La révolution scientifique
Aristote
L’astronomie grecque fut ensuite dominée par deux personnages, Aristote et Ptolémée, dont les idées – incorrectes – allaient dominer la pensée scientifique pendant presque deux millénaires. Le personnage clé est Aristote, un philosophe du IVe siècle avant notre ère, qui s’appuya sur les idées de l’un de ses prédécesseurs, Platon. Selon ce dernier, le monde devait avoir une forme sphérique et le mouvement de tout corps céleste devait être circulaire et uniforme, c’est-à-dire à vitesse constante. Dans le système d’Aristote, comme dans celui de Pythagore, la Terre était immobile au centre du monde et entourée d’une succession de sphères cristallines. Le problème du modèle de Pythagore résidait dans le fait que chaque planète était associée à une seule sphère, ce qui ne pouvait pas expliquer les irrégularités des mouvements apparents. Aristote surmonta ce problème en créant un système plus complexe contenant 55 sphères emboîtées les unes dans les autres. Chaque planète était alors associée à un groupe de sphères dont les mouvement se superposaient. Le fait de combiner différentes rotations permettait de donner à chaque planète un mouvement complexe qui pouvait être ajusté pour correspondre à celui que l’on observait dans le ciel. Avec une combinaison de 55 sphères, Aristote arrivait relativement bien à reproduire les mouvements apparents des planètes. Son système avait néanmoins un défaut majeur : il était incapable d’expliquer les variations de luminosité apparente des planètes. Nous savons aujourd’hui que ces variations sont dues au changement de distance entre la Terre et chaque planète. Mais dans le système d’Aristote les planètes se trouvaient à une distance fixe de la Terre et les modifications d’éclat restaient inexpliquées. Aristote introduisit aussi un concept plus philosophique qui allait être accepté jusqu’au XVIe siècle : la distinction entre la Terre et les cieux. Pour lui, l’intérieur de l’orbite lunaire, ce qui incluait la Terre et son atmosphère, représentait le règne de l’imperfection et du changement. Au-delà de la Lune, se trouvait le royaume de la perfection et de l’immuabilité.
De Revolutionibus
Copernic publia le résultat de ses travaux en 1543 dans De Revolutionibus (Des révolutions).
Dans cet ouvrage, le Soleil occupait le centre du monde et c’est autour de lui que les autres corps tournaient, avec dans l’ordre, Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter et Saturne.
La Terre, qui d’après les Anciens et l’Eglise était le centre du monde, se voyait ramenée au rang de simple planète en orbite autour du Soleil.
Il faut remarquer que la théorie de Copernic n’était pas le résultat direct de ses observations et de ses calculs, mais juste une construction purement théorique.
En fait, son système ne différait guère de celui de Ptolémée dans ses prédictions du mouvement apparent des astres.
De plus, Copernic restait convaincu que l’orbite des corps célestes devait être circulaire et parcourue à vitesse constante comme Aristote et Ptolémée.
Pour expliquer le mouvement irrégulier des planètes, il devait lui aussi introduire des épicycles et construire un système très complexe.
La simplicité du système de Copernic
Le système de Copernic présentait cependant un avantage majeur : sa plus grande simplicité. En particulier, il expliquait le mouvement rétrograde des planètes sans faire appel à des épicycles, mais simplement par une combinaison de leur mouvement avec celui de la Terre. Le mouvement de révolution était lancé et rapidement d’autres astronomes travaillèrent à établir l’astronomie sur des bases plus solides, par l’amélioration des moyens d’observation et par un effort de compréhension des orbites planétaires.
Galilée et la lunette astronomique
Il construisit sa propre lunette et la tourna vers le ciel. Il fit alors découverte sur découverte en un laps de temps record. Galilée décrivit cette même année les merveilles qu’il avait découvertes dans Sidereus Nuncius (Le messager des étoiles) : la Voie Lactée n’était pas une tache diffuse mais apparaissait formée d’une myriade d’étoiles, la surface de la Lune n’était pas lisse mais présentait des montagnes et des cratères, la planète Jupiter était accompagnée d’un cortège de quatre satellites en orbite autour d’elle. Un peu plus tard, Galilée fit encore d’autres découvertes : la planète Saturne n’apparaissait pas sphérique mais présentait un disque déformé, indice de l’existence d’un corps autour d’elle, la planète Vénus n’avait pas toujours le même aspect mais présentait des phases successives comme la Lune, et le disque du Soleil n’était pas uniforme mais parsemé de petites taches sombres. Les observations de Galilée furent le coup de grâce pour la conception aristotélicienne du monde, en tout cas dans la communauté savante. Les taches sur le disque solaire et les cratères de la Lune prouvaient que les corps célestes étaient loin de la perfection qu’Aristote leur attribuait. Les satellites de Jupiter apportaient la preuve que la Terre n’était pas le centre de tous les mouvements célestes. Et les phases de Vénus ne pouvaient s’expliquer que si cette planète tournait autour du Soleil, pas autour de la Terre. il fut forcé par l’Inquisition à abjurer cette doctrine en 1635 et ses livres furent mis à l’Index. Mais le progrès de la science était en marche et plus rien désormais ne pouvait l’arrêter.
Isaac Newton et la gravitation universelle
Lorsque Newton entama sa carrière de physicien, la description du mouvement des corps distinguait encore la Terre et les cieux. D’un côté, on trouvait le mouvement des corps célestes qui obéissait aux lois de Kepler, de l’autre, le mouvement des corps terrestres qui suivait les lois proposées par Galilée. Les deux ensembles de lois semblaient totalement différents et irréconciliables. Mais, en 1666, Isaac Newton fit un raisonnement qui ouvrit la voie à une réconciliation des deux descriptions. Imaginons que nous placions un canon au sommet d’une montagne. Imaginons également qu’il soit possible d’utiliser ce canon pour tirer des boulets avec une puissance arbitrairement grande et que les boulets ne soient pas freinés par l’atmosphère terrestre. Si nous plaçons peu de poudre dans le canon, nous enverrons le boulet à quelques dizaines de mètres. En augmentant la quantité de poudre, nous pourrons l’envoyer de plus en plus loin, à un kilomètre, à dix kilomètres et ainsi de suite. Le boulet sera soumis à la pesanteur de la Terre et obéira aux lois de Galilée sur le mouvement des corps. Mais si nous multiplions encore la puissance du canon, à partir d’un certain moment, nous réussirons à envoyer le boulet de l’autre côté de la Terre. Enfin, en augmentant encore la vitesse, arrivera un point où le boulet fera le tour de la Terre avant de passer au-dessus de notre tête et de continuer son vol. Le boulet décrira alors un cercle ou une ellipse autour de la Terre : il sera en orbite et se conformera aux lois de Kepler sur le mouvement des corps célestes. Avec ce raisonnement très théorique, Newton réconciliait les différents types de mouvement, l’orbite keplerienne du boulet-satellite s’identifiait au mouvement galiléen du boulet-projectile. Après cette révélation, Newton s’attacha à transformer son intuition en une théorie mathématique capable de décrire le mouvement de n’importe quel corps.
La loi de la gravitation universelle
Comme les premiers essais ne furent pas à la hauteur de ses ambitions, il abandonna le sujet pendant une longue période et il fallut attendre plus de 20 ans pour que Newton mette au point sa théorie et la publie finalement, en 1687, dans Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (Principes mathématiques de la philosophie naturelle). Dans cet ouvrage, Newton montra que de nombreux phénomènes, en particulier le mouvement des astres et la chute des corps, pouvaient s’expliquer par l’action d’une force qui faisait s’attirer mutuellement tous les objets. C’était par exemple la force d’attraction du Soleil qui réglait le mouvement des planètes et la force d’attraction de la Terre qui faisait chuter les corps à sa surface. En s’appuyant sur les lois de Kepler, Newton réussit à donner une expression mathématique à cette force et put énoncer la loi de la gravitation universelle : l’intensité de la force d’attraction entre deux corps est proportionnelle au produit de leurs masses et inversement proportionnelle au carré de leur distance mutuelle.
Les applications de la gravitation universelle
A partir de la loi de la gravitation universelle, Newton fut en mesure d’analyser mathématiquement de nombreux phénomènes. Il démontra que les planètes devaient effectivement suivre des ellipses autour du Soleil et confirma toutes les lois découvertes par Kepler. Il montra que les mouvements des corps célestes n’étaient pas toujours des ellipses. Certains objets, en particulier certaines comètes, suivaient d’autres de trajectoires, appelées paraboles et hyperboles. Ces courbes, contrairement aux ellipses, étaient ouvertes et les corps qui les parcouraient finissaient par s’éloigner indéfiniment du Soleil. Newton fut également le premier à estimer les masses relatives de la Terre, du Soleil et des autres planètes. Finalement, la loi de la gravitation universelle lui permit d’expliquer des phénomènes terrestres comme la marée, due à la force d’attraction de la Lune sur la Terre, ou bien la forme de notre planète et son renflement équatorial.