La Lumière

Éteignez toutes les lampes d'une pièce. Allumez une bougie. Immédiatement, les murs, les objets et les visages réapparaissent.

Cette scène semble banale. Pourtant, elle contient presque toute l'histoire de la lumière.

La flamme transforme de l'énergie chimique en rayonnement. Ce rayonnement traverse la pièce. Une partie est absorbée par les objets, une autre est réfléchie. Une infime fraction entre dans nos yeux, atteint la rétine, déclenche des signaux électriques, puis notre cerveau construit une image.

Voir n'est donc pas recevoir directement le monde. Voir, c'est interpréter de la lumière.

La lumière nous permet aussi de regarder dans le passé. Celle du Soleil met environ 8 minutes et 19 secondes à nous parvenir. Celle de la galaxie d'Andromède voyage pendant environ 2,5 millions d'années. Quand nous observons le ciel, nous ne voyons jamais les astres tels qu'ils sont « maintenant », mais tels qu'ils étaient lorsque leur lumière est partie.

Et ce n'est que le début. La même réalité physique peut former un arc-en-ciel, transporter une conversation dans une fibre optique, découper du métal avec un laser, révéler la composition d'une étoile ou produire des corrélations quantiques impossibles à reproduire avec une physique classique locale.

Alors, qu'est-ce que la lumière ?

Une onde ? Une particule ? Une vibration ? Un flux d'énergie ? Un messager de l'Univers ?

La réponse moderne est plus subtile : la lumière n'est ni une onde classique ni une pluie de petites billes classiques. C'est un phénomène quantique associé au champ électromagnétique. Selon la manière dont nous l'émettons, la faisons voyager et la mesurons, elle manifeste des propriétés ondulatoires ou des échanges d'énergie discrets que nous appelons photons.

Pour comprendre cette réponse, il faut refaire le chemin de celles et ceux qui ont appris à interroger la lumière. Ce chemin va de Mozi et d'Ibn al-Haytham à Newton, Young et Maxwell, puis à Planck et Einstein, jusqu'aux lasers, aux fibres optiques et aux photons intriqués produits, en 2026, dans un cristal éclairé par le Soleil.

Avant de parler d'histoire ou de mécanique quantique, adoptons une grille très simple. Toute situation impliquant de la lumière comporte trois étapes :

1. une source émet du rayonnement ;
2. ce rayonnement se propage et interagit éventuellement avec de la matière ;
3. un détecteur l'absorbe et produit un résultat mesurable.

Une source peut être le Soleil, une flamme, une LED, un laser ou un atome excité. Un détecteur peut être un œil, un capteur photographique, une cellule solaire, une antenne radio ou un détecteur de photons uniques.

Cette grille évite une confusion fréquente : nous ne voyons pas un rayon lumineux passer de côté dans un espace parfaitement vide. Nous voyons de la lumière lorsqu'elle entre dans notre œil. Si un faisceau laser devient visible dans la fumée, c'est parce que des particules diffusent une partie de sa lumière vers nous.

La lumière transporte de l'énergie et de la quantité de mouvement. Elle peut chauffer une surface, arracher des électrons à un métal ou exercer une pression minuscule. Elle peut également transporter de l'information : une couleur, une image, un signal internet ou l'état d'un système quantique.

Nous reviendrons à cette grille à chaque étape du récit. Chaque grande découverte sur la lumière a consisté à changer une source, un trajet ou un détecteur, et à regarder ce qui changeait dans le résultat.

Une onde est une perturbation qui se propage. Une vague transporte de l'énergie à la surface de l'eau sans transporter toute l'eau avec elle. Le son est une variation de pression qui se propage dans un milieu matériel.

La lumière est différente : elle n'a pas besoin d'air, d'eau ou d'un « éther » matériel pour voyager. Dans sa description classique, elle est une variation couplée d'un champ électrique et d'un champ magnétique. Ces champs oscillent perpendiculairement l'un à l'autre et à la direction de propagation, et la perturbation avance.

Dans le vide, la vitesse de propagation est exactement :

Cette valeur est fixée par définition dans le Système international depuis 1983 et sert à définir le mètre. Nous verrons plus loin comment on en est arrivé là.

Une onde lumineuse se caractérise notamment par sa fréquence ν, sa longueur d'onde λ, son amplitude, sa phase et sa polarisation. Dans le vide :

Si la fréquence augmente, la longueur d'onde diminue. Les ondes radio ont de grandes longueurs d'onde ; les rayons gamma en ont de très petites. La lumière visible n'occupe qu'une bande étroite de cet immense spectre, approximativement de 380 à 780 nanomètres selon les conventions et la sensibilité de l'observateur. Il n'existe pas de frontière physiologique parfaitement nette où le visible commencerait ou s'arrêterait pour tout le monde.

Dans un matériau transparent, la vitesse de propagation est généralement plus faible que c. On l'écrit souvent :

où n est l'indice de réfraction du milieu : environ 1,33 pour l'eau, environ 1,5 pour le verre ordinaire, 2,4 pour le diamant. Ce ralentissement effectif et la différence d'indice entre deux milieux expliquent la réfraction. La fréquence, elle, ne change pas au passage : c'est la longueur d'onde qui se raccourcit.

Aller plus loin · compagnon externe

Voir les équations de Maxwell se résoudre

L'atelier L12 ci-dessus montre une onde ; le Visualiseur Maths & Physique la calcule. Sa simulation FDTD résout les équations de Maxwell pas de temps par pas de temps : on voit E engendrer B, et B engendrer E. Amplitude, longueur d'onde, indice du milieu, miroir, lame diélectrique — tout est réglable, avec les équations en regard.

Onde électromagnétique : Maxwell en action ↗

Pendant des siècles, la question centrale n'était pas « qu'est-ce que la lumière ? », mais « comment voyons-nous ? »

Avant toute théorie, il y a l'usage. Les humains maîtrisent le feu depuis au moins 400 000 ans, avec des indices plus anciens qui restent discutés, et fabriquent des lampes à graisse au Paléolithique supérieur : celles de Lascaux ont environ 17 000 ans. On éclaire, on se chauffe, on se reflète dans l'eau et dans les premiers miroirs polis d'Égypte et de Mésopotamie, longtemps avant de se demander ce qui voyage entre la flamme et l'œil.

Dans l'Antiquité grecque, plusieurs théories coexistent. Certains penseurs, dans la lignée de Platon et d'Empédocle, imaginent que l'œil émet des rayons qui touchent les objets. Cette idée paraît aujourd'hui étrange, mais elle possède une intuition séduisante : le regard semble se diriger vers les choses. Aristote, lui, refuse l'émission oculaire et décrit la lumière comme l'état d'un milieu transparent activé par une source. En Inde, les écoles Samkhya et Vaisheshika discutent d'une lumière faite d'atomes de feu très rapides.

Euclide, vers 300 avant notre ère, utilise des rayons géométriques pour décrire la vision et la réflexion, avec l'égalité des angles. Héron d'Alexandrie, au premier siècle de notre ère, remarque qu'un rayon réfléchi suit le plus court chemin entre deux points en passant par le miroir : une idée que Fermat généralisera seize siècles plus tard. Ptolémée, vers 160, réalise des mesures de réfraction entre l'air, l'eau et le verre, avec des tables d'angles remarquablement soignées pour l'époque. En Chine, les textes associés à Mozi, au Ve siècle avant notre ère, décrivent le passage de la lumière par une petite ouverture et l'inversion de l'image : une étape importante vers l'idée que la lumière se propage suivant des lignes droites dans un milieu homogène. Un passage des Problèmes, un recueil attribué à Aristote mais probablement postérieur, décrit de même l'image d'une éclipse partielle projetée à travers un petit trou.

Un objet célèbre est parfois présenté comme la plus ancienne lentille : un morceau de cristal de roche poli, d'environ 38 millimètres, découvert à Nimrud en 1850 et daté du VIIIe siècle avant notre ère. Il possède des propriétés optiques — il focalise, il grossit un peu —, mais sa fonction reste incertaine. Le British Museum considère qu'il s'agissait probablement d'un élément décoratif incrusté plutôt que d'un instrument d'optique. Cette prudence est importante : en histoire des sciences, un objet capable de produire un effet n'a pas nécessairement été fabriqué pour cet usage.

Au tournant des Xe et XIe siècles, Ibn al-Haytham, né à Bassorah vers 965 et mort au Caire vers 1040, appelé Alhazen en latin, développe une étude systématique de la lumière et de la vision. Son Livre d'optique, le Kitab al-Manazir, rédigé entre 1011 et 1021 en sept livres, réunit géométrie, observation, expériences et réflexion sur la perception.

Son idée fondamentale est que la lumière provenant d'une source atteint les objets, puis que la lumière émise ou réfléchie par ces objets entre dans l'œil. L'œil n'éclaire pas le monde : il reçoit de la lumière. Il distingue la lumière primaire, celle des corps qui brillent par eux-mêmes, et la lumière secondaire, celle que renvoient les objets éclairés.

Ibn al-Haytham étudie les ombres, les miroirs, la réfraction et les images formées par une petite ouverture. Il vérifie la loi de la réflexion sur sept types de miroirs — plans, sphériques, cylindriques et coniques, convexes et concaves. Il construit un instrument de mesure de la réfraction avec un disque gradué et un quart de cylindre de verre, pour comparer air, eau et verre. Il consacre un traité à la forme de l'image d'une éclipse projetée par une ouverture. Et des expériences avec plusieurs lampes disposées devant une chambre obscure lui permettent de montrer que des faisceaux peuvent se croiser sans que les images se confondent : chaque tache lumineuse sur le mur correspond à une lampe et à une seule.

Il ne faut pas pour autant dire qu'il a, seul et soudainement, « inventé la méthode scientifique ». Les pratiques expérimentales ont une histoire longue et collective, de Ptolémée à ses contemporains. Il est plus juste de le présenter comme l'un des grands pionniers d'une démarche où les hypothèses sur la lumière sont confrontées à des dispositifs contrôlés et à des raisonnements mathématiques.

Une tradition biographique, transmise par Ibn al-Qifti au XIIIe siècle, rapporte qu'après l'échec d'un projet destiné à réguler le Nil, Ibn al-Haytham aurait feint la folie et aurait été placé en résidence surveillée jusqu'à la mort du calife al-Hakim, en 1021. Le cœur de cette histoire est transmis par des biographies médiévales ; les dialogues, le geôlier complice et les scènes de laboratoire souvent ajoutés dans les récits modernes relèvent de la dramatisation.

Son œuvre passe en Europe par une traduction latine, le De aspectibus, à la fin du XIIe ou au début du XIIIe siècle, puis par l'édition imprimée de Friedrich Risner en 1572, l'Opticae thesaurus. Roger Bacon, Witelo, puis Kepler la lisent et la discutent : la perspectiva devient une discipline enseignée dans les universités médiévales.

Dans une boîte opaque, percer un petit trou sur une face et placer un écran translucide sur la face opposée. Une image renversée du paysage extérieur apparaît.

Chaque point de l'objet envoie de la lumière dans de nombreuses directions. Le petit trou ne laisse passer qu'un étroit ensemble de directions. Les rayons issus du haut de l'objet atteignent le bas de l'écran, et inversement.

Un trou plus petit améliore d'abord la netteté, mais réduit la luminosité. S'il devient extrêmement petit, la diffraction limite à nouveau la netteté. Cette expérience relie donc l'optique géométrique à l'optique ondulatoire.

À partir de la fin du XIIIe siècle, en Italie d'abord, les lunettes correctrices se diffusent en Europe. Elles ne reposent pas encore sur une théorie complète de l'image, mais montrent que des surfaces transparentes courbes peuvent transformer la vision.

En 1604, Johannes Kepler explique que le cristallin et la cornée forment une image renversée sur la rétine. Il sépare ainsi plus clairement le problème optique — former une image — du problème perceptif — interpréter cette image. En 1611, dans sa Dioptrique, il donne la théorie des lentilles et du télescope, et décrit au passage la réflexion totale.

En 1608, des fabricants de lunettes néerlandais, dont Hans Lippershey, construisent les premiers télescopes attestés. Galilée perfectionne rapidement l'instrument et le tourne vers le ciel en 1609. Il observe notamment le relief lunaire et les satellites de Jupiter, qu'il publie en 1610. Un télescope ne rapproche pas physiquement les astres : il collecte davantage de lumière et augmente l'angle apparent sous lequel certains détails sont vus.

Le microscope se développe à la même époque, aux Pays-Bas, autour de 1600 ; son inventeur précis reste débattu. Télescope et microscope élargissent le domaine du visible dans deux directions opposées : vers le très lointain et vers le très petit. Ils rappellent aussi qu'un instrument scientifique ne se contente pas d'agrandir ; il sélectionne, transforme et limite l'information disponible.

Lorsqu'un rayon lumineux rencontre une surface, plusieurs phénomènes peuvent se produire simultanément : une partie est réfléchie, une partie transmise, une partie absorbée et parfois une partie diffusée.

Pour la réflexion sur une surface plane, l'angle réfléchi est égal à l'angle d'incidence, les angles étant mesurés par rapport à la normale à la surface.

Miroir ou mur blanc : réflexion spéculaire et réflexion diffuse

Un miroir et une feuille de papier blanc renvoient tous deux presque toute la lumière qu'ils reçoivent. Pourtant l'un montre votre visage et l'autre non. La différence n'est pas dans la quantité de lumière renvoyée, mais dans son organisation.

Sur un miroir, la surface est plane à l'échelle de la longueur d'onde : chaque rayon repart avec l'angle exact de son arrivée, et les rayons voisins restent voisins. Le faisceau garde sa forme, l'image est conservée. C'est la réflexion spéculaire — du latin speculum, miroir. Sur le papier, la surface est un paysage de fibres et de creux bien plus grands que la longueur d'onde : chaque point renvoie la lumière dans toutes les directions, et deux rayons arrivés côte à côte repartent n'importe où. La loi de la réflexion est respectée localement, sur chaque facette microscopique, mais les facettes sont orientées au hasard. C'est la réflexion diffuse. L'image est perdue ; la lumière, elle, est toujours là — c'est même grâce à elle que nous voyons le papier depuis n'importe quel endroit de la pièce, alors qu'un miroir ne se voit que là où il renvoie une source.

Entre les deux, tout est affaire d'échelle. Une surface se comporte en miroir si ses aspérités sont petites devant la longueur d'onde — en pratique, moins d'un huitième de la longueur d'onde, et davantage encore quand on regarde en incidence rasante. C'est pourquoi une route mouillée devient un miroir la nuit : l'eau comble les creux du bitume. C'est pourquoi une feuille de papier ordinaire, vue au ras de la surface, reflète une lampe comme une vitre. Et c'est pourquoi un grillage à mailles de quelques centimètres est un miroir parfait pour les ondes radio de plusieurs mètres, alors qu'il est transparent pour la lumière : le même objet est lisse ou rugueux selon la longueur d'onde qui l'interroge.

Presque tout ce que nous voyons nous parvient par réflexion diffuse : le sol, les murs, les visages, les pages de ce script. Ibn al-Haytham l'avait déjà compris en distinguant la lumière primaire des sources et la lumière secondaire des objets éclairés, renvoyée « de chaque point dans toutes les directions ». Une surface brillante ajoute à cette lumière diffuse une composante spéculaire : le reflet de la fenêtre sur une pomme vernie, l'éclat sur une carrosserie, et cette pointe de lumière dans l'œil que les peintres posent d'un coup de blanc.

Lorsqu'elle passe d'un milieu à un autre, la lumière change généralement de vitesse et de direction. La loi de la réfraction est établie par Willebrord Snell vers 1621, sans être publiée de son vivant, puis par René Descartes dans sa Dioptrique de 1637 ; elle porte aujourd'hui leurs deux noms :

Cette formule explique pourquoi une paille plongée dans l'eau paraît brisée et comment une lentille dévie la lumière pour former une image. Elle explique aussi la réflexion totale : quand la lumière passe d'un milieu d'indice élevé vers un milieu d'indice plus faible, au-delà d'un certain angle, plus aucun rayon ne sort. Toute la lumière est renvoyée. C'est ce qui guidera un jour la lumière dans les fibres optiques.

Bien avant la loi de Snell, l'arc-en-ciel avait déjà livré sa géométrie. Vers 1304, le dominicain Thierry de Freiberg remplit des sphères de verre avec de l'eau pour imiter une goutte de pluie et suit le trajet d'un rayon de soleil : une réfraction en entrant, une réflexion sur la face interne, une nouvelle réfraction en sortant — c'est l'arc principal ; deux réflexions internes donnent l'arc secondaire, aux couleurs inversées. C'est la première explication correcte, obtenue par expérience et non par autorité. À la même époque, en Perse, Kamal al-Din al-Farisi, commentateur d'Ibn al-Haytham, parvient indépendamment au même résultat. La réflexion à l'intérieur de la goutte est partielle, non totale : une partie de la lumière ressort à chaque rebond, et c'est pourquoi l'arc secondaire est plus pâle.

Descartes applique la même loi, en 1637, à une goutte d'eau, et calcule l'angle de l'arc-en-ciel : environ 42 degrés par rapport à la direction opposée au Soleil pour l'arc principal.

Au XVIIe siècle, Pierre de Fermat propose une vision plus globale : entre deux points, la lumière suit un trajet pour lequel le temps de parcours est stationnaire, souvent minimal dans les situations simples. La ligne droite dans un milieu homogène, la loi de la réflexion et la loi de la réfraction peuvent être retrouvées à partir de ce principe. Héron l'avait pressenti pour la réflexion ; Fermat l'étend à la réfraction, en supposant, contre Descartes, que la lumière va moins vite dans l'eau que dans l'air. Il faudra deux siècles pour le vérifier.

Au XVIIe siècle, on débat encore de l'origine des couleurs. Le prisme colore-t-il la lumière, comme un pigment colore une surface, ou révèle-t-il quelque chose qui était déjà présent ?

En 1665 et 1666, pendant que la peste ferme l'université de Cambridge, Isaac Newton travaille chez lui, à Woolsthorpe. Dans une pièce assombrie, il fait entrer par un petit trou du volet un mince faisceau de lumière solaire et le dirige vers un prisme. Sur le mur d'en face apparaît une bande colorée allant du rouge au violet. Ce qui l'intrigue, c'est sa forme : la tache est oblongue, environ cinq fois plus longue que large — treize pouces et quart sur deux pouces et cinq huitièmes, écrira-t-il —, alors que la loi de la réfraction, appliquée à une lumière homogène, prévoit une tache presque ronde.

Newton isole ensuite une couleur du spectre et la fait traverser un second prisme. Le rouge reste rouge ; il est dévié, mais ne se décompose pas en nouvelles couleurs. Chaque couleur possède sa « réfrangibilité » propre, et c'est elle qui étire la tache. En revanche, lorsqu'on rassemble convenablement les différentes composantes du spectre, on retrouve une lumière blanche. Newton appellera cette expérience à deux prismes son experimentum crucis, l'expérience décisive, et la publiera en 1672 dans une lettre à la Royal Society.

La conclusion est capitale : le prisme ne fabrique pas les couleurs. La lumière blanche est un mélange de composantes que le verre dévie différemment parce que son indice dépend de la longueur d'onde. C'est la dispersion.

Cette dépendance de l'indice a une conséquence pratique : une lentille ne focalise pas toutes les couleurs au même point, et les images des lunettes astronomiques sont bordées de franges colorées. Pour la contourner, Newton construit en 1668 un télescope à miroir, où la lumière est réfléchie au lieu d'être réfractée. C'est l'ancêtre de la plupart des grands télescopes actuels.

Newton défend une théorie corpusculaire de la lumière, exposée dans son Opticks de 1704, avec des réserves et des questions ouvertes en fin de volume. Christiaan Huygens développe au contraire, dans son Traité de la lumière présenté en 1678 et publié en 1690, une théorie ondulatoire où chaque point d'un front d'onde émet de petites ondelettes ; il explique notamment la double réfraction du spath d'Islande. Le débat ne sera pas tranché par l'autorité d'un nom, mais par des expériences capables de distinguer les prédictions. Il faudra plus d'un siècle.

Une lumière monochromatique correspond approximativement à une bande étroite de longueurs d'onde. Mais la couleur perçue est une construction du système visuel.

La rétine humaine comporte trois grandes familles de cônes, dont les sensibilités se chevauchent — une idée avancée par Thomas Young dès 1802 et développée par Hermann von Helmholtz. Le cerveau compare leurs réponses. Deux distributions spectrales différentes peuvent donc produire la même sensation colorée : ce sont des métamères. C'est ce qui permet à un écran, avec trois primaires seulement, de nous montrer un coucher de soleil.

Le magenta illustre bien cette différence entre physique et perception. Il ne correspond pas à une bande unique du spectre comme le vert spectral. Il apparaît lorsque notre système visuel reçoit certaines combinaisons de rouge et de bleu-violet, sans vert.

La synthèse additive concerne les lumières : rouge, vert et bleu peuvent être combinés pour produire de nombreuses couleurs, jusqu'au blanc. La synthèse soustractive concerne les pigments et les filtres : ils retirent certaines composantes de la lumière incidente. Cyan, magenta et jaune superposés donnent du noir, ou presque.

Le spectromètre utilisé sur le plateau tient dans une boîte en carton noir. Il comporte quatre pièces :

• une fente très fine sur une face — deux lames de cutter ou de rasoir collées à un ou deux dixièmes de millimètre l'une de l'autre. Elle découpe dans la lumière entrante un ruban étroit, pour que chaque couleur donne ensuite une ligne nette et non une tache ;
• un morceau de CD, en face, incliné d'environ soixante degrés. Ses sillons, espacés de 1,6 micromètre, forment un réseau de diffraction par réflexion d'environ 625 traits par millimètre. Chaque couleur y est renvoyée sous un angle différent : pour le premier ordre, le bleu à 450 nanomètres vers 16 degrés, le rouge à 700 nanomètres vers 26 degrés (un DVD, avec des sillons de 0,74 micromètre, écarte deux fois plus) ;
• une webcam qui regarde le CD, là où le spectre se forme, à travers la boîte fermée ;
• un ordinateur, qui affiche l'image et trace l'intensité colonne par colonne : c'est le spectre. Deux raies connues d'une lampe fluorescente, le violet du mercure à 436 nanomètres et son vert à 546, servent à graduer l'axe.

Ce n'est pas un prisme, mais le résultat est le même que chez Newton, par un autre mécanisme : le prisme disperse par réfraction, le CD disperse par interférence entre les milliers de sillons. Dans les deux cas, le blanc s'étale et rien n'est « ajouté ».

Première mesure : une lampe à incandescence ou halogène, ou la lumière du jour. Le spectre est continu, du violet au rouge, sans trou : c'est la signature d'un corps chaud. Puis une LED blanche : un pic bleu étroit et une large bosse jaune-orangée — la LED bleue et le luminophore qui la recouvre. Deux blancs que l'œil ne distingue pas, deux spectres très différents : les métamères, en direct.

Le spectromètre distingue ainsi trois signatures, que nous retrouverons tout au long du live : le spectre continu des sources thermiques (incandescence, halogène, Soleil en première approche) ; le spectre de raies des lampes à décharge (néon, sodium, mercure), fines et isolées ; le spectre de bandes des luminophores (LED blanches, tubes et fluocompactes), larges bosses sans arêtes — une fluocompacte combine d'ailleurs les deux : les raies du mercure et les bandes de ses luminophores.

Au-delà du visible et naissance de la spectroscopie

En 1800, William Herschel place des thermomètres dans les différentes couleurs d'un spectre solaire, puis au-delà du rouge, là où l'œil ne voit rien : le thermomètre monte encore. Il vient de détecter un rayonnement invisible, l'infrarouge. Dès 1801, Johann Wilhelm Ritter met en évidence, à l'autre extrémité, un rayonnement au-delà du violet grâce à son action chimique sur le chlorure d'argent : l'ultraviolet.

En 1802, William Wollaston remarque quelques lignes sombres dans le spectre du Soleil. Vers 1814, Joseph von Fraunhofer, opticien à Munich, en cartographie plusieurs centaines avec un instrument bien meilleur ; elles portent encore ses lettres, la raie D du sodium par exemple. Il ne sait pas d'où elles viennent, mais il s'en sert comme repères pour mesurer les verres. En 1859-1860, Gustav Kirchhoff et Robert Bunsen relient les raies d'émission et d'absorption aux éléments chimiques : chaque élément émet, quand il est chaud, exactement les longueurs d'onde qu'il absorbe quand il est froid, et les raies sombres du Soleil sont la signature des éléments de son atmosphère.

La lumière devient alors un outil d'analyse à distance. Sans prélever un morceau de Soleil, on peut identifier des éléments présents dans son atmosphère. L'hélium sera même repéré dans le spectre solaire, en 1868, avant d'être isolé sur Terre. La spectroscopie fera de la lumière une sorte de code-barres de la matière.

À l'échelle humaine, la lumière semble instantanée. Galilée tente de mesurer son temps de parcours avec deux lanternes placées à distance, chaque observateur découvrant la sienne dès qu'il voit l'autre. La méthode est raisonnable, mais le temps de réaction humain est immensément trop lent : sur un kilomètre, la lumière met trois millionièmes de seconde.

En 1676, Ole Rømer, à l'Observatoire de Paris, étudie les éclipses d'Io, une lune de Jupiter. Il remarque que les instants observés se décalent selon que la Terre se rapproche ou s'éloigne de Jupiter : les éclipses sont en avance quand la Terre est proche, en retard quand elle est loin. La lumière met donc un temps mesurable à franchir la différence de distance. Rømer établit ainsi de façon quantitative que sa vitesse est finie. Il n'en publie pas de valeur en unités de longueur ; il annonce un retard, environ vingt-deux minutes pour traverser l'orbite de la Terre, chiffre un peu trop grand — la valeur moderne est proche de seize minutes et demie. C'est Christiaan Huygens qui, en combinant ce retard avec la taille de l'orbite terrestre, en tire une vitesse, aux alentours de 220 000 kilomètres par seconde en unités actuelles.

En 1728, James Bradley utilise l'aberration stellaire, un petit déplacement apparent des étoiles dû à la combinaison du mouvement de la Terre et de la vitesse finie de la lumière — comme la pluie qui semble venir de face quand on court. Il en déduit que la lumière du Soleil met environ 8 minutes et 12 secondes à nous parvenir, soit une vitesse d'environ 301 000 kilomètres par seconde. La valeur est déjà bonne à un pour cent près.

En 1849, Hippolyte Fizeau réalise la première mesure terrestre, avec une roue dentée. Un faisceau passe entre deux dents, parcourt 8 633 mètres entre Suresnes et Montmartre, se réfléchit sur un miroir et revient. À certaines vitesses de rotation, une dent a eu le temps de prendre la place du creux : le faisceau de retour est bloqué. La distance et la fréquence de rotation donnent le temps de trajet — une cinquantaine de millionièmes de seconde — et une vitesse d'environ 315 000 kilomètres par seconde.

Léon Foucault remplace la roue par un miroir tournant. En 1850, il montre d'abord que la lumière va plus lentement dans l'eau que dans l'air : c'est ce que prévoyait la théorie ondulatoire, et le contraire de ce que demandait la théorie corpusculaire de Newton. En 1862, il obtient une valeur absolue : 298 000 kilomètres par seconde, à 500 près. Albert Michelson perfectionne ensuite ces dispositifs pendant un demi-siècle : 299 910 kilomètres par seconde en 1879, 299 796 à quatre près en 1926 au mont Wilson, puis, dans un tube sous vide d'un mile de long, une mesure publiée après sa mort en 1935. En 1972, Kenneth Evenson et ses collègues mesurent à la fois la fréquence et la longueur d'onde d'un laser stabilisé, et obtiennent 299 792 456,2 mètres par seconde, à un mètre par seconde près.

Depuis 1983, la logique est inversée. La 17e Conférence générale des poids et mesures a décidé que nous ne mesurons plus c pour définir le mètre. Nous fixons exactement c = 299 792 458 m/s, puis nous réalisons le mètre à partir de mesures de temps et de fréquence : le mètre est la distance que parcourt la lumière dans le vide en 1/299 792 458 de seconde.

Une onde peut se superposer à une autre. Lorsque deux crêtes se rencontrent, elles se renforcent. Lorsqu'une crête rencontre un creux, elles s'atténuent. C'est l'interférence — le mot est de Young.

Au début du XIXe siècle, Thomas Young, médecin et physicien, applique cette idée à la lumière, après l'avoir étudiée sur des ondes à la surface de l'eau. En 1801, devant la Royal Society, il défend une théorie ondulatoire de la lumière et des couleurs. En 1803, il décrit sa démonstration célèbre : un mince faisceau de soleil, une fine carte qui le sépare en deux parties, et sur le mur des bandes claires et sombres. La version devenue canonique emploie deux ouvertures très proches.

Sur l'écran, on n'observe pas simplement deux zones lumineuses, comme le prévoirait un modèle de projectiles classiques indépendants. On voit une succession de franges claires et sombres. Les deux contributions lumineuses interfèrent. Mieux : la distance entre les franges dépend de la longueur d'onde, et Young s'en sert pour calculer les longueurs d'onde des couleurs — quelques dixièmes de millième de millimètre —, valeurs très proches de celles d'aujourd'hui.

Augustin Fresnel développe ensuite, entre 1815 et 1819, une théorie mathématique de la diffraction. Lorsque son mémoire est examiné par l'Académie des sciences, Siméon Denis Poisson, partisan des corpuscules, en tire une prédiction qu'il juge absurde : au centre géométrique de l'ombre d'un disque opaque devrait apparaître un petit point lumineux. François Arago fait l'expérience : le point est là. Une prédiction qui semblait absurde devient un argument en faveur de la théorie ondulatoire. Fresnel montre aussi que les ondes lumineuses sont transversales, ce qui explique la polarisation, et invente pour les phares les lentilles à échelons qui portent son nom.

Un autre indice était venu de Paris, quelques années plus tôt. En 1808, Étienne Louis Malus, en regardant à travers un cristal de spath d'Islande le soleil couchant réfléchi par les vitres du palais du Luxembourg, constate que la lumière réfléchie n'a plus les mêmes propriétés que la lumière directe : elle est polarisée. Il publie en 1809 la loi qui porte son nom — l'intensité transmise par un analyseur tourné d'un angle θ varie comme le carré du cosinus de θ. Malus, partisan des corpuscules, n'en tire pas de conclusion sur la nature de la lumière. Ce sont Young, en 1817, puis Fresnel qui comprendront ce que la polarisation impose : les vibrations lumineuses sont transversales, perpendiculaires à la direction de propagation, comme celles d'une corde et non comme celles du son.

La diffraction explique aussi pourquoi aucune lentille ne peut produire des détails arbitrairement petits. Même un instrument parfait possède une résolution limitée par la longueur d'onde et son ouverture : c'est pour cela que les télescopes grandissent, et que le sténopé trop petit redevient flou.

Au XIXe siècle, l'électricité, le magnétisme et l'optique semblent être trois domaines différents. Les travaux de Michael Faraday révèlent pourtant des liens profonds : en 1845, il observe qu'un champ magnétique fait tourner la polarisation de la lumière qui traverse un verre. La lumière n'est donc pas indifférente au magnétisme.

James Clerk Maxwell rassemble ces phénomènes dans une théorie unifiée. Ses équations, publiées en 1865 dans A Dynamical Theory of the Electromagnetic Field, prédisent l'existence d'ondes électromagnétiques. Lorsqu'il calcule leur vitesse à partir de deux constantes mesurées en laboratoire — l'une électrique, l'autre magnétique, sans aucune expérience d'optique —, il obtient une valeur proche de la vitesse mesurée de la lumière par Fizeau et Foucault.

La conclusion est audacieuse. Maxwell l'écrit ainsi : la lumière elle-même « est une perturbation électromagnétique se propageant sous forme d'ondes à travers le champ électromagnétique, selon les lois de l'électromagnétisme ».

Cette formulation constitue la description classique de la lumière. Elle explique admirablement la propagation, la réflexion, la réfraction, les interférences, la diffraction et la polarisation.

Entre 1886 et 1888, Heinrich Hertz produit et détecte des ondes radio en laboratoire, avec un éclateur et une boucle de fil. Elles se réfléchissent, se réfractent dans un prisme de poix, interfèrent et se polarisent comme la lumière. Le visible n'est donc qu'une petite fenêtre dans une famille beaucoup plus vaste. En 1895, Wilhelm Röntgen découvre à l'autre bout du spectre les rayons X, qui traversent la chair et impressionnent une plaque photographique ; il recevra le premier prix Nobel de physique, en 1901.

Aller plus loin · compagnon externe

Les équations résolues en direct

Ce chapitre raconte que Maxwell a prédit des ondes à partir de ses équations. Le compagnon du Visualiseur permet de le vérifier soi-même : sa simulation FDTD ne dessine pas une onde, elle intègre les équations pas à pas, et l'onde apparaît. On peut y mettre un miroir, une lame de verre, changer l'indice, et voir la réfraction émerger du même calcul.

Maxwell en action ↗Dossier VII · Champs de vecteurs

Du moins énergétique au plus énergétique par photon :

• ondes radio ;
• micro-ondes ;
• infrarouge ;
• visible ;
• ultraviolet ;
• rayons X ;
• rayons gamma.

Les frontières entre ces catégories sont conventionnelles et peuvent dépendre de la manière dont le rayonnement est produit : un rayon X et un rayon gamma de même énergie ne diffèrent que par leur origine, le cortège électronique pour l'un, le noyau pour l'autre.

Au XIXe siècle, beaucoup de physiciens pensent qu'une onde doit se propager dans un milieu. Ils imaginent donc un éther luminifère remplissant l'espace. Si cet éther existe, la Terre, qui tourne autour du Soleil à trente kilomètres par seconde, doit le traverser, et la lumière devrait aller un peu plus vite dans un sens que dans l'autre.

En 1887, à Cleveland, Albert Michelson et Edward Morley construisent un interféromètre destiné à détecter ce « vent d'éther ». Un faisceau est séparé en deux trajets perpendiculaires, réfléchi plusieurs fois pour allonger le parcours, puis recombiné. L'appareil repose sur une dalle de grès flottant sur un bain de mercure, pour tourner sans vibration. Si la Terre se déplaçait dans un éther immobile, la rotation de l'appareil devrait modifier les temps de parcours relatifs et déplacer les franges d'environ quatre dixièmes de frange.

Le déplacement attendu n'apparaît pas. Michelson et Morley écrivent que l'effet observé est certainement inférieur au vingtième de la valeur prévue, et probablement inférieur au quarantième. Ce résultat nul fragilise l'idée d'un éther mécanique simple. Il stimule les travaux de Lorentz, FitzGerald, Poincaré et d'autres physiciens. Les répétitions modernes, avec des cavités optiques ultrastables, ne trouvent toujours rien, à moins d'une part sur cent millions de milliards près.

En 1905, Albert Einstein formule la relativité restreinte à partir de deux principes : les lois de la physique ont la même forme dans tous les référentiels inertiels, et la vitesse de la lumière dans le vide possède la même valeur pour tous les observateurs inertiels, indépendamment du mouvement de la source.

La relativité explique naturellement le résultat de Michelson et Morley, mais il serait historiquement trop simple d'affirmer que cette expérience a directement « causé » la théorie d'Einstein. L'importance de son influence personnelle sur Einstein demeure discutée ; Einstein cite plutôt l'électrodynamique de Maxwell et l'expérience de Fizeau sur l'entraînement de la lumière par l'eau.

Les conséquences sont profondes : simultanéité relative, dilatation des durées, contraction des longueurs et équivalence entre masse et énergie.

En relativité générale, achevée en novembre 1915, la gravitation n'est plus une force newtonienne exercée sur la lumière. La masse et l'énergie courbent l'espace-temps, et la lumière suit des trajectoires nulles dans cette géométrie. Localement, dans le vide, sa vitesse reste c. En 1919, lors d'une éclipse totale, des expéditions britanniques mesurent la déviation de la lumière des étoiles près du bord du Soleil : elle correspond à la prédiction d'Einstein.

À la fin du XIXe siècle, la théorie électromagnétique semble triompher, mais elle échoue à expliquer correctement le rayonnement d'un corps noir — un objet idéal qui absorbe tout ce qu'il reçoit et dont la lumière ne dépend que de sa température, comme un four ou, en bonne approximation, une étoile. Les formules classiques prévoient, pour les courtes longueurs d'onde, une énergie rayonnée qui grandit sans limite ; l'expérience montre au contraire une courbe en cloche, avec un maximum qui se déplace vers le bleu quand la température monte.

En 1900, Max Planck trouve une loi conforme aux observations en introduisant des échanges d'énergie par quantités proportionnelles à la fréquence :

Planck cherchait une dérivation thermodynamique cohérente ; il tenait sa constante pour un artifice de calcul plutôt que pour une propriété de la lumière. L'expression « catastrophe ultraviolette », qu'on lui attribue souvent, est de Paul Ehrenfest et date de 1911.

En 1905, Einstein va plus loin. Dans un article qui commence par « il me semble » et qu'il qualifie lui-même de « point de vue heuristique », il traite la lumière comme si son énergie était transportée par quanta individuels — et s'en sert pour expliquer l'effet photoélectrique.

Lorsqu'une lumière éclaire certains matériaux, des électrons peuvent être éjectés. Trois observations sont décisives :

• en dessous d'une fréquence seuil, augmenter l'intensité ne suffit pas ;
• au-dessus du seuil, l'émission commence sans retard macroscopique mesurable ;
• l'énergie maximale des électrons dépend de la fréquence, tandis que l'intensité influence surtout leur nombre.

La relation énergétique s'écrit :

où Φ est l'énergie nécessaire pour arracher un électron au matériau.

Voilà pourquoi l'intensité et la fréquence ne jouent pas le même rôle. Une lumière plus intense apporte davantage de photons par unité de temps. Une fréquence plus élevée augmente l'énergie de chaque photon.

Robert Millikan, qui ne croit pas aux quanta de lumière, passe dix ans à tenter de prendre la formule en défaut. En 1916, il publie la vérification la plus précise de la droite d'Einstein, et en tire une valeur de h — tout en continuant à douter de l'interprétation.

Le mot photon sera adopté plus tard, après sa proposition par le chimiste Gilbert N. Lewis en 1926, dans un sens d'ailleurs différent de l'usage actuel. Einstein reçoit le prix Nobel de physique 1921, remis en 1922, « pour ses services à la physique théorique, et particulièrement pour sa découverte de la loi de l'effet photoélectrique » — et non pour la relativité.

La lumière ne transporte pas seulement de l'énergie : elle pousse. Maxwell l'avait prédit dès 1873 — une onde électromagnétique absorbée exerce une pression égale à son énergie divisée par c. En 1901, à Moscou, Piotr Lebedev mesure cette pression sur de minuscules palettes suspendues dans le vide ; Ernest Nichols et Gordon Hull la confirment aux États-Unis en 1903. Elle est infime : la lumière du Soleil, au niveau de la Terre, pèse quelques millionièmes de newton par mètre carré. Mais elle s'accumule : c'est ce qui incline la queue des comètes, et ce qui propulse les voiles solaires — IKAROS en 2010, LightSail 2 en 2019. Le photon n'a pas de masse, mais il a une quantité de mouvement, égale à son énergie divisée par c.

En 1923, l'effet Compton apporte une confirmation supplémentaire : lorsqu'un rayon X est diffusé par un électron, sa longueur d'onde augmente d'une quantité qui ne dépend que de l'angle de diffusion. Ce résultat s'explique en attribuant au photon une énergie et une quantité de mouvement, et en traitant la diffusion comme un choc entre deux billes — tout en sachant que le photon n'en est pas une.

Reprenons la double fente, mais diminuons tellement l'intensité que les détections apparaissent une par une.

Chaque événement produit un impact localisé sur le détecteur. Au début, les points semblent distribués au hasard. Après un grand nombre d'événements, les franges d'interférence apparaissent progressivement.

La détection est localisée comme un échange particulaire, mais la distribution des probabilités porte la structure d'une interférence.

Il est tentant de demander : « Par quelle fente le photon est-il vraiment passé ? » Si le dispositif ne permet pas de distinguer les chemins, la théorie quantique additionne les amplitudes associées aux possibilités, et ces amplitudes interfèrent.

Si l'on obtient une information permettant de distinguer les chemins, même en principe, la visibilité des franges diminue. Il ne s'agit pas nécessairement d'un humain qui regarde. Ce qui compte est que l'information de chemin devienne inscrite dans un autre système physique. C'est ce que Niels Bohr appelait la complémentarité, et c'est l'objet de sa célèbre discussion avec Einstein au congrès Solvay de 1927.

L'expérience très affaiblie de Geoffrey Taylor en 1909, avec une flamme de gaz derrière des verres fumés et des poses de plusieurs mois, constitue une étape historique, mais ce n'était pas encore une expérience moderne dotée d'une source et d'un détecteur de photons uniques. Les versions réellement monophotoniques ont été réalisées plus tard : en 1986, Philippe Grangier, Gérard Roger et Alain Aspect montrent qu'un photon unique ne se partage pas sur une lame semi-réfléchissante — il va d'un côté ou de l'autre — et que ce même photon interfère pourtant avec lui-même dans un interféromètre. En 2007, la même équipe réalise l'expérience « à choix retardé » imaginée par John Wheeler : décider de mesurer le chemin ou l'interférence après que le photon est entré dans l'appareil ne change rien aux statistiques.

Ce comportement n'est pas propre à la lumière. En 1924, Louis de Broglie propose que toute particule de matière possède une longueur d'onde, inversement proportionnelle à sa quantité de mouvement ; en 1927, Clinton Davisson et Lester Germer observent la diffraction d'électrons sur un cristal de nickel. Depuis, on a fait interférer des atomes et de grosses molécules.

En 2025, l'équipe de Wolfgang Ketterle au MIT a réalisé une variante particulièrement épurée dans laquelle des atomes individuels, refroidis à quelques millionièmes de degré au-dessus du zéro absolu et tenus par des faisceaux laser, jouent le rôle des ouvertures. Plus un atome est localisé, plus son recul sous le passage d'un photon peut porter l'information de chemin, et moins les franges sont visibles. L'expérience permet d'étudier quantitativement la complémentarité — et donne raison à Bohr dans le débat de 1927, tel que le MIT le présente.

La formulation moderne

La lumière est décrite par un état quantique. Cet état permet de calculer les probabilités des résultats possibles. Les mots onde et particule décrivent des aspects observables hérités de la physique classique ; aucun des deux ne constitue, seul, une image complète de l'objet quantique.

Pour comprendre une couleur, un écran, une cellule solaire ou une étoile, il faut s'intéresser aux interactions entre lumière et matière.

Absorption

Un matériau absorbe de la lumière lorsque l'énergie du rayonnement est transférée à ses constituants. Cette énergie peut devenir agitation thermique, excitation électronique, vibration moléculaire ou réaction chimique.

Un objet noir absorbe une grande partie du visible. Une feuille verte absorbe surtout certaines composantes et en réfléchit d'autres. La chlorophylle n'« utilise » pas uniformément toutes les couleurs : elle absorbe surtout le rouge et le bleu, et c'est le vert renvoyé que nous voyons.

Émission

Un système excité peut restituer de l'énergie sous forme de lumière. Dans les atomes, les transitions entre niveaux d'énergie produisent des raies spectrales caractéristiques — c'est ce que le modèle de Bohr, en 1913, a permis de comprendre pour l'hydrogène. Ces raies fonctionnent comme des signatures permettant d'identifier des éléments dans un laboratoire ou dans une étoile.

Diffusion

La diffusion redistribue la lumière dans différentes directions. Pour de petites particules par rapport à la longueur d'onde, la diffusion de Rayleigh est beaucoup plus forte aux courtes longueurs d'onde — proportionnelle à l'inverse de la longueur d'onde à la puissance quatre, ce qui rend le bleu près de six fois plus diffusé que le rouge. Le ciel diurne paraît donc bleu. Près de l'horizon, la lumière solaire traverse davantage d'atmosphère ; une grande partie du bleu est diffusée hors de la ligne de visée, laissant davantage de rouge et d'orange.

Les nuages, constitués de gouttelettes plus grandes, diffusent plus uniformément les longueurs d'onde visibles et paraissent souvent blancs ou gris. C'est la diffusion de Mie, décrite par Gustav Mie en 1908 pour des particules de taille comparable ou supérieure à la longueur d'onde : elle dépend peu de la couleur et se fait surtout vers l'avant. Le brouillard, la fumée blanche, le lait et le halo autour du Soleil voilé relèvent d'elle ; le ciel bleu, de Rayleigh.

Diffusion inélastique : l'effet Raman

Dans la diffusion de Rayleigh, la lumière repart avec la même longueur d'onde. Mais une infime fraction des photons — environ un sur dix millions — repart avec une énergie légèrement différente : ils ont cédé à la molécule, ou reçu d'elle, un quantum de vibration. Chandrasekhara Venkata Raman et K. S. Krishnan l'observent en 1928 à Calcutta, avec de la lumière solaire filtrée et l'œil pour détecteur ; Grigory Landsberg et Leonid Mandelstam le voient la même année à Moscou dans le quartz. Le décalage ne dépend que de la molécule : c'est une empreinte digitale. Avec un laser, la spectroscopie Raman identifie aujourd'hui un pigment sur un tableau, une drogue à travers son emballage ou un minéral sur Mars.

Plus vite que la lumière… dans l'eau : l'effet Tcherenkov

Rien ne dépasse c dans le vide. Mais dans l'eau, la lumière ne va qu'à c divisé par 1,33 — 225 000 kilomètres par seconde —, et un électron très énergétique peut aller plus vite qu'elle. Il crée alors une onde de choc lumineuse, cône bleuté analogue au bang d'un avion supersonique. Pavel Tcherenkov l'observe en 1934 ; Ilia Frank et Igor Tamm l'expliquent en 1937 ; les trois reçoivent le prix Nobel en 1958. C'est la lueur bleue des piscines de réacteurs nucléaires, et le principe des grands détecteurs de neutrinos, qui repèrent dans des milliers de tonnes d'eau les cônes de lumière de particules invisibles. L'angle du cône donne la vitesse de la particule.

Fluorescence et phosphorescence

Un matériau fluorescent absorbe un rayonnement puis réémet rapidement à une autre longueur d'onde, plus grande. Dans un matériau phosphorescent, une partie de l'énergie reste piégée plus longtemps, ce qui prolonge l'émission après l'arrêt de l'éclairage.

Polarisation

La polarisation décrit l'organisation des directions d'oscillation du champ électrique. Des filtres polarisants peuvent réduire les reflets, analyser les contraintes dans un plastique ou coder de l'information. Certains cristaux, comme le spath d'Islande de Huygens, séparent la lumière en deux faisceaux selon sa polarisation : c'est la biréfringence. La polarisation joue également un rôle central dans de nombreuses expériences d'intrication.

Le laser

En 1916 et 1917, Einstein formalise les processus d'absorption, d'émission spontanée et d'émission stimulée. Dans l'émission stimulée, un rayonnement incident favorise l'émission d'un photon compatible avec celui qui a déclenché le processus : même fréquence, même direction, même phase. La lumière est, en quelque sorte, clonée.

Un laser exige généralement trois ingrédients :

1. un milieu capable d'amplifier la lumière ;
2. un apport d'énergie créant une inversion de population — plus d'atomes dans l'état excité que dans l'état fondamental, ce que l'équilibre thermique interdit ;
3. une cavité optique, deux miroirs face à face, qui sélectionne et amplifie certains modes.

Le maser, fonctionnant d'abord dans les micro-ondes, précède le laser : Charles Townes, James Gordon et Herbert Zeiger le font fonctionner en 1954 avec de l'ammoniac. En 1958, Arthur Schawlow et Townes montrent comment étendre le principe à la lumière visible ; Gordon Gould, de son côté, invente le mot « laser » et engagera de longues batailles de brevets. Le 16 mai 1960, Theodore Maiman, aux laboratoires Hughes, fait fonctionner le premier laser, un barreau de rubis entouré d'une lampe flash. En décembre de la même année, Ali Javan, William Bennett et Donald Herriott font fonctionner le laser hélium-néon, le premier à émettre en continu. Townes, Nikolaï Bassov et Alexandre Prokhorov reçoivent le prix Nobel en 1964.

Un laser peut être très directionnel, relativement monochromatique et hautement cohérent. Mais ces propriétés ne sont jamais parfaites ni identiques pour tous les lasers.

Les LED

Dans une diode électroluminescente, des électrons et des lacunes se recombinent dans un semi-conducteur et libèrent de l'énergie sous forme de photons. La couleur dépend de la structure électronique du matériau. Une LED ne fonctionne donc pas comme un petit filament chauffé, et c'est pour cela qu'elle chauffe si peu. Les LED bleues, longtemps impossibles, ont valu le prix Nobel 2014 à Isamu Akasaki, Hiroshi Amano et Shuji Nakamura : c'est avec elles que l'on fabrique la lumière blanche des éclairages actuels.

Mesurer la lumière : radiométrie et photométrie

Deux familles de grandeurs coexistent, et les confondre fait dire des bêtises. La radiométrie mesure la physique : une puissance en watts, quelle que soit la couleur, y compris l'infrarouge et l'ultraviolet que l'œil ne voit pas. La photométrie mesure ce que l'œil humain perçoit : chaque longueur d'onde est pondérée par la sensibilité de l'œil, maximale dans le vert-jaune à 555 nanomètres et nulle hors du visible. Un watt de lumière verte « vaut » 683 lumens ; un watt d'infrarouge, zéro. Le lumen mesure le flux lumineux total d'une source ; le lux, l'éclairement reçu par une surface — un lumen par mètre carré ; la candela, l'intensité dans une direction — c'est elle, l'unité de base du Système international, définie à partir d'une lumière de 540 térahertz. Une bougie donne à peu près une candela, d'où son nom ; le plein soleil, 100 000 lux ; un bureau bien éclairé, 500.

Deux autres nombres figurent sur les emballages d'ampoules. La température de couleur, en kelvins, est celle du corps noir dont la teinte se rapproche le plus : 2 700 K pour un blanc chaud, 6 500 K pour la lumière du jour — l'échelle paraît inversée, mais c'est celle de Planck. L'indice de rendu des couleurs, de 0 à 100, dit à quel point les couleurs des objets sous cette lampe ressemblent à leurs couleurs sous une source de référence continue ; une LED à spectre de bandes peut avoir beaucoup de lumens et un indice médiocre, et c'est ce que montre le spectromètre.

Les fibres optiques

Une fibre guide la lumière dans un cœur entouré d'un matériau d'indice plus faible. La réflexion totale interne et, plus précisément, la propagation en modes guidés permettent au signal de parcourir de longues distances avec de faibles pertes. En 1966, Charles Kao et George Hockham montrent que les pertes des verres de l'époque viennent d'impuretés, non du verre lui-même, et qu'une fibre assez pure pourrait transmettre un signal sur des kilomètres ; Kao recevra le prix Nobel en 2009.

Les fibres transportent aujourd'hui une grande partie des communications mondiales. Elles ne rendent pas Internet instantané : il faut compter le temps de propagation dans le verre — un tiers plus lent que dans le vide —, les détours du réseau et le traitement électronique.

Les détecteurs

Un appareil photo convertit des photons absorbés en charges électriques. Une cellule photovoltaïque transforme une partie de l'énergie lumineuse en énergie électrique — c'est l'effet photoélectrique mis au travail. Un spectromètre sépare le rayonnement selon sa longueur d'onde. Des détecteurs spécialisés peuvent enregistrer des événements correspondant à l'absorption de photons individuels, avec une efficacité et un bruit qu'il faut toujours caractériser.

Autres applications et frontières

L'optique moderne dépasse largement l'éclairage et les télécommunications :

• la microscopie et l'endoscopie rendent visibles des structures biologiques ;
• la tomographie par cohérence optique produit des coupes de tissus, notamment de la rétine ;
• la thérapie photodynamique active certaines molécules par la lumière pour endommager des cellules ciblées ;
• le LiDAR mesure des distances grâce au temps de vol ou à la phase d'impulsions lumineuses ;
• l'holographie, imaginée par Dennis Gabor en 1947, enregistre à la fois des informations d'amplitude et de phase ;
• l'optique non linéaire convertit des fréquences et permet notamment la SPDC, dont nous allons parler — voir ci-dessous ;
• les métamatériaux structurent la matière à une échelle inférieure à la longueur d'onde pour obtenir des réponses optiques inhabituelles.

Un an après le laser à rubis, en 1961, Peter Franken et ses collègues de l'université du Michigan envoient son faisceau rouge, à 694 nanomètres, dans un cristal de quartz : il en sort une trace d'ultraviolet à 347 nanomètres — exactement la moitié de la longueur d'onde, le double de la fréquence. Deux photons rouges se sont combinés en un seul photon ultraviolet. C'est la génération de seconde harmonique, première expérience d'optique non linéaire : à l'intensité d'un laser, la réponse de la matière cesse d'être proportionnelle au champ, et des fréquences nouvelles apparaissent. La tache ultraviolette sur la plaque photographique était si faible que le typographe de la revue l'a effacée, la prenant pour une poussière ; l'article de 1961 la décrit donc sans la montrer. Aujourd'hui, ce sont ces mêmes processus non linéaires qui doublent la fréquence des pointeurs verts — un laser infrarouge à 1 064 nanomètres devient du vert à 532 — et qui, dans l'autre sens, fabriquent les paires de photons intriqués.

En 1999, à Harvard, l'équipe de Lene Hau fait traverser à une impulsion laser un nuage d'atomes de sodium refroidi à quelques milliardièmes de degré au-dessus du zéro absolu, un condensat de Bose-Einstein préparé par un second laser pour devenir transparent dans une bande étroite. L'impulsion y avance à 17 mètres par seconde, la vitesse d'un cycliste. En 2001, la même équipe l'arrête : l'impulsion est absorbée sous forme d'une empreinte dans les atomes, conservée un millième de seconde, puis restituée en rallumant le laser de contrôle. Ce n'est pas la vitesse c qui change — chaque photon, entre deux atomes, va toujours à c — mais la vitesse de groupe de l'impulsion, résultat de l'interaction avec le milieu. La « lumière figée » est une mémoire optique, ancêtre des mémoires quantiques de 2026.

Les dispositifs parfois qualifiés de « capes d'invisibilité », proposés en 2006 par John Pendry et ses collègues et d'abord réalisés pour des micro-ondes, ne rendent pas aujourd'hui un objet arbitraire invisible sous tous les angles et pour toutes les couleurs. Ils détournent certaines ondes, dans des géométries et bandes de fréquence limitées.

La lumière comprimée, ou squeezed light, réduit les fluctuations quantiques d'une grandeur au prix d'une augmentation des fluctuations de la grandeur complémentaire. Cette redistribution du bruit est utilisée depuis 2019 pour améliorer la sensibilité des détecteurs d'ondes gravitationnelles LIGO et Virgo.

Deux systèmes quantiques sont intriqués lorsque leur état commun ne peut pas être remplacé par deux états indépendants, un pour chaque système. Le mot est de Schrödinger, en 1935 ; la même année, Einstein, Podolsky et Rosen y voient la preuve que la mécanique quantique est incomplète, et qu'il doit exister des « éléments de réalité » cachés.

Prenons deux photons dont les polarisations sont intriquées. Chaque mesure individuelle peut donner un résultat aléatoire. Pourtant, lorsqu'on compare les résultats obtenus selon plusieurs orientations, les corrélations suivent des relations que certaines théories classiques locales ne peuvent pas reproduire.

En 1964, John Bell transforme un débat philosophique en test expérimental. Il établit des inégalités que doivent respecter les modèles à variables cachées locales répondant à certaines hypothèses. La mécanique quantique prévoit leur violation.

Dans une forme courante appelée test CHSH, du nom de Clauser, Horne, Shimony et Holt qui l'ont proposée en 1969, une quantité S ne peut pas dépasser 2 pour ces modèles locaux. La mécanique quantique permet d'atteindre jusqu'à 2√2, soit environ 2,83, dans le cas idéal.

Les expériences ont progressivement testé ces prédictions : Stuart Freedman et John Clauser en 1972, avec des photons émis par des atomes de calcium ; Alain Aspect, Philippe Grangier, Gérard Roger puis Jean Dalibard en 1981 et 1982, à Orsay, avec des analyseurs dont l'orientation change pendant le vol des photons ; Anton Zeilinger et beaucoup d'autres ensuite. En 2015, trois équipes — à Delft, à Vienne et au NIST — réalisent des tests fermant simultanément les principales échappatoires expérimentales classiques : la localité, en séparant assez les mesures pour qu'aucun signal ne puisse les relier, et la détection, en détectant assez de paires pour qu'aucun tri ne puisse biaiser le résultat. Clauser, Aspect et Zeilinger reçoivent le prix Nobel en 2022.

Ce que l'intrication ne permet pas

L'intrication ne constitue pas un téléphone instantané. Alice ne contrôle pas le résultat aléatoire de sa mesure. Pour constater les corrélations ou exploiter un protocole de téléportation quantique, Alice et Bob doivent encore échanger de l'information classique, limitée par la vitesse de la lumière.

La téléportation quantique ne transporte pas un objet matériel. Elle transfère un état quantique à l'aide d'une ressource intriquée, d'une mesure conjointe et d'une communication classique.

La conversion paramétrique spontanée descendante, ou SPDC, se produit dans certains matériaux non linéaires. Une lumière de pompe interagit avec le cristal et, avec une faible probabilité — de l'ordre d'une fois sur cent milliards —, un quantum de la pompe donne naissance à deux photons de plus faible énergie. Un photon violet à 405 nanomètres, par exemple, devient deux photons proche infrarouge vers 810 nanomètres.

Les conservations d'énergie, de quantité de mouvement et les propriétés du montage contraignent les paires produites. En superposant de manière cohérente plusieurs possibilités indiscernables, on peut créer une intrication de polarisation, de temps-énergie, de fréquence ou de position.

Il ne faut pas imaginer un photon classique qui se casse mécaniquement en deux. La SPDC est une interaction quantique probabiliste entre les champs et le matériau.

Trois mots indispensables

• Fidélité : proximité entre l'état produit et un état cible idéal, entre 0 et 1.
• Concurrence : mesure utilisée pour quantifier certaines formes d'intrication à deux qubits, 0 pour un état séparable, 1 pour une intrication maximale.
• Taux de paires : nombre de paires détectées ou générées par unité de temps, qui doit toujours être accompagné des conditions de mesure — puissance de pompe, bande spectrale, efficacité des détecteurs.

Des atomes comme fentes

En 2025, l'expérience du MIT déjà évoquée utilise des atomes refroidis comme diffuseurs individuels. Elle montre comment l'information de chemin et la visibilité des interférences se compensent. Il s'agit d'une variante moderne de la question débattue par Einstein et Bohr, et non de la première expérience de double fente de l'histoire.

De l'intrication produite grâce au Soleil

En août 2026, une équipe internationale publie dans la revue Optica une expérience où de la lumière solaire concentrée sert de pompe à un processus de SPDC. L'état obtenu présente une fidélité de 0,94 avec l'état de Bell visé, à 0,03 près, et un paramètre S de 2,54, à 0,22 près — au-dessus de 2. Le taux de paires, environ 1 600 par seconde et par milliwatt de pompe, est comparable à celui d'une pompe laser une fois ramené à la largeur spectrale de la source.

La formulation correcte est importante : le Soleil fournit la lumière de pompe ; les photons intriqués sont produits dans le cristal non linéaire. Cette démonstration établit qu'une forte cohérence spatiale et temporelle de la pompe n'est pas toujours nécessaire pour obtenir une intrication de polarisation de bonne qualité — ce que l'on tenait pour indispensable, et qui coûte, en énergie, une part importante du bilan des technologies quantiques photoniques.

Il s'agit d'une preuve de principe. Elle ne montre pas encore que tous les systèmes quantiques pourraient avantageusement remplacer leurs lasers par le Soleil. La stabilité, le rendement, la disponibilité de la source et l'intégration restent des enjeux pratiques.

Une source compacte en cristal bidimensionnel

Une publication d'août 2026 dans Physical Review Letters décrit une architecture en feuillets de séléniure de gallium torsadés produisant plus de 13 200 paires par seconde dans les conditions rapportées, avec une fidélité à un état de Bell supérieure à 99 % (chiffres à confirmer sur l'article : l'existence, les auteurs et la date de la publication sont vérifiés, son texte intégral n'a pas pu être consulté). L'intérêt tient à la combinaison de la luminosité, de la compacité et de la possibilité de régler l'état quantique.

Des photons intriqués dans des fibres réelles

Le NIST et l'université du Maryland ont distribué des photons intriqués sur 62 kilomètres de fibre commerciale entre Gaithersburg et College Park. Une partie importante de la liaison était aérienne et donc soumise aux variations de température, au vent et aux déformations. Une compensation active de polarisation a permis de maintenir le fonctionnement pendant 92,8 % d'un essai continu de 24 heures, avec un paramètre S moyen de 2,34, à 0,37 près, et environ 1 500 paires par seconde.

Ce résultat ne constitue pas le record absolu de distance. Son intérêt est de tester l'intrication dans une infrastructure urbaine réellement perturbée.

Des mémoires quantiques séparées par 420 km de fibre

Une autre expérience publiée en août 2026 dans Physical Review Letters intrique deux mémoires quantiques à travers 420 kilomètres de fibre. Des conversions vers les longueurs d'onde télécoms et une stabilisation de phase élaborée permettent de réduire les pertes et les fluctuations (détails techniques à confirmer sur l'article).

Cette expérience se distingue d'une simple transmission de photons : l'objectif est d'établir une ressource quantique entre des systèmes capables de conserver temporairement un état, étape essentielle vers des répéteurs et réseaux quantiques.

Autres fronts

Les travaux récents explorent également :

• la restauration de l'intrication de photons émis par des boîtes quantiques grâce à un contrôle temporel ;
• les sources intégrées sur puce pour des réseaux multiplexés en longueur d'onde ;
• l'intrication dans des modes photoniques topologiques de grande dimension ;
• l'observation de corrélations quantiques entre électrons libres et photons ;
• la génération annoncée, ou heralded, où une détection signale qu'un état utile a probablement été préparé.

Ces avancées ne signifient pas qu'un Internet quantique universel est déjà disponible. Elles montrent que les composants nécessaires — sources, mémoires, conversion de fréquence, stabilisation et détection — progressent rapidement.

La lumière est notre principal moyen d'étudier les objets que nous ne pouvons pas toucher.

Un spectre révèle la composition chimique, la température, la densité et parfois le champ magnétique d'un astre. Le déplacement Doppler des raies renseigne sur son mouvement : vers le bleu si l'astre s'approche, vers le rouge s'il s'éloigne. Christian Doppler l'avait proposé en 1842 pour expliquer, à tort, la couleur des étoiles doubles ; Buys Ballot l'avait testé en 1845 avec des trompettistes sur un train ; Hippolyte Fizeau, en 1848, comprend que l'effet est trop faible pour changer la couleur d'une étoile mais qu'il déplace ses raies, mesurables au spectroscope — d'où le nom d'effet Doppler-Fizeau. C'est ainsi que l'on mesure la vitesse des étoiles et que l'on découvre des exoplanètes en voyant leur étoile osciller. En 1929, Edwin Hubble constate que les galaxies s'éloignent d'autant plus vite qu'elles sont lointaines — relation que Georges Lemaître avait déduite dès 1927 : l'Univers est en expansion. À l'échelle cosmologique, l'expansion de l'Univers étire les longueurs d'onde : c'est le décalage cosmologique vers le rouge, qui n'est pas un effet Doppler ordinaire mais un étirement de la lumière pendant son voyage.

Le rayonnement fossile micro-onde, détecté par hasard en 1965 par Arno Penzias et Robert Wilson avec une antenne de télécommunications, est aujourd'hui observé à une température de 2,725 kelvins. Il conserve une image de l'Univers lorsqu'il est devenu transparent, environ 380 000 ans après le Big Bang : émis dans le visible et l'infrarouge par un plasma à 3 000 degrés, il nous parvient étiré d'un facteur mille cent, dans les micro-ondes. Les satellites COBE, WMAP puis Planck en ont cartographié les infimes variations, d'où l'on tire l'âge de l'Univers, 13,8 milliards d'années, et sa composition.

Autour d'un trou noir, la lumière du plasma chaud est fortement déviée. Les images produites par l'Event Horizon Telescope — celle du trou noir de la galaxie M87 en 2019, celle du centre de notre Galaxie en 2022 — ne montrent pas directement l'intérieur du trou noir. Elles révèlent un anneau lumineux entourant une région sombre liée à l'absorption et à la courbure extrême des trajectoires lumineuses.

Le télescope spatial James-Webb, lancé le 25 décembre 2021, observe principalement dans l'infrarouge. Ces longueurs d'onde traversent mieux certains nuages de poussière et permettent d'observer une lumière très ancienne étirée par l'expansion cosmique : celle des premières galaxies, émise dans l'ultraviolet et le visible, arrive aujourd'hui dans l'infrarouge.

Ainsi, étudier la lumière revient à pratiquer une archéologie de l'Univers.

La théorie quantique des champs décrit le photon comme le quantum du champ électromagnétique. L'électrodynamique quantique explique avec une précision exceptionnelle les interactions entre lumière et particules chargées — le moment magnétique de l'électron y est prédit et mesuré avec plus de dix chiffres significatifs concordants.

Pourtant, plusieurs questions restent ouvertes ou difficiles :

• comment relier complètement la physique quantique et la gravitation ?
• où placer exactement la frontière entre comportement quantique et comportement classique dans les systèmes complexes ?
• comment construire des réseaux quantiques robustes à grande échelle ?
• comment interpréter le processus de mesure quantique ?
• comment contrôler la lumière avec moins de pertes, de bruit et d'énergie ?

Il faut distinguer deux sortes de mystères. Certains sont des problèmes techniques : nous connaissons les lois, mais pas encore la manière efficace de construire le dispositif. D'autres sont conceptuels : plusieurs interprétations peuvent reproduire les mêmes résultats expérimentaux tout en racontant des histoires différentes sur ce qui existe entre les mesures.

La bonne vulgarisation ne doit ni effacer ces incertitudes ni transformer chaque difficulté en énigme surnaturelle. Elle doit montrer où se situe la frontière entre résultat établi, interprétation et perspective de recherche.

Nous sommes partis d'une bougie.

Nous avons suivi la lumière depuis sa source jusqu'à l'œil. Nous avons vu comment une petite ouverture forme une image, comment un prisme révèle les composantes du blanc, comment des franges trahissent l'interférence et comment Maxwell unifie lumière, électricité et magnétisme.

Nous avons mesuré une vitesse qui semblait instantanée, abandonné l'éther, découvert que l'espace et le temps dépendent du mouvement, puis appris que la lumière échange son énergie par quanta.

Avec un photon à la fois, l'interférence demeure. Avec deux photons intriqués, les corrélations dépassent les possibilités de certains modèles classiques locaux. Avec des fibres, des cristaux et des mémoires quantiques, ces phénomènes quittent peu à peu les expériences isolées pour devenir des technologies.

Mais le message le plus important est peut-être méthodologique.

La science de la lumière n'a pas progressé parce qu'un génie aurait donné une réponse définitive. Elle a progressé parce que des générations ont transformé des questions vagues en expériences précises : que devrait-on observer si la lumière était décrite de telle ou telle manière ? Quelle mesure pourrait distinguer les hypothèses ? Où s'arrêtent les conclusions permises par les données ?

La lumière éclaire les objets. Son étude éclaire aussi la manière dont la science construit une connaissance fiable : par des modèles, des mesures, des désaccords, des corrections et des expériences reproductibles.

Et chaque fois que nous regardons une flamme, un écran ou une étoile, nous recevons le résultat de cette histoire — sous la forme d'énergie transportée à travers l'espace, puis absorbée, enfin transformée en information.