Du géocentrisme à l'héliocentrisme

L'histoire des systèmes du monde démontre bien qu'il n'existe pas de système de référence absolu. Le début de cette histoire remonte à l'Antiquité, à l'époque où les astrologues grecs et mésopotamiens devaient prédire la destinée de leurs dirigeants. Pour ce faire, il fallait qu'ils soient en mesure de « remonter dans le temps » et de déterminer la position des astres errants (les astres qui ont un mouvement propre dans le ciel, soit le Soleil, la Lune et les cinq planètes alors connues, Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne) dans le ciel au moment de la naissance de la personne qui voulait en savoir plus sur son avenir. Les astrologues tentèrent donc de comprendre la mécanique du système solaire pour être en mesure de faire les prévisions les plus justes possibles.

Les Mésopotamiens se sont limités à faire des observations astronomiques très précises sans jamais véritablement tenter d'expliquer ou de prédire les phénomènes. Les Grecs ont quant à eux élaboré des systèmes à partir de ces observations. Leurs modèles devaient ainsi rendre compte d'un certain nombre de phénomènes observés comme le mouvement rétrograde des planètes ou la préférence zodiacale (voir l'encadré 1). Ils tentèrent par la même occasion d'expliquer le cycle des saisons, le cycle lunaire et celui des marées.

Encadré 1 : Mouvement rétrograde et préférence zodiacale

Toutes les planètes parcourent une bande du ciel qu'on nomme zodiaque d'est en ouest par rapport aux étoiles lointaines. Cependant, quelques fois, certaines d'entre elles reviennent sur leurs pas. C'est ce qu'on appelle le mouvement rétrograde. Aussi, les planètes ne parcourent pas le zodiaque à une vitesse qui est constante. Elles ralentissent lorsqu'elles passent devant un groupe de constellations « préféré ». C'est ce qu'on appelle la préférence zodiacale.

Le géocentrisme

La sphéricité de la Terre est un fait connu depuis les années 400 avant Jésus-Christ. Les astronomes grecs en conclurent que tout l'Univers était sphérique et centré sur la Terre. Le premier modèle géocentrique, c'est-à-dire centré sur la Terre, qui est par ailleurs fixe, est proposé par Aristote (384-322 av. J.-C.). À cette époque, on croyait que les corps célestes étaient parfaits; le ciel étant le royaume des dieux, les corps célestes ne pouvaient donc se mouvoir que le long d'orbites parfaites. D'après Platon (428-347 av. J.-C.), cette forme parfaite est, de par sa symétrie, le cercle. Les Grecs posèrent donc que les astres errants se déplaçaient selon un mouvement circulaire uniforme et que la sphère céleste englobait l'ensemble du système solaire. Ce système du monde ne correspondait cependant pas aux observations mésopotamiennes puisqu'il ne permettait pas d'expliquer le mouvement rétrograde ni la préférence zodiacale.

Une solution à ce problème a été proposée par l'astronome alexandrin d'origine grecque Claude Ptolémée (v. 100-v. 170) au IIe siècle après Jésus-Christ. Ce nouveau système a été publié dans l'ouvrage l'Almageste et était basé sur les éléments mathématiques d'Apollonios de Perga et sur les observations d'Hipparque. Il introduit alors la combinaison épicycle-déférent, qui combine ainsi deux mouvements circulaires uniformes (voir la figure 1). Ce système permettait d'expliquer le mouvement rétrograde des planètes et était assez précis pour établir l'horoscope d'une personne.


Figure 1  Le système de Ptolémée

Le système initialement proposé par Ptolémée ne rendait cependant pas compte de la préférence zodiacale. Il lui fallut déplacer légèrement la Terre du centre du système solaire (position excentrique) et introduire un point imaginaire, l'équant, diamétralement opposé à la Terre par rapport au centre du déférent (voir la figure 2). L'épicycle doit maintenant se déplacer de telle manière que, tel que vu de l'équant, son mouvement se fasse à vitesse constante. Ptolémée sacrifia ainsi la « pureté » de l'orbite des planètes afin de mieux décrire le mouvement des astres errants.


Figure 2  Combinaison excentrique-équant

Bien que le système proposé par Ptolémée resta incontesté pendant près de quinze siècles, il présentait certaines corrélations inexpliquées. Tout d'abord, le centre des épicycles de Mercure et de Vénus devait toujours se trouver sur la ligne allant de la Terre au Soleil. Ensuite, pour les autres planètes, la ligne reliant le centre de l'épicycle à la planète devait toujours avoir la même orientation que celle joignant la Terre au Soleil (voir la figure 3). Ptolémée fut incapable d'expliquer ces liens ni même les positions des astres errants, à l'exception de celle de la Lune. En effet, il était certain que la Lune se situait entre la Terre et le Soleil étant donné qu'elle peut éclipser ce dernier.


Figure 3  Le système de Ptolémée

L'héliocentrisme

Dès le IIIe siècle avant Jésus-Christ, Aristarque de Samos (v. 301-v. 250 av. J.-C.) aurait affirmé que le Soleil était au centre de l'Univers et que tous les astres errants, à l'exception de la Lune, tournaient autour du Soleil. Il en fut convaincu par ses calculs des distances relatives de la Lune et du Soleil (voir l'encadré 2). Il évalua en effet que le Soleil était 19 fois plus éloigné de la Terre que la Lune. Puisque la Lune cache parfaitement le Soleil lors d'une éclipse solaire totale, le Soleil devait être par conséquent 19 fois plus gros que la Lune. De plus, par des observations d'éclipses lunaires, Aristarque conclut que la Terre était de 2 à 4 fois plus grosse que la Lune. Ainsi, le Soleil était plusieurs fois plus gros que la Terre. Aristarque ne trouva pas raisonnable de croire que le gros Soleil tournait autour de la petite Terre et proposa plutôt l'inverse.

Encadré 2 : Les calculs d'Aristarque de Samos

Aristarque de Samos tenta de déterminer les distances relatives de la Lune et du Soleil en mesurant leur séparation angulaire (l'angle LTS) lorsque la Lune était à demi pleine (l'angle SLT est alors de 90°).

L'angle est de presque 90°, ce qui indique que le Soleil est beaucoup plus éloigné que la Lune. Aristarque mesura un angle de 87°. Il évalua donc que le Soleil était 19 fois plus éloigné que la Lune. On sait maintenant que la séparation angulaire entre le Soleil et la Lune lorsque cette dernière est en quartier est de 89,95°. Le Soleil est donc 390 fois plus éloigné que la Lune.

Ce système ne fut jamais adopté malgré l'admiration que les contemporains d'Aristarque lui portaient. Le principal argument utilisé pour tenter d'infirmer l'héliocentrisme était qu'il est difficile de concevoir que la Terre soit en mouvement alors qu'on ne le sent pas. Nicolas de Cuse (1401-1464) tenta de réfuter cet argument avec l'analogie du bateau en 1450. Il affirma que le passager d'un bateau, se trouvant dans une cale sans hublot, n'est pas en mesure de dire si le bateau est en mouvement ou non. Cet homme s'opposa à la représentation aristotélicienne de l'Univers et proposa que l'Univers était plutôt infini et ne possédait pas de centre ou de circonférence. La thèse de Nicolas de Cuse sera reformulée un siècle plus tard par Giordano Bruno (v. 1548-1600), qui fut condamné pour hérésie puis brûlé vif à Rome.

L'héliocentrisme ne fut réellement remis sur la table qu'en 1543 avec la publication de l'ouvrage Révolutions de sphères célestes de l'astronome polonais Nicolas Copernic (1473-1543) quelque temps à peine avant sa mort. D'après Copernic, il était plus logique que le Soleil soit placé au centre de l'Univers parce qu'il est gros et lumineux (voir la figure 4). Copernic ne possédait alors aucune preuve directe que toutes les planètes, y compris la Terre, étaient bien en orbite autour du Soleil, mais sa théorie permettait d'expliquer correctement le mouvement des planètes. Cependant, elle n'était pas plus précise que celle de Ptolémée. Elle avait néanmoins l'avantage d'être esthétique, c'est-à-dire simple et en accord avec les observations.


Figure 4  Le système de Copernic

La publication de l'ouvrage de Copernic ne se fit pas sans controverse. À cette époque, l'enseignement de l'Église reposait sur le modèle de Ptolémée. La Terre était unique et se devait d'occuper une place privilégiée dans l'Univers. L'Église se sentant alors menacée par le protestantisme n'acceptait pas que quiconque la contredise. C'est pourquoi les défendeurs du modèle de Copernic se firent discrets, de peur de subir le même sort que Giordano Bruno. De plus, une préface fut ajoutée au traité de Copernic, précisant qu'il ne présentait qu'une nouvelle façon de calculer la position des astres et qu'il ne prétendait nullement décrire la réalité.

Les premières preuves en faveur de l'héliocentrisme furent présentées par l'astronome italien Galileo Galilei (1564-1642), plus couramment appelé Galilée. Il fit, en 1609, d'étonnantes découvertes grâce au télescope, appareil utilisé pour la première fois pour mener des observations astronomiques. Galilée observa trois faits en contradiction avec le modèle de Ptolémée, sans toutefois confirmer hors de tout doute celui de Copernic. Il observa tout d'abord le mouvement des quatre plus gros satellites de Jupiter, démontrant ainsi que la Terre n'était pas le seul centre de mouvement dans l'Univers. Ces lunes joviennes sont désormais connues sous le nom de satellites galiléens. Ensuite, il observa le cycle complet des phases de Vénus et réalisa que cette planète se trouvait en orbite autour du Soleil et non de la Terre. Enfin, Galilée observa l'évolution des taches solaires et s'opposa donc à la croyance selon laquelle astres étaient parfaits et immuables; et il observa les montagnes de la Lune qui indiquaient qu'elle était un corps de même nature que la Terre. D'après ces observations, la Terre n'était plus spéciale et unique.

a)

b)

Figure 5  Les observations de Galilée. a) Les satellites de Jupiter; b) les phases de Vénus.

Galilée ne fit part de ses découvertes qu'à quelques amis intimes, de peur d'être accusé d'hérésie. Cependant, étant convaincu de la véracité de ses dires, il commença à prêcher en faveur de l'héliocentrisme en 1613. Galilée subit immédiatement les foudres de l'Inquisition et fut contraint de ne plus défendre le modèle de Copernic en 1616. Au moment même où il promettait de ne plus mettre en doute la théorie géocentrique, Galilée aurait murmuré : « Et pourtant, elle tourne » en pensant à la Terre. Galilée eut beau tenter de démontrer que la théorie héliocentrique n'entrait pas en contradiction avec la Bible et d'affirmer son allégeance à l'Église en forçant ses deux filles à devenir religieuses, l'interdiction de discuter de la mécanique du système solaire ne fut pas levée.

Bien que la rédaction de sa plus importante œuvre ait débuté en 1624, Galilée ne put la publier que lorsqu'un ami personnel devint le pape Urbain VIII. Il obtint alors l'autorisation officielle, en 1632, de publier le Dialogue sur les deux grands systèmes du monde, qui supportait la théorie condamnée. Malgré que cet ouvrage ait été dédié à Urbain VIII et précédé d'une longue préface sur sa dévotion pour l'Église, Galilée fut accusé en 1633 d'avoir violé l'édit de 1616. Il fut alors condamné par l'Inquisition à passer le reste de ses jours en résidence étroitement surveillée. Il mourut neuf ans plus tard.

La physique de cette époque n'a pas été marquée seulement par Galilée, mais aussi par les travaux de Tycho Brahé (1546-1601) et de Johannes Kepler (1571-1630). Tycho Brahé fut un observateur chevronné. En 1572, le roi danois Frédéric II lui fit construire un observatoire sur l'île de Hveen, où il mena pendant 20 ans de nombreuses observations à l'œil nu d'une précision inégalée jusqu'à l'invention du télescope. En se basant sur ses observations, il proposa un modèle du système solaire mi-géocentrique, mi-héliocentrique d'après lequel le Soleil et la Lune tournent autour de la Terre, et les planètes autour du Soleil (voir la figure 6). Brahé laissa sa théorie inachevée et mourut en 1601. Il légua alors toutes ses données à Kepler, qu'il avait engagé comme assistant un an plus tôt.


Figure 6  Le système de Tycho Brahé

C'est en se basant sur les nombreuses données amassées par Brahé que Kepler put énoncer ses trois lois du mouvement planétaire (voir l'encadré 3). En mettant à profit ses talents de mathématicien et ceux d'observateur de Brahé, Kepler mit au point un modèle du système solaire d'une extrême précision. Il proposa, entre autres, que les orbites des planètes autour du Soleil étaient elliptiques. Il fut aussi en mesure d'expliquer la préférence zodiacale en postulant que le mouvement des planètes ne se faisait pas à vitesse constante. Avec ses trois lois, Kepler décrivit la cinématique du système solaire, mais pas sa dynamique. En effet, bien qu'il ait pu décrire avec précision le mouvement des planètes, il fut incapable d'en expliquer les causes. Cela se fera plus tard, grâce aux travaux du physicien anglais Isaac Newton, né en 1642, année du décès de Galilée.

Encadré 3 : Les trois lois de Kepler

1ère loi : Les planètes décrivent autour du Soleil des orbites elliptiques de demi-grand axe a. Le Soleil se trouve à l'un des foyers de l'ellipse et non en son centre.

2e loi : La ligne qui relie une planète au Soleil balaie des aires égales en des temps égaux. La planète ne se déplace donc pas à vitesse constante le long de son orbite; plus elle est près du Soleil, plus elle se déplace rapidement. Elle parcourt la portion AB de son orbite dans un même temps que la portion CD.

3e loi : Le carré du temps T que la planète prend pour parcourir son orbite, exprimé en années, est égal au cube du demi-grand axe a de son orbite, exprimé en unités astronomiques (1 UA = 150 millions de kilomètres).

Depuis ces événements du XVIIe siècle, il a été démontré hors de tout doute que le système solaire est bel et bien héliocentrique. De plus, on sait maintenant que le Soleil est en rotation autour du centre de la Voie Lactée, qui est elle-même en mouvement par rapport à ses voisines. On sait aussi, depuis l'avènement de la théorie de la relativité d'Einstein, qu'il n'existe aucun système de référence absolu, contrairement à ce qu'aurait cru Galilée. En fait, tout mouvement est relatif.

Pour en savoir plus...
  • Encyclopédie Encarta 2001 De Luxe, Microsoft Corporation, 2000.
  • MOTZ, Lloyd, et Jefferson Hane Weaver (1989). The Story of Physics, New York, Plenum Press, 412 p.
  • SÉGUIN, Marc et Benoît Villeneuve (1995). Astronomie et astrophysique, Saint-Laurent, Éditions du Renouveau Pédagogique, Inc., 550 p.
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