Histoire de l'astronomie


Quelques réalisations grecques (4/4)

La distance de la Terre à la Lune

C'est sur la base des résultats obtenus par ses glorieux prédécesseurs, Aristarque de Samos et Eratosthène, que l'astronome grec Hipparque parvint, au IIème siècle avant notre ère, à déterminer la distance nous séparant de la Lune. La encore, l'observation répétée de ces phénomènes étranges que sont les éclipses de Lune, allait lui fournir l'indispensable hypothèse de départ : la durée d'une telle éclipse est directement proportionnelle à la distance séparant la Terre de la Lune. Considérons en effet deux orbites lunaires possibles : la première, située à relative proximité de la Terre ; la seconde, à plus grande distance. La durée de l'éclipse de Lune sera d'autant plus longue que le rayon de l'orbite lunaire sera plus petite.


La durée d'une éclipse de Lune est
directement proportionnelle au
rayon de l'orbite de la Lune.

Hipparque savait que la période du cycle lunaire avoisinait les 29,5 jours : 708 heures sont donc nécessaires à la Lune pour faire un tour complet de la Terre. La durée maximale d'une éclipse de Lune fut par ailleurs estimée à 2,5 heures : c'est le temps que met la Lune pour sortir de la zone d'ombre de la Terre, lorsqu'elle passe par le centre de cette ombre. Les éclipses les plus longues représentent ainsi 0,35% du temps (2,5/708) mis par la Lune pour décrire une orbite complète autour de la Terre. Hipparque déduisit de ses calculs trigonométriques que la Lune se situait à une distance équivalent à 32,5 diamètres terrestres. La valeur réelle est de 30 diamètres terrestres. La précision est donc remarquable, d'autant plus remarquable qu'un tel résultat fut obtenu à l'aide d'outils bien rudimentaires - une horloge et un appareil de mesure d'angles.



L'univers des Grecs

A compter du IIème siècle avant notre ère, l'univers des astronomes grecs commençait donc à prendre forme : cet univers sphérique était centré sur une Terre dont la circonférence avoisinait les 40 000 km. L'objet le plus proche de notre planète était la Lune, située à quelques 32,5 diamètres terrestres. Venait ensuite l'orbite du Soleil, 19 fois plus éloignée que celle de la Lune, soit distante d'environ 620 diamètres terrestres. Entre la sphère de la Lune et celle du Soleil se situaient les orbites de Mercure et Vénus, dont la période de révolution autour de la Terre avoisinait, tout comme celle du Soleil, les 365 jours. Puis, entre la sphère du Soleil et la "sphère ultime", celles des étoiles fixes, étaient distribuées, dans l'ordre croissant de leur période de révolution, les trois autres astres errants : Mars, Jupiter et Saturne. Chacune de ces planètes apparaissait tel un point brillant. Impossible de déterminer géométriquement leur éloignement de la Terre, du moins, tant que perdurera le système de Ptolémée, basé sur le géocentrisme et la perfection des mouvements circulaires uniformes.

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