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La Lune dans le développement de l’astronomie moderne


Considérations générales

L’observation télescopique de la Lune est un moteur de changement dans la nouvelle cosmologie copernicienne.

Le mouvement de la Lune, bien que simple du premier abord, est fort complexe car il est soumis aux forces gravitationnelles de la Terre mais aussi du Soleil et des autres planètes. Si le Soleil n’exerçait aucune influence et si la gravité terrestre était réduite à celle d’une masse sphérique homogène, l’orbite lunaire serait une ellipse. Dans la réalité, cette trajectoire est assez proche d’une ellipse d’excentricité moyenne de 0,054, dont le plan est incliné de 5 degrés par rapport au plan de l’écliptique. Toutefois, cette ellipse est en permanence déformée par suite des perturbations apportées par le Soleil et, à un moindre degré, à cause de la forme aplatie de la Terre.

L’étude des anomalies du mouvement lunaire sert de base théorique et de vérification expérimentale à la nouvelle dynamique céleste. Afin d’expliquer ces perturbations du mouvement de la Lune, les astronomes raffineront progessivement leurs théories afin de prendre en compte les irrégularités de plus en plus petites qu’ils découvriront au fur et à mesure que leurs instruments de mesure s’amélioreront.

Grâce aux connaissances acquises sur son mouvement, la Lune servira d’outil pour résoudre de nombreux problèmes reliés au temps, surtout avant l’invention et l’utilisation d’horloges précises : la détermination de la longitude en mer, le calcul de la vitesse de la lumière (lunes de Jupiter), etc.

Isaac Newton formula le premier l’explication du mouvement lunaire grâce à la théorie de la gravitation universelle. C’est surtout au XVIIIe siècle que les premiers fondements d’une théorie lunaire complète ont été établies grâce à Euler, Clairaut, d’Alembert, Lagrange et Laplace. Notons finalement que la Lune est à l’origine du concept de satellite et que les outils utilisés pour décrire son mouvement serviront lors de la conquête spatiale à diriger les satellites artificiels.

La révolution copernicienne

Le système héliocentrique et la Lune

Regiomontanus et le diamètre de la Lune

L’astronome allemand Johannes Muller (1436-1476), connu aussi sous le nom de Regiomontanus, joua un rôle important dans la revitalisation de l’astronomie moderne. Il fut un étudiant de Georg von Peurbach à l’Université de Vienne et compléta la traduction que ce dernier fit de l’Almageste de Ptolémée (publié en 1496). Ses commentaires sur la théorie lunaire de Ptolémée, selon laquelle le diamètre apparent de la Lune devait varier beaucoup plus que ne laissait voir l’observation, attira l’attention de Copernic.

Copernic

Nicolas Copernic (1473-1543) renouvela l’astronomie en publiant son traité De revolutionnibus orbium Coelestium (Sur la révolution des sphères célestes, 1543). L’ouvrage suit l’exposé initial de Ptolémée. Le premier chapitre contient un exposé général du système du monde, accompagné d’un exposé de trigonométrie. Le second chapitre contient un catalogue d’étoiles et un exposé de l’astronomie sphérique. Les chapitres 3 et 4 donnent les théories détaillées des mouvements réels et apparents du Soleil, de la Lune et des étoiles. Copernic supprimera dans son système du monde les équants de Ptolémée, qui faussait le principe du mouvement circulaire uniforme, auquel tenait absolument Copernic.

Paradoxalement, c’est dans la théorie de la Lune, pour laquelle l’héliocentrisme ne change rien, que Copernic réussit la simplification la plus grande en la débarrassant de l’équant, et en la rendant beaucoup plus proche des phénomènes que dans la théorie de Ptolémée.

La théorie de Ptolémée donnait des valeurs incorrectes pour les distances les plus grandes et les plus petites de la Lune à la Terre (apogée et périgée). Afin de corriger ces erreurs, Copernic adopta les mêmes mécanismes que l’astronome arabe Al-Shâtir. Il utilisa un épicycle plus grand pour la bse de l’orbite; la Lune se déplaçait autour d’un petit épicycle supplémentaire, dont le centre tournait autour du grand épicycle.

Tycho Brahé

Tycho Brahé (1546-1601) découvrit en 1582 une inégalité importante du mouvement lunaire, appelée variation, dont la période est la demi-révolution synodique, soit 14,77 jours. Cette anomalie produit, à mi-chemin entre entre les Pleines et Nouvelles Lunes, et les quartiers, des avances et des retards de la Lune de 72 minutes. Il décrivit également une autre anomalie, dite équation annuelle.

L’impact des premières observations télescopiques

Thomas Harriot : le premier observateur de la Lune

Thomas Harriot (1560-1621) fut le premier à pointer une lunette astronomique vers la Lune, quelques semaines seulement avant Galilée. Entre 1609 et 1613, il effectua plusieurs observations de la Lune, des satellites galiléens et des taches solaires.

Galilée

La véritable percée scientifique qui amena l’acceptation de la théorie copernicienne est de nature technologique plutôt que théorique, et mettra en évidence le rôle joué par la Lune dans l’évolution des idées astronomiques et des concepts cosmologiques. En effet, c’est grâce à l’invention de la lunette astronomique, et à son perfectionnement par Galileo Galilei (1564-1642), dit Galilée, que la Lune cessa d’être le globe parfait et inchangeant de l’antiquité gréco-romaine pour devenir un monde à part entière, qu’il fallait explorer et cartographier; la géographie lunaire devenait possible. La Lune allait également fournir un concept-clé de la nouvelle cosmologie, celui du satellite. Les découvertes télescopiques de Galilée ne prouvaient pas que la Terre tournait autour du soleil mais redonnaient une crédibilité nouvelle à l’hypothèse héliocentrique.

Les montagnes lunaires

La première lunette (binoculaire) fut inventée par Hans Lippershey (1570-1619), un opticien néerlandais, en 1608. Galilée prit connaissance de l’invention du télescope (grossissement originel de 3x) durant l’été 1609 et prit sur lui d’en améliorer les performances (jusqu’à 9x en août 1609). En tournant son télescope vers l’astre de la nuit, il vit que le terminateur n’est pas une ligne droite mais plutôt accidentée et que le relief lunaire comporte maints défauts. Sa première découverte majeure fut l’existence de montagnes sur la Lune. En examinant la surface lunaire, à différentes périodes de la lunaison, sous divers angles d’illumination, il fut capable de déterminer la hauteur des montagnes lunaires en regardant jusqu’où dans les ténèbres du quartier obscur les points lumineux des sommets pouvaient être discernés. Il dessina également des cratères lunaires.

Cette découverte de la nature accidentée de la surface lunaire remettait en question l’immutabilité et la perfection du firmament, selon la théorie antique dans laquelle les astres sont considérés comme des sphères parfaites composées d’une substance inaltérable. Les observations de Galilée sonnèrent donc le glas de la dichotomie Terre/Ciel, de la différence fondamentale que les théologiens et anciens astronomes faisaient entre le royaume terrestre (appelée également monde sub-lunaire) et le royaume céleste.

La découverte des satellites galiléens

La Lune jouera un rôle conceptuel important dans la découverte des satellites galiléens car c’est l’idée même d’un satellite naturel tournant autour d’une planète qui viendra apporter son support au système copernicien. Entre le 7 et 15 janvier 1910, Galilée tourne sa lunette astronomique vers Jupiter et observe le lent déplacement autour de cette planète de quatre «étoiles» inconnues qu’il baptisera plus tard de «médicéennes» en l’honneur de son protecteur Médicis. Il réalisera finalement qu’il voit des «lunes» jusqu’alors inconnues orbitant autour de Jupiter selon des périodes de quelques jours.

La découverte des satellites joviens eut un impact majeur en cosmologie puisque qu’elle apportait un nouveau centre de mouvement dans l’univers, ce qui était contraire au système géocentrique. En effet, dans la théorie de Ptolémée, selon laquelle tous les astres tournent autour de la Terre, il n’existait qu’un point central. Par contre, dans la théorie héliocentrique de Copernic, il existait deux centres de mouvement, le Soleil, autour duquel tournait toutes les planètes, y compris la Terre, et, cette dernière, autour de laquelle se mouvait la Lune.

Une objection au système copernicien mentionnait justement le fait que la Terre semblait être une exception au principe universel du mouvement héliocentrique. Pourquoi la Lune aurait-elle dû tourner autour de la Terre, simple planète comme les autres, alors que le point central du monde devait être l’astre solaire? Les observations de Galilée résolvaient cette question en démontrant qu’il y avait plusieurs centres de mouvement dans l’univers. Bien que les «satellites» (terme utilisé par la première fois par Kepler) joviens ne constituaient pas unepreuve de la théorie de Copernic, ils contribuaient grandement à établir sa crédibilité.

L’ouvrage que Galilée publia immédiatement après ses premières observations télescopiques, Sidereus Nuncius (Le messager céleste, 1910) fit une grande impression sur les astronomes de l’époque. En effet, l’observation des satellites galiléens causa encore plus de consternation que la nature accidentée de la Lune puisque jusqu’alors le nombre d’astres dans l’univers était lié au chiffre sept, nombre sacré depuis les débuts de l’astronomie antique. C’était donc la fin pour une pensée astronomique, dominée par la théologie traditionnelle et les idées de perfection divine. Le ciel cessait d’être ordonné selon des concepts hérités des philosophies aristotélicienne et platonicienne pour devenir un monde neuf, imparfait, et inexploré.

En tournant sa lunette vers le ciel pendant quelques soirées, Galilée avait accumulé plus de connaissances astronomiques que tous ses prédécesseurs avant lui.

Newton et la gravitation universelle

Isaac Newton (1643-1727) achèvera de jeter les bases de la mécanique céleste, en généralisant les découvertes de Kepler et de Galilée.

La Lune est étroitement liée à la découverte de la gravitation par Newton puisqu’elle provoqua chez lui la réflexion sur la nature du mouvement lunaire. Newton lui-même raconta vers la fin de sa vie l’anecdote de la pomme et de la Lune. Un soir de 1665 où Newton méditait dans un jardin sous la clarté de la Pleine Lune, une pomme tomba par terre et força sa pensée à se questionner sur la Lune. Pourquoi cette dernière ne tombait-t-elle pas sur la Terre, de la même manière que la pomme? La réponse qui lui vint fut à la fois paradoxale et géniale : à chaque instant, la Lune tombe sur la terre! La force qui attire la pomme vers la Terre est la même force qui tient la Lune attachée à son orbite autour de la Terre, et la même qui gouverne le mouvement des planètes autour du Soleil. Cette force, la gravité, contrebalance la force centripète qui pousse les astres à s’enfuir en ligne droite. Ce n’est que lorsqu’il obtiendra des données numériques plus précises sur les dimensions du globe terrestre, que Newton sera en mesure de calculer avec plus de précision la chute des corps à la surface de la Terre, et celle de la Lune vers la Terre (représentée par l’écart entre l’orbite lunaire et sa tangente en un point). D’après sa loi sur la force centrifuge et la troisième loi de Kepler, il déduisit que la force gravitationnelle exercée sur la Lune diminuait selon l’inverse du carré de la distance du centre de mouvement. Par exemple, si la distance doublait, la force gravitationnelle d’était plus que du quart; si la distance entre les deux astres triplait, la force exercée était neuf fois moins puissante.

Le problème de la longitude en mer

La difficulté de déterminer la longitude en mer constituait un problème important pour les marins, surtout pour les navigateurs circumterrestres dans leurs voyages de découverte. Les États européens lanceront plusieurs programmes de recherches afin de solutionner ce problème épineux qui ralentissait les progrès de la navigation maritime et le développement des échanges commerciaux. C’est ainsi que les observatoires astronomiques nationaux verront le jour.

L’Observatoire royal de Paris fut établi en 1667. En 1675, Ole Romer (1644-1710) y mesurera pour la première fois la vitesse de la lumière grâce aux anomalies détectées dans les éphémérides des mouvements des lunes de Jupiter. La valeur trouvée, 225 000 km/s est d’ailleurs assez proche de la mesure moderne de 300 000 km/s. Notons que la vitesse de la lumière constitue une constante physique d’importance fondamentale pour la physique relativiste contemporaine.

Le Royal Observatory est établi à Greenwich en 1675 dans le but de « perfectionner l’art de la navigation » en préparant des tables d’éphémérides lunaires. La longitude d’un lieu pouvait être déterminée lorsque la Lune occultait une étoile, phénomène visible sur toute la Terre en même temps. C’est John Flamsteed qui sera le premier astronome royal. Le problème de la longitude en mer était tellement sérieux que le gouvernment britannique avait mis sur pied un Bureau de la longitude et un prix de 20 000 £ à celui qui trouverait une méthode permettant d’établir la longitude en mer selon une précision d’un demi-degré, ainsi que des prix comportant des sommes plus petites pour la découverte de méthodes moins précises.

C’est à l’astronome allemand, et professeur de mathématiques, Johann Tobias Mayer (1723-1762) que l’on doit les premières études sur le domaine. Ses travaux les plus importants portèrent sur la Lune. Il donna une explication des librations de la Lune et fixa avec précision l’axe de rotation de la Lune. Un carte de la Lune posthume fut d’ailleurs publiée en 1775. Mais, plus encore que ses observations, sa théorie lunaire et les tables d’éphémérides basées sur elle eurent une importance capitale pour l’astronomie de l’époque.

Un grand nombre de mathématiciens au XVIIIe siècle ont tenté de déduire les mouvements de la Lune à partir des principes gravitationnels émis par Newton. Mais ces méthodes nécessitaient la détermination précise de certaines valeurs numériques (comme la masse de la Terre) encore mal connues.

Mayer, par contre, élabora une théorie, selon les principes mis de l’avant par Euler, mais en utilisant de manière plus libérale, et plus habile, les observations de la Lune afin de déterminer les diverses constantes que la théorie pure ne donnait pas ou ne permettait pas de déduire avec certitude. Il parvint ainsi à produire des tables lunaires, publiées en 1753, beaucoup plus précises (moins d’une minute d’erreur) que les éphémérides utilisées précédemment. Ce furent de ces tables, utilisées plus tard par Bradley, que l’on tira le premier Nautical Almanach, en 1767. Ultimement, la veuve de Mayer reçut de l’Amirauté britannique une somme de 3 000 £ en 1765, et son ouvrage, Theory of the Moon, de même que ses tables solaires et lunaires, furent publiés par le Bureau de la longitude. Un prix fut également attribué à Euler pour son travail théorique.

Le problème de la longitude en mer fut finalement réglée par l’invention du chronomètre marin par John Harrison. C’est seulement au XIXe siècle que les modèles gravitationnels et les tables d’éphémérides produiront des mesures suffisamment précises pour être utiles.

La mécanique céleste

Face à l’intérêt mathématique intrinsèque que posait l’étude du mouvement lunaire et son importance pour la détermination de la longitude, la Lune attira l’intérêt des astronomes du XVIIIe siècle. Les tentatives d’élaboration de théories gravitationnelles de la Lune de plus en plus raffinées dans le but d’établir des tables d’éphémérides précises furent le moteur de la mécanique céleste du siècle des Lumières.

Le mathématicien Leonhard Euler (1707-1783) travailla en détails la théorie du mouvement lunaire. Ses méthodes pour le calcul des fonctions trigonométriques, influenceront d’ailleurs tous ses successeurs.

Le mathématicien français Alexis Claude Clairaut (1713-1765), fut un ardent défenseur des idées de Newton, qu’il traduisit dans sa langue. En 1749, il démontra que la théorie newtonnienne expliquait les irrégularités des mouvements observés de la Lune à son périgée et à son apogée (les point les plus proches et les plus éloignés sur son orbite autour de la Terre).

L’astronome britannique James Bradley (1693-1762) décrivit le phénomène de nutation de l’axe terrestre en 1748; en effet, l’axe de la Terre oscille, sous l’influence de la Lune, selon une pédiodicité de 18 ans. Jean Le Rond D’Alembert (1717-1783), mathématicien et encyclopédiste français, formula en 1754 la théorie mathématique de la précession des équinoxes et de la nutation.

L’astronome français Pierre Simon de Laplace (1749-1827), plus connu pour son hypothèse sur la nébuleuse planétaire primitive, étudia le mouvement de la Lune dans sa Mécanique céleste, ainsi que la théorie des marées. Il confirma l’accélération du mouvement moyen de la Lune, qui dépend de la friction des marées sur la rotation terrestre.

Le traitement de la théorie lunaire de Laplace fut d’abord développé par Marie Charles Théodore Damoiseau (1768-1846). Ses tables d’éphémérides lunaires (1824 et 1828) furent utilisés pendant un certain temps.

Certains problèmes spéciaux de la théorie lunaire furent traités par Siméon Denis Poisson (1781-1840), plus connu comme mathématicien qu’astronome.

Un théorie très élaborée et détaillée fut publiée par Giovanni Antonio Amadeo Plana (1781-1869) en 1832 mais sans être accompagnées par des tables, ce qui en réduisait son intérêt.

Le traitement le plus complet de la théorie du mouvement lunaire apparut en 1846 avec le titre Théorie analytique du système du monde, par Philippe Gustave Doulcet de Pontécoulant (1795-1874).

Une théorie lunaire similaire mais incomplète fut publiée par John William Lubbock (1803-1865) entre 1830-34.

La grande avance dans la théorie lunaire fut faite par le dynamicien allemand Peter Andreas Hansen (1795-1874), qui publia en 1838 et 1862-64 des traités connus sous le noms respectifs de Fondamenta (Fondamenta Nova Investigationis Orbitae Verae quam Luna perlustrat) et Darlegung (Darlegung der theoretischen Berechnung der in den Mondtafeln angewandten Störungen). Hansen produisit en 1857 des éphémérides lunaires d’une telle exactitude que l’erreur n’était jamais plus d’une ou de deux minutes. Ces tables furent immédiatement utilisées pour les calculs du Nautical Almach ainsi que d’autres publications du même genre.

L’établissement d’une théorie complète des mouvements de la Lune était une entreprise encore plus difficile que celle du mouvement des planètes. En effet, le système Terre-Lune constitue presque un cas unique de planète double (à l’exception du système Pluton-Charon aux confins inexplorés du système solaire) parce que notre satellite naturel possède des dimensions importantes comparativement aux dimensions de notre planète. Cette situation provoque des irrégularités secondaires dans les orbites de la Terre et de la Lune qui complexifient la détermination de leur mouvement. Toutefois, les efforts de Hansen et Delaunay permirent, après une vingtaine d’années de labeur, d’arriver à une très bonne approximation.

La première théorie littérale (analytique) du mouvement de la Lune a été établie par Charles Eugène Delaunay (1816-1872) en 1860. Très complexe, elle comprend plusieurs centaines de termes, chacun d’eux représentant une perturbation périodique séparée. C’est l’expression algébrique la plus complète de la théorie lunaire jusqu’à nos jours. Bien qu’elle n’ait jamais été adéquate pour des comparaisons avec les observations car trop longue à calculer à la main, elle fut néanmoins d’une grande utilité pour l’étude théorique et pour l’analyse des orbites des satellites naturels des autres planètes du système solaire.

C’est la théorie lunaire de Peter Andreas Hansen (1795-1814), un astronome danois, qui fut utilisée partout dans le monde entre 1862 et 1922. Elle fut pendant longtemps la plus complète et la plus détaillée. La méthode qu’Hansen utilisa pour la production de ses tables de la Lune, publiée en 1857, porte maintenant son nom et sert de base pour les calculs servant aux orbites des satellites artificiels.

L’astronome américain Simon Newcomb (1835-1909) fit des contributions importantes à la mécanique céleste. L’oeuvre majeure de sa vie consista dans la production d’éphémérides améliorées, utilisées dans le monde entier, contenant la position et les éléments orbitaux de la Lune ainsi que des planètes. En prenant des mesures très précises et complexes, ses observations lunaires lui permirent dès 1883 de corriger les tables existantes de Hansen et de les améliorer.

Citons brièvement les réalisations dans le domaine de la théorie analytique de l’astronome américain George William Hill (1838-1914), qui travailla pendant quarante ans au calcul du Nautical Almanach. On lui doit de nombreux mémoires sur le mouvement de la Lune, et de l’astronome britannique Ernest William Brown (1866-1938). C’est en établissant sa nouvelle théorie lunaire en 1926 qu’il découvrit l’irrégularité du mouvement de rotation de la Terre. Sa méthode de calcul d’éphémérides, développée à partir de 1896, utilisa la méthode mise de l’avant par Hill et fut reprise dans les almanachs astronomiques depuis 1923 (premières tables dates de 1919) jusqu’en 1981. La théorie analytique de Brown contient environ 1500 termes, cinq fois plus que celle de Hansen.

Certains points du mouvement de la Lune se montrèrent rebelles à toute explication rationnelle, ce qui irritait fort les astronomes de l’époque. Ces anomalies ne devaient être expliquées qu’en 1920 par les irrégularités de la rotation terrestre. Ainsi la persévérance des mécaniciens célestes est à l’origine d’une découverte très importante sur le plan pratique car on se fiait alors à la rotation de la Terre comme la meilleure horloge possible. Avec l’invention de l’ordinateur et la nécessité d’obtenir rapidement des positions extrêmement précises dans le cadre de la conquête lunaire, les astronomes sont retournés aux théories purement algébriques, proposés par Delaunay, notamment grâce à de nouvelles techniques mathématiques basées sur les séries de Lie.

L’exploration spatiale a cependant besoin de données encore plus précises que l’on ne peut obtenir que par intégration numérique du système des équations différentielles du mouvement lunaire. Des éphémérides réalisées à partir d’intégrations numériques sont utilisées depuis 1969, notamment dans le cadre des orbites planétaires, mais sont plus difficiles à produire pour la Lune à cause de la vitesse angulaire élevée de la Lune et de la précision des irrégularités observées du mouvement lunaire.

L’étude du Soleil : éclipses et coronographie

Au XIXe siècle, avec une connaissance accrue des mécanismes gravitationnels et la résolution du problème de la longitude en mer, l’étude théorique de la Lune diminuera. Toutefois, la Lune continuera pendant un temps à jouer un rôle dans le développement de l’astrophysique car elle offrira le moyen d’étudier le Soleil.

En effet, les éclipses totales solaires sont d’une grande importance astronomique pour la science naissante de l’astrophysique. Elles permettent de voir la photosphère (l’enveloppe de gaz et de plasmas entourant le Soleil) et d’examiner la couronne solaire, d’observer les comètes plongeant dans le Soleil, etc.

Vers 1870, les astronomes disposant d’une instrumentation nouvelle, constituée de coronographes qui reproduisent à volonté les conditions d’une éclipse solaire, cesseront pour un temps de s’intéresser à la Lune.

Vérification expérimentale de la théorie de la relativité

Le test le plus fameux de la théorie générale d’Einstein fut effectué lors de l’éclipse solaire de 1919. Einstein avait prédit qu’un rayon lumineux dont la trajectoire croiserait le limbe solaire serait dévié de 1,75 seconde d’arc à cause du puit gravitationel important que constitue le Soleil. Le champ d’étoiles près du Soleil fut donc photographié lors de l’éclipse et fut comparé à un cliché pris précédemment. L’observation révéla que les calculs de la nouvelle théorie de la relativité étaient corrects, ce qui contribua énormément à son adoption chez les physiciens de l’époque.

La renaissance de la recherche lunaire

Très complètement étudiée au XIXe siècle quant à ses mouvements, suffisamment observée dans ses détails pour justifier la conviction que rien ne se passait à sa surface, et qu’on ne pouvait pas en tirer grand chose qui soit généralisable à d’autres problèmes, la Lune est restée longtemps abandonnée des astronomes.

La recherche lunaire renaitra après la seconde guerre mondiale quand, avec le développement des fusées par l’équipe allemande de Wernher von Braun (1912-1977), il apparait désormais possible d’atteindre physiquement la Lune. C’est alors un retournement de situation. Astronomes, géologues, chimistes, se penchent sur le problème de la formation et de la constitution interne de la Lune, dans une perspective autre qu’astronomique, pour savoir ce qu’on y trouvera lorsqu’on s’y posera.

On étudiera alors les phénomènes à évolution rapide (transient phenomena), l’absence d’atmosphère, et l’analyse spectroscopique et des courbes de polarisation du sol lunaire. L’intérêt vis-à-vis notre satellite naturel connaîtra son apothéose durant la décennie 1960, avec un programme exhaustif de cartographie lunaire, de reconnaissance géologique et finalement d’exploration humaine dans le cadre d’une course technologique sans précédent dans l’histoire de l’humanité.


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