Du géocentrisme à l’héliocentrisme

Dans la Grèce antique, des philosophes comme Aristote (384-322 av. J.-C.) défendent l’idée d’une Terre immobile au centre de l’Univers. Bien plus tard, l’astronome grec Claude Ptolémée (vers 90-168), qui vit à Alexandrie, en fait un modèle mathématique complet, exposé dans un grand ouvrage, l’Almageste. Ce livre reste la référence des astronomes jusqu’à la fin du Moyen Âge.

Dans ce modèle, la Terre est immobile au centre. La Lune, le Soleil et les planètes tournent autour d’elle sur des cercles, d’un mouvement uniforme, c’est-à-dire toujours à la même vitesse.

Pour le Soleil et la Lune, les positions calculées avec ce modèle sont très proches des positions observées. Mais les planètes connues à l’époque, celles que l’on voit à l’œil nu (Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne), ont un mouvement plus compliqué : Mars, par exemple, semble parfois s’arrêter dans le ciel, revenir en arrière, puis repartir. Ptolémée complique donc son modèle : chaque planète tourne sur un petit cercle, l’épicycle, dont le centre tourne lui-même autour de la Terre.

En 1543, l’astronome polonais Nicolas Copernic (1473-1543) publie Des révolutions des orbes célestes. Dans la préface, adressée au pape, il explique pourquoi il a cherché une autre façon de décrire le mouvement des astres : les astronomes de son temps ne sont pas d’accord entre eux, leurs calculs restent incertains, même pour le Soleil et la Lune, et chacun ajoute ses propres cercles et épicycles sans jamais retrouver exactement ce que l’on observe.

Copernic reprend alors une idée déjà proposée dans l’Antiquité par Aristarque de Samos (vers 310-230 av. J.-C.) : le Soleil est immobile au centre, et les planètes, y compris la Terre, tournent autour de lui d’un mouvement circulaire et uniforme. C’est le modèle héliocentrique.

Peu après, en 1551, l’astronome allemand Erasmus Reinhold (1511-1553) utilise ce modèle pour calculer des tables : elles donnent à l’avance les positions du Soleil, de la Lune et des planètes. Ses prévisions s’accordent mieux avec les observations de l’époque que celles des anciennes tables.

Pendant longtemps, l’Église catholique rejette la théorie de Copernic, qu’elle juge contraire à la Bible. Elle s’appuie par exemple sur un passage où Josué ordonne au Soleil de s’arrêter : si le Soleil peut s’arrêter, c’est donc qu’il bouge.

Les astronomes cherchent alors une preuve indiscutable du mouvement de la Terre autour du Soleil. Si la Terre tourne autour du Soleil, une étoile proche doit sembler se déplacer un peu au cours de l’année par rapport aux étoiles beaucoup plus lointaines : c’est la parallaxe annuelle. Mais ce déplacement est minuscule, et les instruments ne sont pas assez précis pour le voir.

Il faut attendre 1838 : l’astronome allemand Friedrich Bessel (1784-1846) mesure la parallaxe de l’étoile 61 du Cygne. L’angle obtenu est très faible, moins d’un dix-millième de degré, mais il n’est pas nul : c’est un argument décisif en faveur du mouvement de la Terre.

En 1829, l’observatoire de Königsberg, en Prusse, où travaille Bessel, s’équipe d’un instrument très performant, capable de mesurer de tout petits angles. Bessel vise l’étoile 61 du Cygne en décembre, puis en juin : entre les deux, la Terre est passée de l’autre côté du Soleil. L’étoile semble alors s’être légèrement déplacée par rapport aux étoiles très éloignées.

De ses mesures, il déduit l’angle p, la parallaxe de l’étoile : p = 8,61 × 10⁻⁵°.

Ce déplacement apparent pourrait s’expliquer de deux façons : soit l’étoile bouge, soit c’est l’observateur. Les étoiles étant considérées comme fixes, Bessel en conclut que la Terre se déplace autour du Soleil. La valeur de la parallaxe permet aussi de calculer la distance de l’étoile.