L'héliocentrisme
David Martin
Oscar Glaize
Gabriel Bourgain
...Reprise au XVIème siècle...
En 1543, Nicolas Copernic publie « De revolutionibusorbium coelestium » où il suggère que le soleil se trouve au centre de l’univers et non la terre. Il améliore la thèse de Aristarque de Samos, qui suggère que la terre tourne autour du soleil, et propose un nouveau modèle. La remise en actualité de la thèse de l’héliocentrisme entraine de grands débats entre les chercheurs qui vont tenter de parvenir au modèle exacte du système solaire. Avec ces nouveaux modèles, la thèse de l’héliocentrisme est de plus en plus défendu par les scientifiques et astronomes comme Giordano Bruno (1548-1600), astronome Italien qui a défendu la théorie héliocentrique de Copernic.
Plusieurs modèles de l’univers ont été proposé, mais jusqu'à présent aucun ne reposait sur de réels observations ni bases scientifiques. C’est en 1610 que Galilée (1564-1642) , un mathématicien, géomètre, physicien et astronome italien, construit sa propre lunette, dont l’utilisation est d’abord limité aux militaires, et la tourna vers le ciel. Grâce à la construction de cette lunette il fut en mesure de faire une observation de l’univers avec plus de précision. Il découvrit que les satellites de Jupiter apportaient la preuve que la Terre n’était pas le centre de tous les mouvements célestes. Et les phases de Venus ne pouvaient s’expliquer que si cette planète tournait autour du soleil, pas autour de la terre. Les observations de Galilée furent le coup de grâce pour la conception Aristotélicienne du monde. En 1632, il publia un ouvrage dans lequel il comparait les systèmes du monde de Ptolémée et de Copernic. Galilée laisse évidemment apparaître que le modèle de Copernic était correcte, ce qui lui attira les foudres de l’Eglise, qui avait repris à son compte la théorie d’Aristote depuis le XIIIème siècle. Les observation du ciel à l’aide d’une lunette ne furent pas la seule contribution de Galilée à la science.
A l’aide d’un catalogue d’étoiles, Tycho Brahe (1546-1601), astronome Danois, étant connu pour avoir mit fin au concept d’immuabilité des cieux, a élaboré un modèle d’univers combinant la théorie de Ptolémée et Copernic. Pour mettre en accord les croyances religieuses et les sciences, Tycho Brahe imagina un modèle d’univers où toutes les planètes tournent autour du soleil, excepté la terre, autour de la quelle la lune et le soleil tournent.
Tycho Brahé mourra en laissant derrière lui son assistant Johannes Kepler (1571-1630) qui avait commencé sa carrière à ses côtés. A sa mort, il légua toutes ses observations accumulées pendant 20 ans à Kepler. Johannes Kepler était un astronome allemand célèbre pour avoir étudié l’hypothèse héliocentrique de Nicolas Copernic, affirmant que la terre tourne autour du soleil et surtout pour avoir découvert que les planètes ne tournent pas autour du soleil en suivant des trajectoires circulaires parfaites mais des trajectoires elliptiques.
En étudiant ces ellipses Kepler améliora le modèle de l’héliocentrisme. Il s’intéressa tout particulièrement au mouvement de Mars, qu’aucun système existant n’arrivait à reproduire avec précision. Apres de très laborieux calculs, Kepler fut en mesure de déterminer l’origine des irrégularités du mouvement de Mars : l’orbite de la planète autour du soleil n’était pas circulaire, mais était une ellipse, un type particulier d’ovale. Il publia ce résultat et enterra définitivement l’ancien dogme de la circularité des orbites planétaires.
Il montra également que Mars ne parcourait pas son orbite à vitesse constante, mais à une vites- se en fonction de la distance de la planète au soleil. Kepler découvrit que le soleil ne se trouvait pas au centre de l’ellipse de Mars, mais en un point un peu décalé appelé le foyer. La vitesse de Mars était maximal lorsqu’elle se trouvait a la périhélie et était minimal lorsqu’elle se trouvait a l’aphélie. La périhélie est le point sur l’ellipse où la planète est le plus proche du soleil, et l’aphélie .est le point sur l’ellipse où la planète est le plus éloigné du soleil.
L’aphélie ——> la planète se déplace le moins rapidement
Périhélie ——> la planète se déplace le plus rapidement
Les lois de la gravitation universelle enoncees par Isaac Newton permettent de determiner cette constante en fonction de la constante gravitationnelle G, de la masse du soleil M et de la masse de la planete m gravitant autour du soleil selon K=G(M+m) , soit avec M>>m K=GM Pour la Terre : en exprimant les distances astronomiques et les periodes en années, la loi s’exprime tres simplement : P=« racine carrée de » a³ avec 1 unité astronomique =149 597 871 km.
De cette loi des périodes, également appelée « loi harmonique de Kepler », on en déduit qu’il existe un facteur constant entre la force exercée et la masse de la planète : c’est la constante gravitationnelle. Comme cette loi se généralise à tout corps en orbite autour d’un autre, elle permit plus tard de déterminer la masse de nombreux corps, aussi bien celle de Pluton que celles de nombreuses étoiles binaires.
La vitesse d’une planète devient plus grande lorsqu’elle se rapproche du soleil. La vitesse n’est pas constante, seulement l’aire parcourue. C’est pourquoi à T/4 (temps divisé par 4) la planete n’a pas parcouru un angle de 90°mais a parcouru une aire de « aire totale »/4.
Il exprime cette loi par: M=E-e.sin(E)
Où : M = aire parcourue
E = angle au centre de l’ellipse
e = excentricité
De cette loi, appelée « loi des aires », Kepler en déduisit que la force exercée sur la planète est constamment dirigée vers le soleil (« du soleil émane une force qui saisit la planète »). Grâce à ces découvertes, Kepler fut en mesure de prouver scientifiquement que le soleil était au centre de l’univers.
Après plusieurs années de calculs, il mit en évidence une loi, appelée « loi des périodes », décrivant le mouvement de chaque planète autour du soleil. Il montra que le carré de la période de révolution d’une planète (temps nécessaire pour faire un tour complet) était proportionnel au cube de la taille de son orbite.
Cette loi s’exprime par T²/a³=K ou (2π/P)².a³=K avec K constant.
Cette formule avec celle de l’ellipse permet de calculer les différents paramètres d’une trajectoire elliptique à partir de très peu d’informations. En effet, Johann Lambert (1728-1777) montra que la connaissance de trois positions datées permettaient de retrouver les paramètres du mouvement.
Apres les travaux de Kepler et de Galilée, la description du mouvement des planètes était enfin correcte mais encore incomplète, elle ne fournissait aucun renseignement sur la cause de ces mouvements et n’expliquait pas pourquoi les orbites étaient des ellipses plutôt qu’une autre forme quelconque. C’est Isaac Newton, un physicien anglais né en 1642, qui fournit la réponse a ces questions et acheva ainsi la quête d’une description complète des mouvements planétaires. Des mêmes lois pour tous les corps. Lorsque Newton entama sa carrière de physicien, la description du mouvement des corps distinguait encore la Terre et les cieux. D’un coté le mouvement des corps célestes qui obéissait aux lois de Kepler et de l’autre coté 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 résonnement qui ouvrit la voie à une réconciliation des deux descriptions :
« imagions 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 a quelques dizaines de mètre. 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 coté 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 tète 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 Képlérienne du boulet-satellite s’identifiait au mouvement Galiléen du boulet-projectile. Apres cette révélation, Newton s’attacha à transformer son intuition en une théorie mathématique capable de décrire le mouvement de n’importe quel corps. 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 20 ans pour que Newton mette au point sa théorie et la publie finalement, en 1687, dans « Philosophia Naturalis Principia Mathematica ». 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 de la terre qui faisait chuter les corps à la 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 F=(G.m1.m2)/d² .
Isaac newton comprit le lien entre les lois de la mécanique classique et la loi des périodes de Kepler. Il en déduisit la formule suivante : T²/a³=(4π.b²)/(G(M+m))
Où : T est la période de l’objet
a est le demi grand axe de la trajectoire elliptique
G est la constante de la gravitation universelle
m est la masse de la planète
M est la masse de l’étoile
b=1+(m/M)
Soit M>>m T²/a³=(4π.)/(GM)
En 1671, Newton construit le premier télescope à miroir. Grâce à cette nouvelle invention, l’univers va pouvoir être observé avec plus de détails.
Nicolas Copernic, né le 19 février 1473 et mort le 24 mai 1543, est un chanoine, médecin et astronome polonais. Il est célèbre pour avoir développé et défendu la théorie selon laquelle le soleil se trouve au centre de l’héliocentrisme et la terre (contre la croyance rependue qu’elle était centrale et immobile) tourne autour de lui. Les conséquences de cette théorie; dans le changement profond des points de vue scientifique, philosophique et religieux qu’elle imposa; sont baptisées « révolution Copernicienne ».