Hypothèse héliocentrique

L'héliocentrisme est une théorie physique qui place le Soleil au centre de l'Univers, ou suivant les variantes, du seul système solaire. Selon des conceptions plus modernes, le Soleil n'est pas le centre mais un point fixe autour duquel s'organise le système. Même si le sens de cette affirmation a varié depuis les premières théories héliocentriques, l'héliocentrisme reste considéré comme une théorie valide pour décrire le système solaire.

Bien que quelques précurseurs, comme Aristarque de Samos vers -280, aient envisagé le mouvement de la Terre autour du Soleil, l'héliocentrisme prend son véritable essor avec les travaux de Nicolas Copernic, qui fut le premier à proposer un modèle héliocentrique incluant la Terre et toutes les planètes connues à l'époque. On doit à Galilée les observations astronomiques et les premiers principes mécaniques justifiant l'héliocentrisme, et à Johannes Kepler un modèle bien plus précis du système solaire, se démarquant notamment par l'introduction d'orbites elliptiques des planètes admettant le Soleil comme un de leurs foyers et non plus circulaires.

La théorie de l'héliocentrisme s'est opposée à la théorie du géocentrisme, lors de la controverse ptoléméo-copernicienne, entre la fin du XVI^e siècle et le début du XVIII^e siècle : l'héliocentrisme fut l'objet d'interdits religieux, en 1616. Galilée fut condamné en 1633 pour son livre le dialogue sur les deux grands systèmes du monde. Les interdits furent levés en 1741 et 1757 par Benoît XIV.

Enfin, en 1687, Isaac Newton propose une formulation mathématique de la gravitation et des lois de mécaniques qui permettent de démontrer les lois empiriques de Kepler. À partir du XVII^e siècle, l'héliocentrisme devint progressivement la représentation du monde communément adoptée en occident. Au début du XVIII^e siècle, les observations confirmèrent définitivement la théorie de la gravitation de Newton, expliquant très précisément les phénomènes astronomiques alors observés. Déjà dans la théorie de Newton, la position du Soleil comme point fixe du système solaire est la limite obtenue en admettant que la masse du Soleil est infinie, pour simplifier les calculs et s'affranchir des problèmes d'évaluation des masses. La correction obtenue est toutefois si faible que le fait de considérer le Soleil comme fixe n'est pas considéré comme faux.

L'idée que le Soleil ne soit que le centre du système solaire et que l'Univers en soit dépourvu apparaît dans les écrits du moine Giordano Bruno. La cosmologie moderne lui donne raison pour deux raisons : d'une part le Soleil lui-même est en rotation par rapport au centre galactique, et les galaxies elles-mêmes sont en mouvement. D'autre part, la cosmologie moderne considère que l'Univers ne peut admettre de centre, ni même de point privilégié — ce principe a été nommé principe de Copernic.

Rétrospectivement, l'héliocentrisme peut être crédité d'avoir engendré d'une part une représentation de notre système solaire constituant une excellente approximation, d'autre part une représentation du monde qui retire à l'Homme sa place centrale dans l'Univers — la première humiliation infligée par la science au narcissisme humain selon Sigmund Freud.

Sommaire 1 Précurseurs de Copernic 1.1 Astronomie indienne antique 1.2 Grèce antique 1.3 Astronomie Indienne médiévale 1.4 Moyen Âge européen 2 Le système de Copernic 2.1 Apports du modèle 2.2 Oppositions 2.2.1 Oppositions théologiques 2.2.2 Réfutations astronomiques 2.2.3 Réfutations physiques 3 Les héritiers de Copernic 3.1 Le système de Kepler 3.2 Les observations de Galilée 3.3 La théorie de Newton 3.4 Validations expérimentales 3.5 Le problème à N corps 4 Le Soleil, centre de l’univers ou seulement du système solaire ? 5 À quoi correspond physiquement ce centre ? 6 Notes et références 7 Voir aussi

Précurseurs de Copernic

Contrairement à une idée répandue, Copernic n'a pas inventé l'héliocentrisme. Cette hypothèse est beaucoup plus ancienne, mais elle a eu du mal à se diffuser en Occident, car d'une part, elle semblait être en contradiction avec un certain nombre d'observations comme le mouvement apparent du Soleil dans le ciel ou le fait que tout semble attiré par la Terre, d'autre part, elle s'opposait à certains dogmes religieux.

Astronomie indienne antique

La première mention connue de l'héliocentrisme se trouve dans des textes védiques datant des IX^e et VIII^e siècles av. J.-C. ^{[réf. nécessaire]}

Grèce antique

Au V^e siècle av. J.-C., Philolaos de Crotone est le premier penseur grec à affirmer que la Terre n'était pas au centre de l'Univers. Il fait tourner notre planète en un jour autour d'un « Feu central ». Comme elle tourne sur elle-même également en un jour, ce feu central nous est invisible et nous percevons uniquement sa lumière reflétée par le Soleil.

Astronome et mathématicien grec, Aristarque de Samos, ayant évalué le diamètre du soleil, émet au III^e siècle av. J.-C. l'hypothèse que, puisque le diamètre de celui-ci est beaucoup plus important que celui de la Terre, c'est autour de lui que doivent tourner les autres planètes. Conscient qu'une telle théorie devrait faire apparaître une parallaxe dans l'observation des étoiles, il place alors la sphère des étoiles fixes à une très grande distance du Soleil. On ne connaît cette théorie que par les critiques qu'en fait Archimède.

L'hypothèse héliocentrique fut cependant rejetée par la majorité des scientifiques de l'Antiquité.

Astronomie Indienne médiévale

Des astronomes indiens comme Âryabhata ou Bhāskara II au XII^e ont développé des modèles héliocentriques de l'univers.

Dans son ouvrage Aryabhatiya, Âryabhata propose au V^e siècle un modèle où la Terre tourne autour de son axe et autour d'un Soleil stationnaire. Il découvre également que la Lune et les planètes réfléchissent la lumière du Soleil, que leur orbite autour du Soleil est elliptique, ce qui lui permet de prévoir avec précision les éclipses de Soleil et de Lune.

Au XII^e Bhāskara II publie Siddhanta-Shiromani, un traité d'astronomie dans lequel il approfondit les travaux de Âryabhata. Il y mentionne notamment la loi de la gravité. Il découvre également que la vitesse de révolution des planètes n'est pas uniforme.

Les travaux d'Âryabhata ont été traduits en arabe au VIII^e siècle et en latin au XIII^e, il n'est donc pas exclu que ces travaux aient influencé Copernic.

Moyen Âge européen

Au XIV^e siècle, des auteurs comme Jean Buridan ou Nicole Oresme ont abordé la question de la possibilité du mouvement de rotation diurne de la Terre.

Un siècle plus tard, Nicolas de Cues réexamine ces travaux et postule, en se basant sur des arguments théologiques, que la taille de l'univers n'est pas finie, et que la Terre est un astre en mouvement, de même nature que ceux que l'on voit dans le ciel.

Dans son Codex Leicester paru en 1510, Léonard de Vinci découvre que la lumière cendrée de la Lune est due à la réverbération de la Terre. Il émet l'hypothèse que la Terre est un astre de même nature que la Lune.

Le système de Copernic

Le système imaginé par Copernic au XVI^e siècle va annoncer l'abandon progressif du système géocentrique utilisé jusqu'alors comme modèle de l'Univers.

Le système de Copernic est un système théorique destiné à simplifier les calculs astronomiques. Il se fonde sur trois principes :

• le mouvement circulaire est parfait ;
• les mouvements sont des mouvements circulaires uniformes ou des combinaisons de mouvements circulaires uniformes ;
• les mathématiques se doivent de trouver les modèles les plus simples pour expliquer les phénomènes naturels.

Dans son livre De revolutionibus, il énonce une série de postulats :

• La Terre n'est pas le centre de l'Univers, mais seulement le centre du système Terre/Lune ;
• Toutes les sphères tournent autour du Soleil, centre de l'Univers ;
• La Terre tourne autour d'elle-même suivant un axe Nord/Sud ;
• La distance Terre/Soleil est infime comparée à la distance Soleil/autres étoiles.

Apports du modèle

Ces postulats lui permettent de placer les différentes planètes dans le bon ordre par rapport à leur distance au Soleil. Il n'est donc plus nécessaire de faire appel aux épicycles pour expliquer les mouvements rétrogrades.

Cependant, il est obligé de compliquer son modèle pour tenir compte des variations de vitesse et de distance sur les trajectoires (en effet, les trajectoires ne sont pas circulaires, mais elliptiques). Il reconstitue alors un système complexe de déférents et épicycles.

Copernic pense que le centre de l'orbite terrestre (O_t sur le schéma) décrit un épicycle dont le centre tourne lui-même sur un excentrique (en pointillés). De même, le centre du déférent des planètes (O_m pour celle de Mars) n'est situé ni sur le Soleil, ni sur la Terre, mais un peu à côté. Les planètes, elles, tournent autour d'un épicycle centré sur leur déférent. La Lune, elle, tourne toujours autour de la Terre (avec un système d'épicycle et de déférent).

Il lui semble également plus rationnel de faire mouvoir un corps relativement petits que des corps extrêmement grands grand comme le Soleil, ou la sphère des étoiles.

Les deux principaux atouts de sa théorie sont donc la simplicité des trajectoires (relative à cause de la conservation des épicycles causée par le choix d'orbites circulaires) et surtout le fait qu'elle explique pourquoi Vénus et Mercure restent à proximité du Soleil.

Oppositions

Malgré ces apports, le modèle de Copernic était largement contradictoire avec l'état de la connaissance de son époque.

Oppositions théologiques

Son traité De revolutionibus Orbium Coelestium parait en 1543.Malgré la prudence de sa préface, écrite par son ami Andreas Osiander et qui précise que le système héliocentrique est un simple modèle mathématique permettant d'améliorer les calculs, l'ouvrage n'est pas bien perçu par les autorités religieuses. Le pasteur protestant Luther le traite de sot et argue que le Soleil ne peut être fixe car Josué a pu lui ordonner de s'arrêter (Josué 10,13). La Sainte Inquisition lui emboîte le pas en déclarant la thèse de Copernic incompatible avec les Saintes Écritures. Son ouvrage très scientifique n'a de l'audience que parmi ses pairs, il sera mis à l'index à partir de 1616.

Réfutations astronomiques

Les observations expérimentales de l'époque faisaient apparaître la taille apparente de Mars ou de Vénus comme étant fixe au cours de l'année, ce qui est contradictoire avec le modèle de Copernic dans lequel la distance entre la Terre et ces planètes est variable tout au long de leur révolution.

Pour Tycho Brahe, la rotation de la Terre autour du soleil devrait faire apparaître une modification de l'angle d'observation des étoiles fixes. Ne parvenant pas à mesurer cette parallaxe, il estima avoir invalidé la théorie de Copernic quelques années après sa parution. En fait, il avait sous-estimé la distance des étoiles, qui rend la variation de l'angle trop faible pour être mesurable par les instruments de son époque.

Réfutations physiques

Si la terre tourne sur elle-même, comment se fait-il que les objets restent sa surface alors que «la poussière qu'on jette sur une pirouette pendant qu'elle tourne n'y peut demeurer, mais est rejetée par elle vers l'air de tous cotés »^[1]. Et comment se fait-il que la Lune accompagne la Terre dans son mouvement de rotation autour du Soleil ?

Si la terre est en rotation autour du soleil, elle doit se déplacer à une très grande vitesse. Or quand on laisse tomber une pierre du haut d'une tour, elle en tombe précisément au pied : c'est bien que la tour, et donc la Terre à laquelle elle est attachée, est restée fixe pendant la chute de la pierre.

Il devrait y avoir constamment un vent d'est, comme le vent relatif que l'on ressent en se déplaçant à grande vitesse.

La réponse à cet argument est donnée par Galilée avec son principe de relativité, qui explique l'absence d'un tel effet. Plus tard, le développement de la mécanique newtonienne montre que si le contre-argument de Galilée est juste, en revanche le mouvement de rotation provoque des effets mesurables, contrairement au mouvement de translation, et qu'il faut donc introduire des forces fictives pour en rendre compte.

Il faut souligner que l'argument évoqué ici engendrerait un effet très supérieur à ces forces fictives. Par exemple pour la chute de la pierre, son décalage avec le pied de la tour devrait être de 40000km*[temps de chute]/24h. La force de Coriolis provoque une déviation vers l'est, mais beaucoup plus faible que celle évoquée ici, trop faible pour être perçue dans la vie courante. En revanche des expériences précises ont mis en évidence cette déviation, qui a ainsi servi d'argument pour montrer la rotation de la Terre^[2].

Les héritiers de Copernic

Les oppositions à l'héliocentrisme n'étaient donc pas d'ordre uniquement religieuses, mais provenaient également du milieu scientifique, qui présentait des contre-arguments qui étaient extrêmement solides en comparaison des avantages de la théorie par rapport au modèle géocentrique. La plupart des réponses proposées par les partisans de Copernic ne sont que des hypothèses ad hoc (l'atmosphère ou les objets en chute libre suivent la terre dans son mouvement, les étoiles sont extrêmement lointaines…) qu'il est alors impossible de confirmer expérimentalement.

Dans un premier temps le modèle de Copernic sera donc surtout vu comme un outil de calcul. C'est ainsi par exemple que pour établir ses tables Pruténiques, Erasmus Reinhold utilisera les formules de Copernic dans un système géocentrique. Il faudra encore toute une succession de découvertes pour valider la théorie, puis pour l'affiner. Ces découvertes auront de profondes implications sur la représentation de la place de l'être humain dans l'univers.

Le système de Kepler

Utilisant les observations de Tycho Brahe, Kepler (1571–1630) confirme la thèse de Copernic en remarquant que les plans des trajectoires des planètes passent tous par le soleil. Mais il ne peut conserver l'idée de mouvement circulaire : les planètes tournent autour du Soleil suivant des trajectoires elliptiques. Ce sont les lois de Kepler.

Les observations de Galilée

Grâce à ses observations, Galilée (1564–1642) montre les failles du système géocentrique et prouve la cohérence du système héliocentrique.

À l'aide d'une lunette astronomique, il révise un certain nombre de résultats expérimentaux :

• les variations des tailles de Mars et Vénus deviennent visibles, tout comme les phases de Vénus prédites par Copernic.
• il observe les lunes de Jupiter, ce qui invalide l'argument qui rendait la Lune incapable de suivre la terre dans sa révolution.
• il découvre le relief Lunaire, qui invalide la conception aristotélicienne de l'invariabilité du monde supralunaire.

Il réalise des expériences sur des plans inclinés et introduit la notion de principe d'inertie qui explique pourquoi les corps tombent à la verticale.

La théorie de Newton

Robert Hooke puis Isaac Newton en inventant et exploitant le principe de la force gravitationnelle prouvent la validité des lois expérimentales de Kepler.

Cette force explique pourquoi les objets sont retenus à la surface de la Terre, en dépit sa rotation et pourquoi la Lune suit la Terre dans sa révolution.

Validations expérimentales

Après les travaux de Newton, le modèle héliocentrique acquiert une grande cohérence interne, mais n'est pas confirmé expérimentalement. Il n'existe encore aucune observation qui permet de prouver que la terre est bien en mouvement par rapport aux étoiles lointaines. La principale prédiction du modèle : le mouvement relatif des étoiles causé par la parallaxe n'a toujours pas été vérifiée.

C'est grâce à la publication des travaux de James Bradley sur l'aberration de la lumière en 1727 qu'on découvre la première preuve expérimentale du mouvement de la Terre autour du Soleil.

La première mesure de la parallaxe d'une étoile ne sera elle publiée qu'un siècle plus tard, en 1838 par l'allemand Friedrich Wilhelm Bessel.

Le mouvement de rotation de la terre sur elle même sera lui confirmé expérimentalement par Foucault en 1851, grâce à son expérience du pendule de Foucault.

Le problème à N corps

Les équations de Newton fournissent une solution exacte dans le cas d'un corps isolé en orbite autour d'un autre, dit problème à deux corps. Pour le système solaire, elles ne sont qu'une approximation puisqu’elles négligent les interactions réciproques des planètes.

La résolution du problème à N corps est nécessaire pour affiner l'évaluation des orbites des planètes. En 1785 dans Théorie de Jupiter et de Saturne, Pierre-Simon Laplace introduit le calcul des perturbations, une méthode approchée basée sur le développement en série. Il montre que l'interaction réciproque de ces deux planètes entraine une légère fluctuation de leur orbite sur une période de 80 ans.

En 1889, Henri Poincaré démontre que le problème n'est pas soluble et que le système solaire est chaotique : la sensibilité aux conditions initiales fait qu'il est impossible de prévoir à long terme la trajectoire des planètes.

Le Soleil, centre de l’univers ou seulement du système solaire ?

Copernic fait du Soleil, le centre, non seulement du système solaire, mais de l'univers tout entier. Il imagine d'autre part une sphère des étoiles fixes. Cette vision est remise en cause par Giordano Bruno par exemple, mais les techniques expérimentales de l'époque ne permettaient pas d’aboutir à une conclusion scientifique sur la nature des étoiles.

En 1718 l'astronome britannique Edmond Halley met en évidence le mouvement propre des étoiles en comparant les déplacements angulaires de α Canis Majoris (Sirius) et α Bootis (Arcturus). Il n'existe donc pas de sphère des étoiles fixes.

En 1783, William Herschel analyse le déplacement du Soleil en observant le mouvement propre de 14 étoiles. Il découvre que le Soleil se déplace à la vitesse de 20 km/s vers l'apex qu'il situe dans la constellation d'Hercule. Le Soleil n'est donc pas immobile dans l'univers. Mais Herschel le place quand même au centre de la Galaxie.

Par ailleurs, Emmanuel Kant sera le premier à spéculer que la Galaxie n'est qu'un « univers-île » (galaxie) parmi de nombreuses autres. Jusqu'aux années 1910, les scientifiques s'accordent pour réduire l'Univers à notre Galaxie dont le Soleil serait le centre. Harlow Shapley est un des premiers à affirmer que le Soleil n'est pas au centre de notre Galaxie, il continue cependant de voir l'univers comme une seule galaxie. Le 26 avril 1920 il en débat publiquement à l'Académie des sciences des États-Unis avec Heber Curtis qui estime que les nébuleuses sont extra-galactiques. À l'époque les données expérimentales sont contradictoires et le débat s'achève sans que Shapley et Curtis ne révisent leurs positions. La multiplicité des galaxies ne sera définitivement acceptée par la communauté scientifique qu'après les mesures de Edwin Hubble en 1924. L'idée d'un centre de l'Univers a aujourd'hui perdu de son sens avec le modèle cosmologique du Big Bang.

À quoi correspond physiquement ce centre ?

Aujourd'hui, où il est admis qu'il n'y a pas de centre absolu de l'univers, il faut comprendre la définition d'un centre du système solaire comme le choix consensuel d'un modèle considéré comme le plus pertinent pour un problème donné, car le plus simple à utiliser. En effet, selon le principe de la relativité, les lois physiques ne dépendent pas du référentiel choisi, seule leur expression mathématique sera différente.

En cinématique, le choix d'un référentiel dans l'espace étant toujours libre, on peut ainsi fixer arbitrairement le centre du système solaire. Cela signifie que l'on peut faire des calculs exacts en considérant, comme l'a fait Tycho Brahe au XVI^e siècle, que la Terre est le centre de l'Univers, que le Soleil et la Lune tournent autour d'elle et que tout le reste tourne autour du Soleil. Ces deux modèles sont donc tout aussi « réels » l'un que l'autre, et seule la régularité des trajectoires dans le modèle héliocentrique lui donne une vérité plus forte aux yeux des physiciens. Dans certains cas particuliers (comme des lancements de sondes spatiales), le modèle géocentrique est d'ailleurs toujours utilisé car il permet de simplifier les équations.

En dynamique également, la complexité de l'expression des forces et des accélérations va dépendre du référentiel choisi. Cette expression sera la plus simple si on choisit un référentiel galiléen. Une bonne approximation d'un tel référentiel est obtenue en prenant le Soleil comme origine et des axes dirigés vers des étoiles lointaines. Dans un tel référentiel, la Terre tourne autour du Soleil. Une mécanique est possible dans un référentiel lié à la Terre, mais sera plus difficile à exprimer car il faut introduire des forces d'inerties.

En revanche, si l'on considère la trajectoire du système solaire dans l'univers, il est tout à fait légitime de considérer son centre d'inertie. Dans le système solaire, il est très proche du centre d'inertie de notre étoile, mais ceci n'a rien d'universel : dans les systèmes à étoiles multiples, ce centre peut être en un point quelconque.

Notes et références

Voir aussi

• Histoire de l'astronomie
• Monde
• Ptolémée
• Aristote
• Galilée

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