Lever et coucher du Soleil, aspect du ciel différent en été et en hiver, position changeante du lever de Soleil par rapport aux étoiles… À sa naissance, l’astronomie sert principalement à mesurer le temps, définit les journées et marque les saisons.

Ci-contre : Représentation d’un aurochs, ancêtre bovin, avec six étoiles des Pléiades au-dessus de lui dans la grotte de Lascaux (entre 17500 et 13000 av. J.-C.).

Les mégalithes du Néolithique sont constitués d’une ou plusieurs pierres de grande taille érigées sans mortier ni ciment. Ils auraient un rôle multiple : social et culturel, mais aussi astronomique.

Par exemple, sur le site de Nabta Playa en Égypte (4500 à 4000 av. J.-C.), on trouve un cercle de pierres de deux mètres de hauteur. Quatre couples de rocs plus grands forment comme des “portes” sur ce cercle. Deux d’entre elles sont alignées avec l’axe nord-sud, tandis que les deux autres forment une ligne à 70° avec l’est-nord-est…

Cette dernière direction est alignée avec la position du lever du Soleil au solstice d’été il y a 6 000 ans, un événement qui marquait le début de la saison des pluies dans le désert. D’après les archéoastronomes, Nabta Playa serait donc, comme d’autres mégalithes du Néolithique, un “observatoire ancien”.

Le monument préhistorique de Stonehenge a longtemps été étudié pour ses liens éventuels avec l’astronomie ancienne. Des archéoastronomes ont prétendu que Stonehenge représentait un « ancien observatoire », bien que son utilisation à cette fin soit contestée. Beaucoup pensent également que le site peut avoir eu une valeur astrologique ou spirituelle.

Ci-contre : Mégalithe de Stonehenge (3500 à 3000 av. J.-C.), “observatoire ancien” en Angleterre.

Les Sumériens, les Babyloniens (au sud) puis les Assyriens (au nord) ont peuplé la Mésopotamie (Irak actuel). Ils se distinguent par un développement très poussé des mathématiques.

Ils sont à l’origine des premiers modèles mathématiques de description et de prédiction des phénomènes célestes. Les astronomes connaissent notamment bien les mouvements des planètes visibles à l’œil nu : Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne.

Par ailleurs, les savants mésopotamiens inventent les constellations les plus anciennes comme le Lion, le Taureau, le Scorpion et le Capricorne. Ils divisent également la voûte céleste entre douze signes du Zodiaque. Ces premières constellations seront ensuite complétées par les Grecs, qui introduiront des références à leur propre mythologie.

Ci-contre : Tablette relatant des observations de Vénus, Ninive (ville d’Assyrie), VII^e siècle av. J.-C.

Les Égyptiens sont eux à l’origine du calendrier solaire. Ils remarquent que l’apparition de l’étoile Sirius au-dessus de l’horizon terrestre à l’aube, après une période où elle était cachée, se produit approximativement tous les 365 jours, et divisent donc l’année de cette manière. Le cycle de la Lune durant environ 30 jours et nuits, ils divisent l’année en douze mois de 30 jours. Les Égyptiens sont aussi à l’origine du découpage de la journée en 24 heures.

Leurs pyramides sont orientés suivant les quatre points cardinaux, parfois avec une précision impressionnante comme les pyramides de Gizeh.

Ci-contre : Une horloge stellaire égyptienne.

Pour rendre compte de ces aspects, Ptolémée a proposé une modification au modèle d’Aristote.

Il a conservé la position centrale et fixe de la Terre mais chaque planète tournait cette fois autour d’un point qui suit la trajectoire circulaire d’Aristote. Ainsi chaque planète effectuait un petit cercle nommé épicycle dont le centre se déplaçait sur le déférent.

Cette disposition décrivait mieux les trajets des planètes et elle expliquait aussi les variations d’éclats par des variations de distances.

Copernic était conscient des insuffisances du système de Ptolémée et il l’a reconsidéré en mettant le Soleil au centre de l’Univers.

Il n’était certainement pas le premier à y avoir pensé mais, à cette époque on craignait la censure (et la répression) des autorités religieuses. Or l’idée de chasser la Terre (et l’homme) du centre de l’Univers était mal perçue par la communauté religieuse.

Copernic a exposé son système planétaire dans son ouvrage « De Revolutionibus Orbium Coelestium » qui a été imprimé juste avant sa mort en 1543.

Cependant, son système il n’explique pas mieux les irrégularités de la marche des planètes dans le ciel, et lui aussi fait appel à des épicycles et des excentriques.

Il était opposé aux thèses héliocentriques de Copernic et préférait considérer la Terre fixe au centre de l’Univers. En fait, il croyait que les planètes tournaient autour du Soleil et que celui-ci tournait autour de nous avec tout ce cortège. C’était une sorte de compromis entre le système d’Aristote et celui de Copernic.

Cependant, Tycho Brahé était un observateur et il avait besoin d’un mathématicien pour exploiter ses mesures. Ceci le conduisit à rechercher la participation de Kepler. C’est en 1600, que l’astronome et mathématicien Kepler rencontra Brahé et devint son collaborateur. Quelques mois plus tard, la mort emporta Tycho Brahé et Kepler récupéra une partie de ses observations.

C’est de l’étude des positions de la planète Mars que la solution a commencé à germer dans l’esprit de Kepler.

En 1609, Kepler publia un livre intitulé « Astronomia nova » (Astronomie nouvelle) dans lequel il exposait les deux premières lois que l’histoire des sciences a attachées à son nom.

Neuf années plus tard, en 1618, il énonça sa troisième loi.

Les lois de Kepler étaient déduites des observations, celles Newton sont des hypothèses sur la réalité physique des relations entre matière, forces et mouvements. 

Premier principe de Newton :Tout corps persiste dans son état de repos, ou de mouvement uniforme en ligne droite, à moins que des forces exercées sur lui ne l’obligent à changer cet état.

Lors d’une éclipse de Lune (passage de la Lune dans l’ombre de la Terre), Aristarque de samos (-310 -230 avt. JC) remarqua que l’éclipse avait durée 4 heures et que l’on pouvait mettre 3 lunes dans l’ombre de la terre.

Aristarque a considéré que le soleil était à l’infinie et que l’ombre faite par la terre était un cylindre, alors que c’est un cône. Malgré tout, il a été capable de mesurer des distances inatteignables.

Il détermine que \widehat{L_{1}OL_{2}} mesure un demi degrès. Sachant que le rayon terre d’après Eratosthène fait 6 484 km.

Périmètre _{Révolution lune} = 2 \pi R donc : Distance_terre-lune = \frac{3 \ 112 \ 320}{2\pi }= 495 \ 341 \ km

Soit une erreur de 28,86 %, qui est très correcte car la mesure de 0,5° durant l’antiquité s’avére difficile.

Périmètre _{Révolution lune} = 2 \pi R donc : Distance_terre-lune = \frac{2 \ 334\ 240}{2\pi }= 371 \ 505,8\ km

Soit une erreur de seulement 3,35 %, ce qui est très superbe comme précision. Bienque les Grecs utilisaient le cadran solaire ou la clepsydre, leur mesure du temps était tout à fait correcte.

Lorsque la lune se présente sous différents aspects car elle réfléchit la lumière du soleil.

Au premier et au dernier quart, la lune présente une ombre qui la coupe exactement en deux. Soleil, terre et lune s’inscrivent alors dans un triangle rectangle.

Aristarque avait mesurer un angle \widehat{DST} de 3°. La mesure du temps était moins facile et précise que maintenant.

Dans le triangle DST rectangle en D 

La distance terre-soleil est de 149 597 870,7 km, l’erreur est donc considérable mais le raisonnement est correct.

1ière loi : Loi des orbites

Les planètes tournent autour du Soleil en décrivant des ellipses dont le soleil occupe un des foyers. On appellera a le demi grand axe de cette ellipse et T la période orbitale de cette planète autour du soleil. Les planètes de notre système solaire ont une trajectoire presque circulaire car leur excentricité (distance centre – 2ième foyer) est très faible.

2ième loi : La loi des aires

Durant un temps donné, la surface balayée par la planète et la même. Donc, plus une planète est proche du soleil plus sa vitesse augmente.

Entre t₁ et t₂ la surface bleue de l’ellipse et la même que entre t₃ et t₄.

3ième loi : Loi des périodes

Les carrés des périodes de révolution des planètes sont proportionnels aux cubes des grands axes de leurs orbites.

 – Une force d’attraction : Force de gravitation universelle \huge F_{1} = \frac{GmM}{a^{2}}

 – Force centrifuge due à la rotation de la terre autour du soleil \huge F_{2} = \frac{mV^{2}}{a}

G = constante gravitationnelle = 6,674×10^-11 Nm²kg^-2

M = masse de l’objet massif = Constante

m = masse de l’objet en mouvement autour de M

a = longueur du demi-grand axe de la trajectoire elliptique de l’objet m autour de M

V = vitesse de la rotation de m autour de M

T = période de révolution sidérale en seconde

G = constante gravitationnelle = 6,674×10^-11 Nm²kg^-2

m = masse de la terre

M= masse du soleil

a = distance terre soleil = 150×10⁶ km

V = vitesse de la rotation de la terre autour du soleil.