1676 — 2026
La lumière a son propre temps. Prenons le temps de la comprendre.
Tout comprendre sur une vitesse pas comme les autres : de sa découverte à sa mesure, et pourquoi elle est devenue une clé pour comprendre l’espace, le temps et l’Univers.
Histoire·Physique·Rømer & Io·Tir laser·Expériences·Ressources pédagogiques
350 ans d’histoire·Observatoire de Paris
Le 7 décembre 1676, Ole Rømer, jeune astronome danois invité à l’Observatoire de Paris, publie une démonstration qui bouleverse les idées de son époque : la lumière voyage à une vitesse finie. En observant la lumière provenant d’un satellite de Jupiter, il comprend que celle-ci met un certain temps à nous parvenir.
Cette découverte marque le début d’une longue histoire : celle de la mesure de la vitesse de la lumière et de la découverte de son rôle fondamental dans notre compréhension de l’Univers.
Pour fêter les 350 ans de cette révolution scientifique, dans l’année même des 150 ans de l’Observatoire à Meudon et des 100 ans de son union avec l’Observatoire de Paris, nous reprenons symboliquement le geste fondateur : un trait de lumière entre les deux coupoles, de Meudon à Paris, pour célébrer cette histoire commune.
Nos photons traversent près de 17 km d’air francilien, où la lumière va très légèrement moins vite que dans le vide.
* Indice « de groupe » de l’air, très légèrement supérieur à l’indice des tables.
Même avec des instruments très précis, une mesure comporte toujours une petite incertitude, liée à la précision de l’horloge et de la distance mesurée.
Retrouvez les résultats des tirs laser entre Meudon et Paris — et suivez la manipulation en direct pendant l’expérience.
Voir les mesures299 792 458m/s
…ne dit rien à personne, jusqu’à ce qu’on le traduise en trajets. Voici la lumière ramenée à des durées.
Choisissez une destination (ou entrez votre propre distance) et voyez combien de temps la lumière met à la parcourir.
Schéma vu de l’extérieur, par commodité : en réalité, chaque point de l’Univers — la Terre comprise — est le centre de son propre univers observable.
La lumière d’une étoile située à 20 années-lumière met 20 ans à nous parvenir. Entrez votre âge : nous cherchons une étoile dont la lumière que vous voyez aujourd’hui est partie l’année de votre naissance. Elle ne sera pas la même l’an prochain — vous verrez pourquoi.
Distances établies à partir des parallaxes du catalogue Gaia DR3 de l’Agence spatiale européenne — près de 1,8 milliard de sources mesurées, des étoiles pour la plupart. Une étoile a été retenue pour presque chaque année-lumière, de 4 à 120 : 115 étoiles en tout. Quand aucune ne tombe juste, la plus proche est proposée.
Finie, infranchissable, identique pour tous : trois propriétés de c, la première démontrée ici même en 1676, qui suffisent à transformer notre compréhension de l’Univers, du fond du ciel jusqu’à la puce de notre téléphone.
Regarder loin, c’est regarder avant.
Nous observons la Lune telle qu’elle était il y a 1,3 s, le Soleil il y a 8 min 19 s, Andromède il y a 2,5 millions d’années : chaque observation du ciel nous fait remonter le temps. Certaines étoiles observées aujourd’hui sont d’ailleurs peut-être déjà mortes : la lumière de la supernova SN 1987A nous est parvenue 168 000 ans après son explosion.
Dans le vide, loin des masses, la lumière suit une ligne droite parfaite . Près d’une masse, sa trajectoire est déviée non parce que la lumière « tourne », mais parce que l’espace-temps est courbe : elle continue simplement à suivre une géodésique, la trajectoire naturelle de cette géométrie courbe (voir 1915, plus bas).
En 13,8 milliards d’années, la lumière n’a pu nous parvenir que d’une bulle finie : notre Univers observable. Au-delà, l’Univers se poursuit, mais sa lumière n’a pas encore eu le temps de nous atteindre. Aucun balcon privilégié, pourtant : chaque point de l’Univers, la Terre comprise, est le centre de sa propre région observable.
Pourquoi la nuit est-elle noire, alors qu’un Univers rempli d’étoiles devrait éclairer chaque ligne de visée ? C’est le paradoxe d’Olbers. La réponse tient notamment à l’âge fini de l’Univers et à la vitesse finie de la lumière : au-delà de notre horizon observable, la lumière n’a pas encore eu le temps de nous atteindre. Si c était infinie, cet horizon disparaîtrait : toute la lumière nous parviendrait instantanément. L’expansion de l’Univers achève le travail : elle étire la lumière des objets les plus lointains vers des longueurs d’onde plus grandes, jusqu’au domaine des micro-ondes. Le fond diffus cosmologique est ainsi la lumière la plus ancienne que nous puissions observer.
Imaginez une lampe qui s’allume d’un coup dans une pièce : si toute la pièce s’éclaire en une seconde, elle ne peut pas être plus grande que la distance parcourue par la lumière en une seconde — une seconde-lumière. Les astronomes utilisent le même principe avec des objets très lointains : si l’éclat d’un quasar double en un jour, la région responsable de cette variation ne peut pas mesurer plus d’un jour-lumière, soit environ 26 milliards de kilomètres . Une façon de mesurer l’invisible avec un simple chronomètre — et d’estimer la taille des régions situées à proximité des trous noirs supermassifs, bien avant d’en obtenir les premières images.
Selon la position de Mars et de la Terre sur leurs orbites, un signal met entre 3 et 22 minutes pour aller de la Terre à Mars, et autant pour revenir. Après l’envoi d’une commande depuis la Terre, il faut donc attendre avant de recevoir une réponse . Il est donc impossible de piloter un rover martien en direct avec un joystick. Même dans une puce à 3 GHz, la lumière ne parcourt qu’environ 10 cm par cycle — à l’échelle de nos processeurs.
Pas un record à battre : la vitesse de la causalité.
Rien, aucune matière, aucune information, ne dépasse c. Et pour cause : la simultanéité dépend du référentiel. Un signal plus rapide que la lumière pourrait, dans certains référentiels, être reçu avant même d’avoir été émis. La limite imposée par c n’est donc pas qu’une contrainte technique : la dépasser permettrait de remettre en cause l’ordre des causes et des effets.
Au LHC, augmenter fortement l’énergie des protons ne les accélère presque plus : à mesure qu’ils approchent de c, l’essentiel de l’énergie ajoutée augmente leur facteur relativiste γ, pas leur vitesse. À 99,999 999 % de c, l’aiguille de vitesse semble figée ; la facture énergétique, elle, continue d’exploser.
Poussez l’extrémité d’une barre : l’autre bout ne réagit qu’après le passage d’une onde de compression, qui se propage à quelques km/s dans l’acier. Jamais plus vite que c. Une barre parfaitement rigide, capable de transmettre instantanément une force à distance, est incompatible avec notre Univers.
« Que se passe-t-il en ce moment sur Proxima du Centaure ? » La question paraît simple, mais elle n’a pas de réponse : à 4,2 années-lumière, tout ce qui s’y passe aujourd’hui ne pourra être connu sur Terre que dans 4,2 ans, quand sa lumière nous parviendra. La lumière fixe ainsi une limite : un événement ne peut influencer que les endroits qu’un signal lumineux a eu le temps d’atteindre, c'est ce qu'on appelle son cône de lumière. c n’est donc pas seulement une vitesse maximale : elle définit la structure de notre espace-temps et détermine jusqu’où un événement peut avoir des conséquences.
« Plus vite que la lumière » ? Les réponses, sans équivoque ↓
La même pour tous — et tout le reste s’ajuste.
Fuyez la source de lumière ou foncez vers elle : dans le vide, vous mesurez toujours la même vitesse de la lumière, c. Dans un train lancé à 90 % de c, un rayon lumineux qui vous dépasse devrait, selon l’addition classique des vitesses, ne se déplacer qu’à 10 % de c par rapport à vous. Pourtant, vous mesureriez encore c. Depuis des décennies, des expériences toujours plus précises cherchent la moindre faille — horloges atomiques comparées, cavités optiques ultra-stables, observations astronomiques. Aucun écart détecté : c reste la même pour tous les observateurs inertiels.
Impossible de la rattraper : même lancé à une vitesse proche de c, vous mesurez encore la lumière filer à 299 792 458 m/s. Ce n’est pas la lumière qui change : c’est l’espace et le temps qui s’ajustent. L’invariance de c impose cette limite.
Si c est la même pour tous les observateurs inertiels, alors l’espace et le temps ne peuvent plus être absolus : la simultanéité devient relative, et les horloges en mouvement mesurent un temps dilaté. Muons, astronautes, GPS : ces effets, minuscules au quotidien, deviennent mesurables et indispensables. Le détail vit dans la section Relativité ↓.
Un mètre n’est plus une barre métallique conservée dans un coffre. Depuis 1983, il est défini comme la distance parcourue par la lumière dans le vide pendant 1/299 792 458 de seconde. La seconde elle-même est définie par une référence que l’on peut reproduire partout. On peut ainsi définir une longueur à partir d’une constante de la nature, sans avoir à conserver un objet de référence, seulement une expérience à réaliser.
Trois propriétés, une seule constante. Une première, découverte il y a 350 ans.
Le mémo des formulesLa définition de toute vitesse, mesurée dans un même référentiel.
L’année-lumière : la distance que parcourt la lumière en une année, dans le vide.
Dans le vide : célérité = longueur d’onde × fréquence. Dans la matière, la vitesse v remplace c.
L’énergie du photon, avec h = 6,626 070 15 × 10−34 J·s, valeur exacte depuis 2019. La lumière, côté particule.
Exactement. Depuis 1983, la vitesse de la lumière dans le vide est fixée : elle ne se mesure plus en tant que constante du Système international.
Traquer la vitesse de la lumière, c’est aussi chercher à comprendre comment elle se comporte lorsqu’elle quitte le vide.
Dès le XIXe siècle, des expériences montrent que la lumière ne se propage pas à la même vitesse dans tous les milieux. Dans le cadre usuel de l’optique, sa vitesse de propagation est inférieure à c. Elle dépend du milieu traversé et de la longueur d’onde, c’est-à-dire de sa « couleur ».
On caractérise cette propagation par un indice de réfraction n, qui compare la vitesse de la lumière dans le vide à celle dans le milieu. C’est une grandeur de ce type que nous cherchons à mesurer avec notre tir laser.
Valeurs typiques, pour la lumière visible et dans les conditions ordinairesOn rattache souvent le « c » au latin celeritas, « la vitesse ». La lettre s’est imposée peu à peu : dans son article fondateur de 1905, Einstein notait encore la vitesse de la lumière V, et non c.
La lettre c apparaît d’abord chez les électriciens du milieu du XIXe siècle — Wilhelm Weber et Rudolf Kohlrausch l’emploient dès 1856 pour une constante électromagnétique voisine.19 Le rapprochement avec la vitesse de la lumière se fait ensuite par étapes, porté par l’électromagnétisme de Maxwell — Paul Drude, dont le manuel de 1894 expose cette théorie, en est un jalon.20 Mais l’usage reste flottant jusque dans les années 1910 : Einstein écrit encore V en mai 1907, avant d’adopter c le 4 décembre de la même année, dans son grand article de synthèse sur la relativité21 — celle-là même qu'on retrouve dans E = mc2. Notons qu’aujourd’hui « célérité » est le terme consacré en physique pour désigner la vitesse de propagation d’une onde. La vitesse de la lumière est ainsi souvent appelée sa célérité.
Pas de chronomètre assez précis au XVIIe siècle ? Qu’à cela ne tienne : le ciel en fournit un. Les éclipses d’Io, satellite de Jupiter, se répètent régulièrement : elles permettent de prévoir quand Io doit disparaître — l’immersion — et réapparaître — l’émersion. Rømer compare ces prédictions avec ses observations et constate une incohérence : les éclipses sont observées de plus en plus tard lorsque la Terre s’éloigne de Jupiter, puis de plus en plus tôt lorsqu’elle s’en rapproche. Une observation qui ne colle pas au modèle : il faut chercher pourquoi.
Dans la simulation ci-dessous, suivez la distance Terre–Jupiter et le temps que met la lumière d’Io à nous parvenir. Le « retard des éclipses », c’est la différence entre l’heure prévue et l’heure à laquelle l’éclipse est réellement observée : c’est ce décalage que Rømer a interprété. Les tailles et les durées ne sont pas à l’échelle ; les distances et les temps affichés, si.
Mode d’emploi : commencez Terre immobile — les « tops » d’éclipse tombent, réguliers comme un métronome (dérive : 0 s). Lancez ensuite l’orbite : la même horloge se met à dériver, jusqu’à ± 14 s d’un top au suivant. Ce minuscule glissement, accumulé sur des mois, ce sont les minutes de Rømer.
Schéma simplifié. Le point vert marque l’immersion : Io entre dans l’ombre de Jupiter et disparaît. Rømer chronométrait aussi l’émersion, sa réapparition.
Et ce spectacle est à votre portée : les quatre lunes galiléennes, dont Io, se voient avec de simples jumelles. Quatre petits points alignés de part et d’autre de Jupiter, qui changent de place d’une nuit à l’autre — le ballet même que chronométrait Rømer.
Longtemps, la lumière fut réputée instantanée (vitesse infinie) — Descartes lui-même y tenait.18 Il a fallu des lanternes, des lunes, des roues dentées, des miroirs tournants puis des lasers pour passer de l’hypothèse d’une lumière instantanée à une mesure précise de sa vitesse. Une histoire dont plusieurs chapitres se sont écrits à l’Observatoire.
Deux hommes sur deux collines, chacun une lanterne : le second découvre la sienne dès qu’il voit celle du premier. Galilée espère chronométrer l’aller-retour. Verdict : aucun délai mesurable. La lumière, si elle n’est pas instantanée, est « extraordinairement rapide ». L’idée du temps de vol est née — l’instrument manque encore.1
résultat : trop rapide pour l’époqueLe jeune astronome danois scrute avec Jean-Dominique Cassini les éclipses d’Io, satellite de Jupiter : toutes les 42 h 28 min, Io disparaît lorsqu’il entre dans l’ombre de Jupiter et réapparaît lorsqu’il en sort : une horloge céleste. Or l’horloge semble retarder quand la Terre s’éloigne de Jupiter, avancer quand elle s’en rapproche. L’animation est juste ici →
Cassini, le premier, entrevoit un temps de propagation — un « mouvement successif de la lumière » — puis délaisse l’idée.14 Rømer, lui, s’y attarde et accumule les observations. Le 22 août 1676, Cassini annonce à l’avance le retard, une dizaine de minutes, d’une émersion d’Io ; l’observation confirme, et Rømer en fait la clé de sa démonstration, publiée le 7 décembre.
Il en tire l’essentiel : la lumière « demande du temps » et son trajet se mesure à l’échelle du système solaire. Rømer exprime ce résultat en temps de parcours plutôt qu’en km/s, sans proposer une valeur numérique exploitable dans nos unités modernes15. Le pas vers une première estimation quantitative de la vitesse de la lumière est franchi dans la génération suivante, Christiaan Huygens en tête.
Sa communication est présentée à l’Académie royale des sciences le 21 novembre 1676, puis reprise dans le Journal des Sçavans du 7 décembre.2
première preuve : la lumière n’est pas instantanéeDans son Traité de la lumière, lu à l’Académie dès 1678, Huygens combine le retard de Rømer et la taille de l’orbite terrestre, et publie la première valeur de l’histoire : la lumière va « plus de six cent mille fois » plus vite que le son, soit environ 230 000 km/s en unités modernes. Le résultat est trop faible d’un peu plus de 20 %, mais l’ordre de grandeur est le bon — et pour la première fois, la vitesse de la lumière a un chiffre.3
≈ 230 000 km/sBradley découvre que le mouvement de la Terre modifie légèrement la direction dans laquelle nous voyons une étoile : c’est sa « direction apparente ». Comme la Terre file à 30 km/s sur son orbite, la direction apparente de chaque étoile varie au fil de l’année : elle décrit sur le ciel une minuscule ellipse et s’écarte au plus de 20,5 secondes d’arc de sa position réelle. Cet angle est directement lié au rapport v/c : la lumière va donc environ 10 000 fois plus vite que la Terre, soit environ 301 000 km/s, selon les données disponibles de l'époque. Rømer confirmé avec éclat — et, en prime, la première preuve directe du mouvement de la Terre autour du Soleil.4
≈ 301 000 km/sC’est la première mesure terrestre convaincante de c. Une roue de 720 dents tourne devant un faisceau de lumière, provenant d’un morceau de craie chauffé à haute température par un chalumeau oxhydrique. La lumière passe entre deux dents, parcourt 8 633 m jusqu’à un miroir à Montmartre, puis revient vers la roue. En augmentant progressivement la vitesse de rotation, Fizeau atteint le moment où la dent suivante bloque le faisceau à son retour . En accumulant 28 observations, il obtint une moyenne de « 70 948 lieues de 25 au degré », soit 315 000 km/s, une conversion effectuée par Maxwell en 186423 .
Plus besoin des planètes : quelques kilomètres, de Suresnes à Montmartre, suffisent.5
En France, Alfred Cornu reprend la roue dentée : d’abord entre l’École polytechnique et le Mont Valérien (1871-1872), puis en 1874 entre l’Observatoire de Paris et la tour de Montlhéry, où il obtient 300 400 km/s — la mesure française la plus précise du XIXe siècle, faite depuis la maison.
≈ 315 000 km/sAller-retour : 57,6 µs. Pendant ce temps, la roue tourne de —° — soit — demi-dent(s). Quand ce décalage vaut exactement 1, la dent voisine gobe la lumière au retour : essayez le curseur.
Simulation utilisant la valeur exacte de c. La valeur publiée par Fizeau est une moyenne de plusieurs séries de mesures. Fizeau mesurait déjà la lumière dans l’air, entre Suresnes et Montmartre, mais l’effet de l’air disparaissait dans la marge d’erreur de sa mesure. Le tir entre Meudon et Paris, lui, est assez précis pour le mesurer.
Depuis Newton, deux camps s’affrontent : la lumière serait des grains filant en ligne droite, ou une onde. Un point les oppose et se mesure : dans l’eau, les grains devraient accélérer, l’onde ralentir. Arago imagine en 1838 comment trancher — pas avec la roue dentée de Fizeau, mais avec un miroir tournant. Foucault réalise la mesure le premier, en 1850 ; Fizeau le suit de quelques semaines. Verdict identique : la lumière va moins vite dans l’eau. Les grains ont perdu.
la lumière est plus lente dans l’eau — l’onde l’emporteFizeau va plus loin : il fait circuler de l’eau dans des tubes. La lumière est-elle emportée par ce courant ? Ni indifférente, ni totalement entraînée : le résultat suit une formule intermédiaire, proposée par Fresnel en 1818 pour expliquer, par les ondes lumineuses, les observations d’Arago de 1806 et 1810 à l’Observatoire même , quand un prisme est placé devant l’objectif de la lunette.25 Max von Laue montrera en 1907 qu’elle découle directement de la loi de composition des vitesses d’Einstein.26
la formule de Fresnel, confirmée par la relativité 56 ans plus tardDans nos murs, Foucault remplace la roue par un miroir tournant à 400 tours par seconde et ramène l’expérience à l’échelle d’un laboratoire. Sa valeur, d’une précision inédite, servira même à recalculer la distance Terre–Soleil.6
298 000 ± 500 km/sLa lumière revient exactement sur le 0 tant que le miroir n'a pas bougé. S'il a basculé de α pendant le voyage, elle ressort déviée du double et tombe à côté de 0 — c'est ce décalage qu'on mesure.
Pendant le temps t que met la lumière sur une distance aller-retour 2×D, le miroir tourne d'un angle α. Le faisceau revient donc légèrement décalé. En mesurant le déplacement du point lumineux sur l'écran, on déduit l'angle α. Comme la vitesse de rotation du miroir est connue, on calcule le temps t de parcours de la lumière sur la distance 2×D, puis on en déduit sa vitesse.
La lumière du Soleil, réfléchie par un héliostat, pénétrait dans l'appareil et arrivait sur le miroir tournant. Ce dernier renvoyait le faisceau sur un parcours de 40 mètres aller-retour grâce à un train de cinq miroirs concaves. Les miroirs et le mécanisme d'entraînement sont aujourd'hui conservés à la Bibliothèque de l'Observatoire de Paris.
À la demande du directeur de l'Observatoire, Urbain Le Verrier, Foucault s'entoure : l'appareil est construit par Gustave Froment, et le miroir tournant est entraîné par une turbine à air comprimé alimentée par une soufflerie d'une remarquable stabilité — l'œuvre du grand facteur d'orgues Aristide Cavaillé-Coll. Un physicien, un constructeur d'instruments, un facteur d'orgues : mesurer la lumière fut d'abord un travail d'équipe. Cette histoire est racontée en détail dans l'exposition « c à Paris » (2005) de l'Observatoire.
Après trois siècles à mesurer c, Einstein retourne la question : c n’est pas une propriété de la lumière, mais de l’espace et du temps — la même pour tous les observateurs inertiels. La vitesse de la lumière cesse d’être une simple mesure pour devenir une loi de la physique. → La relativité, en détail
c, constante universelleEntre le mont Wilson et le mont San Antonio (35 km), avec un miroir tournant octogonal, Michelson pousse la méthode de Foucault à son sommet. Sa valeur tombe à quelques dizaines de mètres par seconde de la valeur actuelle : remarquablement proche, même si les expériences modernes à lasers stabilisés font encore mieux.7
299 796 ± 4 km/sEn mesurant à la fois la fréquence et la longueur d’onde d’un laser stabilisé, l’équipe d’Evenson obtient c = 299 792 456,2 ± 1,1 m/s. La précision est telle que c’est désormais la définition du mètre qui limite la mesure… Il n’y a plus qu’une chose à faire : redéfinir le mètre.8
± 1,1 m/sLes mesures laser du début des années 1970 convergent toutes vers le même nombre. À l’Observatoire de Paris, les travaux de métrologie du temps et des fréquences contribueront à cette chaîne de mesures, jusqu’à la définition du mètre en 1983. La Conférence générale des poids et mesures en tire une valeur conventionnelle recommandée : 299 792 458 m/s. Ce n’est pas encore une définition, mais tout le monde s’y range. Le dernier pas viendra huit ans plus tard.
299 792 458 m/s, recommandéeDepuis 1967, la seconde n’est plus astronomique, mais atomique : elle est définie par 9 192 631 770 périodes d’une transition du césium‑133, et l’on sait la réaliser avec une précision exceptionnelle - l’équivalent d’une dérive d’environ une seconde en cent millions d’années.
En 1983, la Conférence générale des poids et mesures s’appuie sur cette seconde très solide pour faire le pas décisif : elle fixe par définition la vitesse de la lumière dans le vide à 299 792 458 m/s, exactement, et redéfinit le mètre comme « la distance parcourue par la lumière dans le vide en 1/299 792 458 de seconde ».9
Le raisonnement est renversé : au lieu de définir le mètre à partir d’une règle, on prend la seconde comme base, on fixe c une fois pour toutes (car c’est une constante fondamentale invariante) et l’on en déduit le mètre. Dans le Système international moderne, on ne cherche donc plus à déterminer la valeur de c : on définit les longueurs en fonction d’elle, et l’on vérifie que nos horloges et nos règles suivent.
Depuis 2019, tout le Système international a suivi : le kilogramme est défini par la constante de Planck h, l’ampère par la charge élémentaire e, le kelvin par la constante de Boltzmann kB… Nos unités ne reposent plus sur des objets, mais sur les constantes de la nature.
Clin d’œil de l’histoire : le tout premier mètre, en 1799, était déjà un enfant de la maison : un dix-millionième du quart de méridien terrestre, arpenté le long de la méridienne de Paris, celle-là même qui traverse notre salle Cassini. Deux siècles plus tard, le mètre a quitté la Terre pour la lumière… sans vraiment quitter l’Observatoire, où l’on garde la seconde qui le définit.
« Démonstration touchant le mouvement de la lumière trouvé par M. Römer »
Après trois siècles passés à mesurer c, Einstein retourne la question : et si cette vitesse n'était pas une propriété de la lumière, mais une propriété de l'espace et du temps eux-mêmes ? Deux théories en dix ans — et notre vision du monde ne sera plus jamais la même.
Il ne s'agit pas d'une horloge qui fonctionne moins bien : dans son propre référentiel, son tic-tac est parfaitement normal.
Au quotidien, ces effets sont imperceptibles : ils ne deviennent mesurables qu’à des vitesses approchant celle de la lumière. Vers 10 % de c, l’écart n’est encore que de ~0,5 % ; il ne devient spectaculaire qu’en s’approchant vraiment de c.
La lumière, elle, ne change pas de règle : elle suit toujours le chemin le plus droit possible — une géodésique. Mais lorsque l'espace-temps est courbé autour d'une masse comme le Soleil, ce chemin lui-même est courbé. Vu depuis notre espace ordinaire, le rayon semble dévier : non parce qu'une force l'a tiré, mais parce que la géométrie qu'il traverse n'est plus plate.
On ne « prouve » pas une théorie : on la confronte au réel, encore et encore. Voici les faits qui, un siècle durant, n'ont jamais pris la relativité en défaut.
La lumière va-t-elle vraiment à la même vitesse dans toutes les directions ?
Depuis plus d’un siècle, des expériences de plus en plus fines cherchent la moindre variation de la vitesse de la lumière selon la direction, la vitesse de la Terre ou la saison. Lasers ultra-stables, cavités optiques et horloges atomiques permettent aujourd’hui de tester cette invariance jusqu’à une partie sur 1019. À ce jour, aucun écart n’a été observé.
Ils atteignent le sol alors qu’ils ne le devraient pas.
Nés vers 15 km d'altitude, leur durée de vie moyenne n'est que de 2,2 µs, c'est-à-dire de quoi parcourir à peine 660 m à 99,9 % de c. Ils devraient disparaître avant le sol. Or ils arrivent. À cette vitesse, il leur faut, vu de la Terre, ~22 fois plus de temps pour se désintégrer que ne l'indique leur propre horloge. On les détecte chaque jour.
À chaque collision du LHC, la relativité est mise à l’épreuve.
Des protons y circulent à plus de 99,999 999 % de la vitesse de la lumière. Malgré une énergie colossale injectée à chaque tour — des milliers de milliards d’électronvolts — leur vitesse n’augmente presque plus : l’énergie sert à accroître leur énergie relativiste, exactement comme le prévoit Einstein. Des milliards de collisions enregistrées depuis plus de quinze ans : aucune déviation.
879 jours en orbite, une vingtaine de millisecondes de moins.
Après 879 jours en orbite, le cosmonaute Guennadi Padalka a accumulé un décalage relativiste d’environ 20 millisecondes par rapport à une horloge restée au sol. Infime à 28 000 km/h, mais parfaitement mesurable.
38 µs à corriger chaque jour, sinon 10 km de dérive.
Les horloges des satellites avancent de 38 µs par jour par rapport aux vôtres — relativités restreinte et générale combinées. Sans cette correction, votre position dériverait d'une dizaine de kilomètres par jour.
Une planète qui ne suivait pas tout à fait Newton.
Le périhélie de Mercure — le point de son orbite le plus proche du Soleil — avance lentement, avec un excès d’environ 43 secondes d’arc par siècle que la gravitation de Newton ne savait pas expliquer. La relativité générale en rend compte au chiffre près. Ce fut l’un de ses tout premiers succès, dès 1915, avant même l’éclipse de 1919.
Des étoiles déviées de ~1,75″ près du Soleil, comme prédit.
Le 29 mai 1919, pendant une éclipse totale, Arthur Eddington mesure la position d'étoiles proches du Soleil : leur lumière semble déviée d'environ 1,75 seconde d'arc, comme le prédit Einstein — et la relativité générale devient célèbre dans le monde entier. Les mesures d'alors restaient fragiles ; ce sont les campagnes ultérieures, bien plus précises, qui ont consolidé la théorie.11
Une galaxie massive courbe la lumière et démultiplie l’image d’un astre situé derrière elle.
C’est l’éclipse de 1919, portée à l’échelle cosmique : une masse suffisamment grande — un amas de galaxies — courbe l’espace-temps au point de faire converger la lumière d’une source lointaine, comme le ferait une lentille. On en voit alors des images multiples, des arcs, parfois un anneau complet. Prédite par la relativité générale, cette « gravité comme télescope » est aujourd’hui un instrument de travail : elle sert à étudier la matière noire et à observer des galaxies.
Prédites en 1916, détectées en 2015 : même vitesse que la lumière.
Autre prédiction de la relativité générale : les ondes gravitationnelles, annoncées par Einstein dès 1916. Une première preuve, indirecte, vient dès 1974 : Hulse et Taylor découvrent un pulsar binaire dont l'orbite se resserre exactement au rythme prédit par l'émission d'ondes gravitationnelles — un calcul rendu possible par les travaux de Thibault Damour et Nathalie Deruelle, alors à l'Observatoire de Paris-Meudon.24 La découverte vaut à Hulse et Taylor le prix Nobel 1993. Il faudra attendre 2015 pour une détection directe. En 2017, les ondes et la lumière d'une même collision d'étoiles à neutrons arrivent presque ensemble après 130 millions d'années : leur vitesse est compatible avec celle de la lumière, avec une différence contrainte à environ 10⁻¹⁵ près.13
Des photons partis il y a des milliards d’années arrivent ensemble.
Les explosions les plus violentes de l’Univers émettent des photons d’énergies très différentes, qui voyagent des milliards d’années. Si la vitesse de la lumière dépendait de son énergie, ils arriveraient décalés. Les télescopes spatiaux et observatoires gamma n’ont détecté aucun écart significatif : la lumière garde la même vitesse, quelle que soit son énergie.
Près d'une masse comme le Soleil, la lumière suit une trajectoire courbe : l'étoile paraît décalée de sa vraie position. Echelles non respectées.
Deux particules peuvent partager un même état quantique, même très éloignées. Mais chaque mesure donne un résultat localement aléatoire : sans comparer les résultats des deux laboratoires — comparaison limitée par la vitesse de la lumière — aucune information ne peut être transmise.
Les galaxies les plus lointaines peuvent sembler s’éloigner « plus vite que la lumière » sans tricher : ce ne sont pas elles qui traversent l’espace à cette vitesse, c’est l’espace lui-même qui s’étire.
Elle peut dépasser c : c’est la vitesse d’un motif (la phase), pas celle d’un signal. Ni l’énergie ni l’information ne voyagent à cette vitesse.
Des traversées qui paraissent quasi instantanées — le temps de Hartman. Mais le signal transmis, affaibli et déformé, ne devance jamais un front de lumière.
Dans l’eau ou le verre, la lumière se propage plus lentement que dans le vide. Certaines particules peuvent alors aller plus vite qu’elle dans ce milieu et produire un rayonnement particulier : l’effet Cherenkov. Mais elles ne dépassent jamais la vitesse de la lumière dans le vide — la limite fondamentale de la relativité.
En 1905, Albert Einstein publie non seulement la relativité restreinte, qui érige la vitesse de la lumière en constante fondamentale de la nature, mais aussi un article révolutionnaire sur la nature de la lumière.
S’appuyant sur les travaux de Max Planck, qui avait montré en 1900 que l’énergie est échangée par quanta selon la relation E = hν, Einstein propose que la lumière elle-même est constituée de ces quanta d’énergie, appelés plus tard photons. Cette idée marque les débuts de la physique quantique.
Ces deux théories sont indépendantes, mais elles montrent que la lumière est au cœur de deux des plus grandes révolutions scientifiques du XXe siècle.
Ole Rømer (1644-1710)
© Bibliothèque de l’Observatoire de Paris
Ole Rømer (1644-1710), l’astronome danois de la démonstration de 1676. Gravure de J. G. Wolffgang (1735).
Jean-Dominique Cassini (1625-1712)
© Bibliothèque de l’Observatoire de Paris
Jean-Dominique Cassini (1625-1712), directeur de l’Observatoire de Paris, dont le bâtiment figure à l’arrière-plan.
Le schéma de Rømer, publié en 1676
© Bibliothèque de l’Observatoire de Paris
Le schéma de Rømer, publié dans le Journal des Sçavans le 7 décembre 1676. Le Soleil (A), Jupiter (B) et deux positions de la Terre (L et K) illustrent le retard observé des émersions d’Io, dû au temps de propagation de la lumière lorsque la Terre s’éloigne de Jupiter, et leur avance lorsqu’elle s’en rapproche.
Ce que Fizeau voyait dans son oculaire
© Bibliothèque de l’Observatoire de Paris
Ce que Fizeau voyait dans son oculaire, d’après l’Astronomie populaire de François Arago. À gauche, le faisceau lumineux est visible ; à droite, il est occulté par la dent suivante lorsque la vitesse de rotation de la roue augmente.
L’appareil de Fizeau, 1849
© François Arago, Astronomie populaire, t. IV, fig. 339
Appareil de Fizeau pour mesurer la vitesse de la lumière par des observations faites sur la Terre à de courtes distances. Gravure publiée par François Arago dans l’Astronomie populaire.
Le miroir tournant de Foucault
© Bibliothèque de l’Observatoire de Paris
Le miroir tournant, pièce centrale du dispositif expérimental de Foucault. En 1850, Foucault avait déjà fait construire par Froment ce miroir tournant, mû par une petite turbine à vapeur. Il s’en servit pour montrer que la lumière va moins vite dans l’eau que dans l’air.
Horloge ajustant la vitesse du miroir tournant
© Bibliothèque de l’Observatoire de Paris
L’horloge, entraînant une roue dentée, qui permettait d’ajuster la vitesse du miroir tournant dans le dispositif de mesure de la vitesse de la lumière par Foucault.
Ce que Foucault voyait dans son oculaire
D’après l’exposition « c à Paris »
La déviation du faisceau lumineux dans le dispositif du miroir tournant de Foucault était mesurée par le déplacement de l’image d’une échelle graduée par rapport à une croisée de fils placée dans l’oculaire.
Albert Einstein (1879-1955) aux alentours de 1905
Domaine public
L’éclipse totale de Soleil du 29 mai 1919
© L’Astronomie (1919)
Carte des étoiles voisines du Soleil pendant la totalité, indiquant les déplacements observés et les déplacements calculés d’après la théorie d’Einstein.
Expérience d’Albert Michelson
© Huntington Library
L’expérience d’Albert Michelson sur la vitesse de la lumière, vue dans l’axe du tube. Image reproduite avec l’aimable autorisation de la collection des Observatoires de la Carnegie Institution for Science, conservée à la Huntington Library, San Marino, Californie.
Les sources sont à portée de clic : mémoires numérisés, analyses d’historiens et les expos de l’Observatoire. Et si vous passez nous voir : cherchez la plaque Rømer, scellée sur le mur nord du bâtiment Perrault.
« Démonstration touchant le mouvement de la lumière » — les deux pages du Journal des Sçavans qui changèrent la physique, numérisées par la BnF.
Lire sur GallicaFrancis Beaubois relit le mémoire ligne à ligne : ce que Rømer a vraiment écrit, ce qu’on lui a fait dire, et pourquoi il n’a jamais donné de valeur en km/s.
Lire l’analyseLaurence Bobis & James Lequeux, de l’Observatoire de Paris, montrent manuscrit à l’appui que Cassini formula le premier l’hypothèse, avant de la laisser à Rømer.
L’article (JAHH, 2008)2026 · Bibliothèque de l’Observatoire
Ole Rømer (1644-1710), la lumière en héritage — une exposition virtuelle conçue par la Bibliothèque, pour l’Année Rømer.
bibnum.obspm.fr2005 · Source de ce site
« c à Paris, vitesse de la lumière et expériences » : l’exposition de 2005, en version numérique. Une source précieuse, qui a nourri une grande partie de ce site.
expositions.obspm.frItinérante · avec la SF2A
« La lumière de l’Univers » : une exposition itinérante à emprunter par les enseignants.
observatoiredeparis.psl.euLes numéros en exposant dans le texte renvoient ici.
Les textes fondateurs, souvent numérisés, sur lesquels reposent directement les jalons historiques et théoriques — de la première intuition d’un temps de vol jusqu’à la relativité et l’astronomie contemporaine.
D’où vient le symbole c, et comment la vitesse de la lumière dans l’eau a départagé deux théories rivales.
Comment la vitesse de la lumière a cessé d’être une grandeur qu’on mesure pour devenir une constante fixée, qui définit à son tour le mètre.
Les travaux d’historiens des sciences.
Portraits des savants dont les travaux jalonnent cette histoire.
Ce site doit beaucoup à l’exposition « c à Paris, vitesse de la lumière et expériences » de l’Observatoire de Paris (2005). Liens vérifiés en janvier 2026. Gallica est la bibliothèque numérique de la Bibliothèque nationale de France. Les autres liens mènent directement aux articles chez leur éditeur scientifique. Pour aller plus loin : observatoiredeparis.psl.eu
