Je n'aurai pas le temps

donc juste ! Mais ce n’est que plusieurs mois plus tard que je pris conscience de la véritable signification de cette découverte que firent les ingénieurs Arno Penzias et Robert Wilson.
    J’enseignais la cosmologie à l’observatoire d’Arcetri près de Florence – où, condamné par Rome pour ses idées sulfureuses, Galilée passa ses dernières années – quand, devant un parterre d’étudiants, tout se mit en un instant en place dans ma tête.
    Le rayonnement fossile nous livre une image de l’état de l’Univers dans son plus lointain passé. Plus précisément à une époque où il avait un peu moins de 400 000 ans – il en a aujourd’hui près de 14 milliards. Cette image nous fait découvrir un cosmos bien différent de celui d’aujourd’hui. On peut le décrire comme un chaos primordial, extrêmement chaud, dense et lumineux. Il n’héberge aucune des structures qui en font maintenant la richesse et la diversité. C’est tout juste s’il y règne quelques faibles inhomogénéités de température et de densité.
    Si nous considérons cet état primitif, les évolutions nucléaires et biologiques prennent une nouvelle dimension.La formation des étoiles et des galaxies, la nucléosynthèse des éléments chimiques à l’intérieur de ces astres, l’évolution de la vie organique à la surface de notre planète deviennent autant de chapitres d’une seule et même odyssée : celle de la matière qui s’organise. Toutes les sciences que les humains ont développées depuis plusieurs siècles : physique, chimie, biochimie, biologie, mais aussi astronomie, géologie, paléontologie, anthropologie, loin de s’ignorer, se juxtaposent en une vaste fresque. Chacune raconte, dans son domaine propre, les étapes de cette métamorphose du chaos initial en un cosmos richement agencé. De là transparaît la profonde unité de son histoire.
    Le poète latin Térence écrivait : « Rien de ce qui est humain ne m’est étranger. » Nous pouvons maintenant ajouter : « Rien de ce qui est de la matière, du temps et de l’espace ne nous est étranger. »

Chapitre 24
    À l’université de Berne :le duo hydrogène-hélium
    E n 1967, j’ai séjourné plusieurs semaines en Suisse. Je donnais une série de cours d’astrophysique nucléaire aux chercheurs de l’observatoire de Genève. J’expliquais en particulier comment l’observation des éléments chimiques à la surface du Soleil et des planètes est un puissant moyen pour reconstituer l’histoire du Système solaire.
    On admet aujourd’hui que notre étoile et son système planétaire se sont formés ensemble à partir d’une grande nébuleuse dite « protosolaire » qui errait dans la Voie lactée il y a 4,5 milliards d’années. La similitude dans la composition chimique du Soleil et dans celle des corps planétaires en constitue une excellente preuve. On retrouve sur la Terre, la Lune et les météorites qui tombent sur notre sol, la quasi-totalité des variétés atomiques, dans des proportions suffisamment semblables pour accréditer cette thèse.
    La situation est, par contre, très différente pour l’hydrogène et l’hélium. Le Soleil est une boule dont ces deux gaz sont les principaux constituants, les autres atomes ne formant que 2 % environ de sa masse. À l’opposé, la Terre ne possède, dans son atmosphère, qu’une faible quantité d’hydrogène, dont la majeure partie s’est associée à l’oxygène pour constituer l’eau, et extrêmement peu d’hélium. Et même s’il y en avait eu davantage dans le passé, ces gaz se seraient évaporés rapidement dans l’espace. Rien debien mystérieux ici : la Terre n’est pas assez massive pour que son champ de gravité puisse les retenir.
    Les mesures prises au moyen de la feuille d’aluminium déposée sur la Lune nous permettaient de reconstituer les abondances relatives des atomes d’hydrogène et d’hélium dans la nébuleuse protosolaire qui a donné naissance au Soleil et à l’ensemble du Système solaire, y compris, bien sûr, notre planète. Un problème se posait par rapport à l’hydrogène sous sa forme aquatique.
    L’eau contient deux composantes : l’eau légère et l’eau lourde. La première est composée d’un oxygène et de deux hydrogènes légers (protons) (H-1) ; la seconde, en quantité extrêmement faible, d’un oxygène et de deux hydrogènes lourds (H-2) (deutérium) (voir fig. I). Par des raisonnements indirects