Parmi les contributions remarquables d’Einstein à la physique du xxe siècle, la relativité générale a sans doute le plus marqué les esprits. Elle a bouleversé les conceptions de l’espace et du temps qui avaient été développées par Galilée, Newton et leurs successeurs, et qui semblaient définitivement établies au XIXe siècle. Elle a conduit à plusieurs prédictions, lesquelles ont été vérifiées par des expériences de plus en plus précises au cours du xxe siècle. Pourtant les expérimentateurs continuent de la mettre à l’épreuve, dans l’espoir avoué de la prendre en défaut. Plusieurs expériences spatiales y seront consacrées dans les prochaines années. Pourquoi mettre en œuvre de nouveaux tests de cette théorie, alors qu’elle a passé avec succès tous ceux auxquels elle a été soumise ? Avant de discuter cette question, survolons l’histoire des tests de la gravitation.

Deux principes piliers

La relativité générale est une théorie relativiste de la gravitation. Einstein en pose les fondements dès 1907, dans le premier article de revue qu’il écrit sur sa toute nouvelle théorie de la relativité. Ces fondements prennent la forme de deux principes qui sous-tendent, aujourd’hui encore, la relativité générale : d’une part, le principe de relativité, qu’il a introduit en 1905 pour l’électrodynamique et le mouvement des corps, et qui doit englober la gravitation ; d’autre part, le principe d’équivalence qui généralise l’universalité de la chute libre, élément déjà central de la physique newtonienne.

Énoncé par Galilée au xviie siècle, le principe de relativité affirme que toutes les lois de la physique sont les mêmes dans tous les référentiels inertiels : aucun d’eux n’est privilégié. En particulier le repos, satisfaisant à une vitesse nulle, n’a pas de signification particulière par rapport au mouvement inertiel, correspondant à une vitesse uniforme. La théorie de la relativité restreinte de 1905 étend ce principe à l’électromagnétisme, tandis que la théorie de la relativité générale l’étend à la gravitation. Ce principe est aujourd’hui encore l’objet de tests de haute précision qui en confirment la validité.

Le deuxième principe de la relativité générale, dit principe d’équivalence, distingue cette théorie de la gravitation parmi d’autres possibles. Il repose sur l’identité de la masse grave, qui mesure la sensibilité d’un corps à un champ de gravité, et de la masse inerte, qui mesure la sensibilité du mouvement d’un corps à une force exercée sur lui. C’est grâce à cette identité que deux corps lâchés sans vitesse initiale dans le champ de gravité de la Terre suivent la même trajectoire accélérée, pourvu que leur mouvement ne soit pas affecté par des forces autres que la gravité, telles que les forces de frottement dues à l’air. Cette propriété était déjà importante pour Newton, mais Einstein en fait un fondement de la relativité générale. L’universalité de la chute libre en devient une conséquence et souligne le caractère géométrique de la nouvelle théorie. Les corps subissant la seule influence de la gravité suivent des géodésiques, c’est-à-dire les courbes qui relient deux points par le plus court chemin. Ces géodésiques ne dépendent pas de la nature du corps.

Le principe d’équivalence avait déjà été testé avant Einstein. À la suite de Galilée, Newton avait réalisé des expériences avec des pendules dont les masses avaient des compositions différentes. D’autres physiciens avaient poursuivi ces expériences, jusqu’au baron Roland von Eötvös, à la fin du xixe siècle, qui atteignit, en utilisant des balances de torsion, la précision remarquable d’une partie pour 100 millions (108). Prenant un caractère crucial dans la relativité générale, ce test atteint aujourd’hui la précision d’une partie pour 1 000 milliards (1012). Les améliorations portent principalement sur la compréhension et le contrôle des fluctuations erratiques des instruments qui limitent la précision ultime des mesures.

Nouveaux tests dans l’espace

L’histoire semble aujourd’hui se répéter puisque la théorie d’Einstein apparaît incompatible avec les méthodes de la théorie quantique. Les interactions fondamentales, qui dominent le monde microscopique, la force électromagnétique et les forces nucléaires faible et forte, possèdent une description quantique, aujourd’hui unifiée. En revanche, la théorie de la gravitation reste sous sa forme actuelle une théorie classique, et non pas quantique. Ce défaut ne l’empêche pas de faire les prédictions fiables dans le monde macroscopique, mais il signale sans aucun doute une difficulté de principe. De nombreux modèles ont été développés pour résoudre cette question cruciale de la physique, et certains ont obtenu des premiers succès. Ces modèles conduisent à des prédictions observables, telles que des violations apparentes du principe d’équivalence, ou des modifications de la loi qui exprime la force de gravité en fonction de la distance. Les expériences que nous avons évoquées, de précision accrue ou effectuées dans de nouveaux domaines, sont un des moyens dont nous disposons pour tester cette nouvelle physique attendue au-delà de nos théories actuelles.

Les observations astrophysiques apportent également leur lot d’interrogations. Mesurées dans une galaxie telle qu’Andromède, les vitesses de rotation dépassent celles que l’on attend d’après les quantités de matière contenues dans ces galaxies, déduites de leur rayonnement. Autrement dit, une partie importante de la matière semble échapper à la simple observation du rayonnement. C’est ce qu’on nomme la matière noire. Le même constat s’impose à l’échelle de l’Univers : pour rendre compte de la dynamique de ce dernier, les cosmologistes proposent d’ajouter une composante à son énergie totale, l’énergie sombre. Ces deux composantes, matière noire et énergie sombre, de nature inconnue, constitueraient 96 pour cent de l’Univers. Une alternative théorique consiste à modifier les lois de la relativité générale aux échelles des galaxies et de l’Univers, bien plus grandes que celle du Système solaire où elles ont été vérifiées.

Un des rares moyens dont on dispose pour tester ces alternatives est de vérifier la variation de la force de Newton aux distances les plus grandes possible. Pour ce faire, on compare les mouvements réels des objets dans le Système solaire, planètes ou sondes artificielles, à ceux que donnent les calculs théoriques. Ces tests sont, eux aussi, favorables à la relativité générale, sauf ceux qui concernent les sondes Pioneer 10 et 11. Lancées en 1972 et 1973 par la nasa, ces sondes ont atteint aujourd’hui les confins du Système solaire. On a mesuré leurs vitesses relatives à la Terre depuis leur lancement jusqu’à l’époque récente où l’on a perdu le contact radio. Ces mesures montrent une anomalie, une déviation par rapport aux prédictions, analogue à celle que produirait une force supplémentaire à la force de Newton, orientée vers le Soleil et d’amplitude presque constante. Cette anomalie est-elle la première indication que les équations d’Einstein devront être modifiées ? Ou signe-t-elle une force de frottement sur une distribution de matière encore inconnue aux bornes du Système solaire ? Ou bien, plus prosaïquement, se réduit-elle à un artefact de la mesure ? Personne ne connaît aujourd’hui la réponse à ces questions…

Ces interrogations soulignent toutefois l’importance des tests de la relativité générale et de l’augmentation de leur précision. L’espace représente un lieu d’expérimentation privilégié pour cet objectif ainsi que le montrent deux expériences conçues par des équipes françaises : Pharao et MicroScope. L’expérience de Pound et Rebka de 1960 a évolué vers l’utilisation d’horloges atomiques. Les horloges terrestres les plus précises fonctionnent aujourd’hui avec des atomes refroidis par laser. Leurs performances seront encore améliorées dans quelques années quand elles seront emportées dans l’espace, sur la Station spatiale, où elles seront en microgravité. Ces horloges atteindront ainsi une stabilité relative d’une partie sur dix millions de milliards (1016) sur une durée d’une journée. Le projet Pharao permettra de gagner un facteur 30 sur le test de l’effet Einstein.