévisions ; je l'emprunte à une conférence faite par M. Georges Darmois, de Naney, au Centre de Synthèse dans une série de conférences que j'ai organisées l'an dernier, et dans laquelle il a apporté les résultats les plus récents en ce qui concerne la vérification expérimentale de ces trois conséquences astronomiques déduites par Einstein de la théorie de la relativité généralisée. Je ne vous donnerai d'ailleurs que les conclusions. Il est certain, comme vous le savez, qu'il existe un résidu de 42 secondes d'arc par siècle dans le mouvement du périhélie de Mercure, dans la rotation de l'orbite de cette planète dans le plan de son écliptique, chiffre qui, d'ailleurs, n'est certain qu'à une seconde près. Or la théorie d' Einstein fait prévoir une rotation de 42 secondes 9 /10 ; en d'autres termes, au degré actuel de précision des résultats astronomiques, la théorie d' Einstein ne laisse pas de résidu en ce qui concerne le mouvement de Mercure. On a cru également constater des résidus dans les mouvements du périhélie de Vénus et de Mars, mais des résidus très faibles : la théorie d' Einstein n'en prévoit pas pour ces planètes. En fait, au degré actuel de précision des expériences, la théorie d'Einstein est vérifiée. La déviation de la lumière par le Soleil, calculée quantitativement par Einstein, a fait l'objet de vérifications expérimentales au cours des éclipses de Soleil, en 1919, en 1922, et en mai 1929. Les résultats sont extrêmement difficiles à discuter en ce sens que l'on est à la limite de la précision des mesures, surtout en ce qui concerne les étoiles un peu éloignées du Soleil en direction : la théorie d' Einstein prévoit une déviation de la lumière de l'étoile sous l'influence du Soleil, en raison inverse de la distance angulaire de l'étoile au Soleil, et qui diminue par conséquent dès que l'on s'écarte du bord du Soleil. La comparaison des clichés pris en l'absence du Soleil et en présence du Soleil ne révèle que des déplacements de très petites fractions de millimètre, aussi est-il difficile, après les opérations de développement et de séchage d'un cliché, d'apporter des affirmations indiscutables. Quoi qu'il en soit, ce qui est certain, c'est que, pour les étoiles les plus voisines du Soleil, on observe un déplacement de l'ordre de grandeur prévu par Einstein ; la variation en raison inverse de la distance est moins certaine : Ajoutons que, postérieurement aux expériences rapportées par M. Darmois, des résultats ont été publiés au sujet de l'éclipse de 1929 ; ils paraissent dans l'ensemble un peu plus faibles qu'il ne correspond aux prévisions d' Einstein. La conclusion c'est que ce qui concerne la déviation de la lumière laisse la voie ouverte à une évolution de la théorie; les explications de la gravitation par la géométrie non riemannienne se développent, et peut-être des géométries nouvelles auront-elles pour conséquence d'achever la synthèse de l'électromagnétisme et par conséquent de la physique et de la gravitation. Nous ne savons pas ce que cette nouvelle étape de la relativité peut laisser prévoir en matière de déviation de la lumière par le Soleil, mais déjà l'ordre de grandeur prévu par Einstein semble exact en première approximation expérimentale et théorique. Le troisième phénomène est plus imprévu, plus difficile à se représenter que les deux autres : je veux parler du déplacement des raies émises par un atome déterminé quand il est sur un corps comme le Soleil ou les étoiles, par rapport à la position que ces mêmes raies du spectre occupent lorsque l'émission a lieu sur la Terre. Le déplacement ainsi prévu est proportionnel au potentiel de gravitation à la surface de l'étoile, c'est-à-dire au quotient de sa masse par son rayon. On a bien constaté des déplacements de cet ordre dans le spectre du Soleil, mais il y a bien des causes qui peuvent les déterminer : des actions magnétiques, l'influence de la pression, des effets Doppler. La réalité de cet effet Einstein était restée douteuse tant que l'on n'avait pu observer que le déplacement des raies du spectre solaire. Plus récemment, le compagnon de Sirius a permis de trancher la question. Ce compagnon que l'on avait cru longtemps obscur, que l'on ne connaissait que par le mouvement sinueux qu'il imprime à Sirius en tournant autour de lui est effectivement lumineux : seulement sa lumière est faible et noyée dans l'irradiation de Sirius. Avec une lunette assez puissante on a pu observer ce compagnon et étudier son spectre et on a constaté cette chose extravagante qui a étonné les astronomes tout autant que la perte de masse des étoiles dans leur évolution, c'est que la densité du compagnon de Sirius est égale à 60 000 fois la densité de l'eau : 1 centimètre cube de cet astre pèse 60 kilogrammes. C'est là un fait que nous comprenons maintenant grâce aux idées actuelles sur la structure de la matière. Nous concevons que, lorsqu'une grosse molécule comme cette étoile se condense, elle contient des atomes dépouillés de leurs électrons périphériques. Il est probable que, dans la fournaise de 40 millions de degrés dont je parlais tout à l'heure, l'atome se dépouille progressivement de ses enveloppes extérieures d'électrons : à cette température, cela est assez légitime! Comme presque toute la masse de l'atome est concentrée dans le noyau et que les noyaux atomiques peuvent se rapprocher davantage pour une même masse, le volume occupé devient beaucoup plus petit. La densité devient beaucoup plus grande. Les électrons émis restent en circulation comme dans un métal, et en conséquence le compagnon de Sirius doit avoir une haute conductibilité électrique. Les noyaux atomiques se trouvant ainsi beaucoup plus rapprochés que dans la matière ordinaire, il n'est pas étonnant que l'on constate cette densité 60 000 fois supérieure à celle de l'eau. Le potentiel de gravitation, à la surface du compagnon de Sirius, est proportionnel à la masse qui est sensiblement égale à celle du Soleil, et en raison inverse de la distance au centre : comme le compagnon est très petit, le potentiel de gravitation, et, par conséquent, l'effet de déplacement des raies du spectre prévu par Einstein, sont trente fois plus grands que sur le Soleil. Le phénomène est alors assez important pour devenir observable ; en effet des travaux récents, repris par deux fois dans les laboratoires américains, en particulier à l'observatoire du Mount Wilson, ont confirmé l'effet prévu par Einstein. C'est là une admirable vérification de ses idées géniales. Je voudrais avoir le temps d'évoquer aussi autre chose qui nous conduit encore plus loin, je veux parler des conséquences cosmogoniques de la relativité. Le fait d'attribuer par l'intermédiaire de la courbure de l'espace l'origine de la masse d'un corps à l'action des autres corps conduit à prévoir que le voisinage de matière modifie la masse d'une portion de matière ; et ceci nous amène à la conclusion que suggérait Ernst Mach, l'inspirateur d' Einstein, que toute l'inertie d'un corps est due à l'influence de tous les autres corps présents dans l'Univers. A ce point de vue, il est nécessaire d'admettre que la quantité de matière contenue dans l'univers est finie, et que cet univers lui-même est fini. Notre univers est, à trois dimensions, l'analogue de ce qu'est la surface d'une sphère à deux dimensions ; il a une courbure à peu près constante, mais il n'a pas de bords ; il est fini, mais sans limites. Lorsque nous allons tout droit sur la Terre, nous revenons à notre point de départ après avoir parcouru 40 000 kilo. mètres ; il en serait de même de l'espace : si nous partions tout droit dans une direction donnée, nous reviendrions de l'autre côté au même point ; mais dans ce cas le chemin parcouru serait de l'ordre d'un milliard d'années de lumière : une seconde de lumière valant 300 000 kilomètres vous pouvez vous représenter ce que donne cette multiplication de 300 000 kilomètres par 60, puis encore par 60, puis par 24, puis par 365, et enfin par 1 milliard : tel serait le total de kilomètres parcouru par le voyageur qui, s'en allant tout droit devant lui , reviendrait à son point de départ après avoir fait le tour de notre univers. C'est dire qu'il y a de la place dans cet univers, en particulier pour contenir les objets célestes que l'astrophysique permet de reconnaître et de repérer. Nous savons que certaines nébuleuses spirales sont à quelque 20 millions d'années de lumière et plus ; cela ne semble plus étonnant, puisque le tour de l'univers correspond à 1 milliard d'années de lumière. L'astrophysique qui permet de déterminer la distance de ces nébuleuses spirales, de ces îles stellaires comme disait tout à l'heure Mme Flammarion, comparables à celle dans laquelle est plongée la Terre, car la Voie Lactée n'est elle-même qu'une nébuleuse spirale, et réparties dans l'univers quasi-ment sphérique d'Einstein, cette astrophysique, dis-je, nous indique par effet Doppler que ces nébuleuses semblent douées d'un mouvement qui les éloigne de nous. La dernière conception à laquelle se rallient De Sitter et Einstein lui-même, développée par l'abbé Georges Lemaître à Louvain, c'est qu'il faut admettre que notre univers est ainsi fermé avec un certain rayon de courbure, mais que ce rayon augmente avec le temps. La théorie cosmogonique la plus cohérente actuellement conduit à admettre un accroissement progressif des dimensions de notre univers. Cette dilatation se traduirait donc par le fait que les objets éloignés les uns des autres s'éloigneraient toujours davantage. Si notre Terre se gonflait, deux continents s'éloigneraient progressivement l'un de l'autre : c'est de la même manière qu'à trois dimensions on peut interpréter les effets Doppler présentés par les nébuleuses spirales. Je crois vous avoir montré ce que tout cela nous apporte de conceptions nouvelles, dignes de la récompense qui vient d'être accordée par la Société Astronomique de France. La relativité restreinte nous donne la compréhension de l'origine du rayonnement qui entretient la vie, celle de l'évolution des étoiles, et le moyen de déterminer la durée de cette évolution. La relativité généralisée nous permet de comprendre la véritable signification de la gravitation, en laquelle nous voyions, depuis Newton, l'effet d'une force attirant les astres les uns vers les autres. Elle nous apporte aussi une conception entièrement nouvelle de la cosmogonie, de laquelle résulte un apaisement de l'inquiétude que nous éprouvions devant l'infini, puisque nous nous sentons enveloppés dans un univers fermé, quoique très vaste et qui, cependant, élargit constamment comme pour faire plus de place à l'esprit des hommes. Telle est cette contribution essentielle d' Einstein au développement de l'Astronomie, contribution dont on ne saurait exagérer l'importance. Bien entendu, je n'ai rien dit de la structure même de ces théories de relativité restreinte et de relativité généralisée ; je l'ai fait tant de fois déjà que j'aurais abusé, aussi bien le temps m'eût-il manqué. J'ai voulu seulement insister quelque peu sur les conséquences de l'oeuvre d' Einstein, montrer quel élargissement de nos idées et de la science elle représente ; en particulier dans le domaine de l'astronomie.

  • Source: Bulletin de la Société Astronomique de France