astronomie (suite)

Histoire de l’astronomie

La préhistoire

Les premiers vestiges de l’astronomie sont constitués par des poteries vieilles de 6 000 ans, découvertes dans la région du haut Tigre, contemporaines de la découverte du métal, et sur lesquelles sont peintes des représentations du Soleil et des étoiles.

L’astronomie en Égypte et en Grèce

L’astronomie prend sa véritable expression au grand siècle de la Grèce, vers l’an 400 av. J.-C. Platon (428-348/347) et Eudoxe de Cnide (v. 406 - v. 355) font de longs séjours en Égypte pour consulter les observations accumulées depuis plusieurs centaines d’années. Aristarque de Samos (310-230) imagine un système analogue à celui que Nicolas Copernic précisera vingt siècles plus tard. Il n’est guère suivi par ses contemporains, et le système qui prévaut est celui des sphères concentriques tournant autour de la Terre, constituant une étape de la pensée humaine qui se continuera jusqu’après le Moyen Âge. Enfin, Ératosthène (v. 284 - v. 192) mesure le diamètre de la Terre.

La Renaissance

Cette époque voit particulièrement les travaux de Copernic (1473-1543), de Tycho Brahe (1546-1601) et de Johannes Kepler (1571-1630), relatifs aux mouvements des astres du système solaire. On aboutit ainsi aux lois de Kepler (1609 et 1619), qui, plus tard, serviront de base à Isaac Newton (1642-1727) pour la découverte de l’attraction universelle (1683). Pendant cette même période, l’astronomie instrumentale prend son essor avec Galileo Galilei, dit Galilée (1564-1642). On peut alors observer, avec un plus grand nombre de détails, certaines particularités de l’Univers en utilisant des lunettes de plus en plus puissantes et perfectionnées : observations en 1572 et en 1604 de deux supernovae, observations de montagnes sur la Lune comme sur la Terre, découvertes de taches du Soleil, etc.

La période newtonienne

Au cours de cette époque, qui commence avec les immortels travaux de Newton, on assiste à des progrès considérables dans l’étude du système solaire et des astres qui le constituent. Cette période se continue jusqu’à nos jours, et les résultats obtenus seront ultérieurement appliqués à l’étude du déplacement des étoiles au sein de la Galaxie. On aboutit ainsi à l’étude du mouvement de la Lune, qui, jusqu’au début du xx^e s., est réputé « faire le désespoir des astronomes ». Les travaux de Charles Delaunay (1816-1872) et de l’astronome américain Ernest Brown (1866-1938) parviennent à élucider complètement les particularités de ce mouvement, dont ils font ressortir pas moins de 1 475 « inégalités ». Les tables de Brown, dont il a suffi de préciser les valeurs numériques de quelques constantes d’intégration, ont fait de la Lune l’astre régulateur de la mesure du temps, qui est un élément essentiel de l’astronomie. Les premières mesures étaient fondées sur le mouvement de rotation de la Terre, qui a permis de définir un temps dit « universel ». Lorsque des irrégularités furent décelées dans ce mouvement, on a adopté comme étalon la durée de révolution de la Terre autour du Soleil (année tropique), et l’on a alors défini un temps dit « des éphémérides ». Sa correction grâce à des observations lunaires permit alors d’aboutir à un temps uniforme. On a également défini un temps atomique, fondé sur la durée de certaines transitions atomiques, relatives notamment à l’atome de césium. D’autre part, on peut résoudre avec une très grande précision, au moyen des horloges atomiques, les problèmes de chronométrie, sans pouvoir s’attaquer, comme dans le cas des phénomènes astronomiques, aux problèmes de chronologie qui permettent de remonter très loin dans le passé de l’Univers.

Au cours de cette longue période se sont notamment illustrés Alexis Clairaut (1713-1765), Jean Le Rond d’Alembert (1717-1783), Louis de Lagrange (1736-1813), Félix Tisserand (1845-1896), Henri Poincaré (1854-1912), si l’on se limite aux plus célèbres astronomes de cette époque, mais le plus important est, sans aucun conteste, le marquis Pierre-Simon de Laplace (1749-1827).

La naissance de l’astrophysique

Au milieu du xix^e s. naît l’astrophysique, c’est-à-dire l’application à l’Univers des principales théories de la physique, et en particulier de la spectroscopie, bientôt remplacée par la spectrographie, qui, grâce à la plaque photographique, permet de conserver les résultats des observations faites et d’exécuter sur ces documents des mesures de plus en plus fines. Les conséquences en sont considérables pour améliorer nos connaissances sur la nature et la composition des astres. D’autre part, la découverte de l’effet Doppler-Fizeau permet d’étudier les mouvements apparents ou réels des astres dans l’espace, et d’accéder ainsi à la dynamique de l’Univers.

L’astronomie des Temps modernes

Au xx^e s., l’emploi de la photographie en astronomie prend une importance de plus en plus grande. L’étude approfondie des émulsions photographiques autorise des progrès considérables. Le premier d’entre eux correspond à des possibilités beaucoup plus grandes d’isoler les radiations lumineuses reçues des étoiles. L’emploi de plaques sensibilisées à l’infrarouge, c’est-à-dire jusque vers des radiations de l’ordre de 0,8 µ, permet d’atteindre des étoiles très faibles, invisibles jusqu’alors. D’autre part, en utilisant des émulsions refroidies jusque vers – 80 °C, on arrive à réussir des photographies en couleurs qui fournissent des renseignements d’un intérêt considérable sur la constitution de l’Univers. On peut ainsi obtenir des représentations particulièrement caractéristiques des noyaux des galaxies et y découvrir l’existence d’une partie centrale que les procédés antérieurs ne permettaient pas de discerner, parce que l’on était obligé jusqu’alors de surexposer les clichés : la partie centrale de la galaxie étudiée se trouvait alors noyée dans un magma où il était impossible de rien distinguer. Pendant cette même période, les instruments d’observation deviennent de plus en plus puissants. Les diamètres des miroirs des télescopes atteignent 1,50 m et 2,50 m, puis 5 m (mont Palomar). En revanche, les objectifs des lunettes astronomiques ne dépassent guère 0,90 m. La grande lunette de l’observatoire de Meudon a un diamètre de 0,83 m, celle de l’observatoire de Nice, de 0,76 m. Elles ne sont dépassées que par deux lunettes américaines dont les diamètres respectifs sont de 1,02 et de 0,91 m. La limitation des diamètres des lunettes provient de la difficulté d’obtenir des blocs optiques constituant des objectifs à deux verres de dimensions et de pouvoir séparateur à grandes performances.