L’histoire de l’astronomie comprend trois domaines largement définis qui ont caractérisé la science du ciel depuis ses débuts. Avec des degrés d’importance variables selon les civilisations et les périodes historiques, les astronomes ont cherché à comprendre les mouvements des corps célestes, à déterminer leurs caractéristiques physiques et à étudier la taille et la structure de l’univers. Cette dernière étude est connue sous le nom de cosmologie.

Mouvements du soleil, de la lune et des planètes
Depuis l’aube de la civilisation jusqu’à l’époque de Copernic, l’astronomie a été dominée par l’étude des mouvements des corps célestes. Ces travaux étaient essentiels pour l’astrologie, la détermination du calendrier et la prédiction des éclipses, et ils étaient également alimentés par le désir de ramener l’irrégularité à l’ordre et de prédire les positions des corps célestes avec une précision toujours plus grande. Le lien entre le calendrier et les mouvements des corps célestes est particulièrement important, car il signifiait que l’astronomie était essentielle pour déterminer les moments des fonctions les plus fondamentales des premières sociétés, y compris la plantation et la récolte des cultures et la célébration des fêtes religieuses.

Les phénomènes célestes observés par les anciens étaient les mêmes que ceux d’aujourd’hui. Le Soleil progressait régulièrement vers l’ouest au cours d’une journée, et les étoiles et les cinq planètes visibles faisaient de même la nuit. Au coucher du soleil, on pouvait observer que le Soleil se déplaçait vers l’est d’environ un degré par jour sur fond d’étoiles, jusqu’à ce que, en un an, il ait complètement traversé le chemin de 360° des constellations que l’on a appelé le zodiaque. En général, les planètes se déplaçaient également vers l’est le long du zodiaque, à moins de 8° de la trajectoire annuelle apparente du Soleil (l’écliptique), mais elles effectuaient parfois de curieux retournements dans le ciel avant de reprendre leur mouvement normal vers l’est. En comparaison, la Lune se déplaçait sur l’écliptique en 27 1/3 jours environ et passait par plusieurs phases. Les premières civilisations ne se rendaient pas compte que ces phénomènes étaient en partie le produit du mouvement de la Terre elle-même ; elles voulaient simplement prédire les mouvements apparents des corps célestes.

Bien que les Égyptiens aient dû être familiers avec ces phénomènes généraux, leur étude systématique des mouvements célestes se limitait au lien entre la crue du Nil et le premier lever visible de l’étoile Sirius. Une première tentative d’élaboration d’un calendrier basé sur les phases de la Lune a été abandonnée car jugée trop complexe, et l’astronomie a donc joué un rôle moins important dans la civilisation égyptienne qu’elle n’aurait pu le faire. De même, les Chinois n’ont pas systématiquement tenté de déterminer les mouvements célestes. Des preuves surprenantes d’un intérêt plus substantiel pour l’astronomie sont trouvées dans la présence d’anciens alignements de pierres et de cercles de pierres à travers l’Europe et la Grande-Bretagne, dont le plus remarquable est Stonehenge en Angleterre. Dès 3000 avant J.-C., l’ensemble de pierres massives de Stonehenge servait d’observatoire antique, où les prêtres suivaient le mouvement annuel du soleil chaque matin le long de l’horizon afin de déterminer le début des saisons. Vers 2500 avant J.-C., Stonehenge a peut-être été utilisé pour prédire les éclipses de Lune. Ce n’est qu’en 1000 après J.-C. que des activités similaires ont été entreprises par les cultures du Nouveau Monde.

Tables babyloniennes. L’astronomie a atteint ses premiers grands sommets chez les Babyloniens. Dans la période allant d’environ 1800 à 400 avant JC, les Babyloniens ont développé un calendrier basé sur le mouvement du Soleil et les phases de la Lune. Au cours des 400 années qui ont suivi, ils ont concentré leur attention sur la prédiction du moment précis où le nouveau croissant de Lune devenait visible et ont défini le début du mois en fonction de cet événement. Les tablettes cunéiformes déchiffrées seulement au cours du siècle dernier démontrent que les Babyloniens ont résolu le problème avec une précision de quelques minutes de temps ; ceci a été réalisé en compilant des tables d’observation précises qui ont révélé des variations de la vélocité du Soleil et de la Lune plus petites que celles jamais mesurées auparavant. Ces variations – et d’autres comme les changements de la latitude de la Lune – ont été analysées numériquement en notant comment les variations fluctuaient avec le temps de manière régulière. Ils ont utilisé la même méthode numérique, en utilisant les mêmes variations, pour prédire les éclipses lunaires et solaires.

Sphères et cercles grecs. Les Grecs ont utilisé une approche géométrique plutôt que numérique pour comprendre les mêmes mouvements célestes. Influencés par le concept métaphysique de Platon sur la perfection du mouvement circulaire, les Grecs ont cherché à représenter le mouvement des corps célestes divins en utilisant des sphères et des cercles. Cette méthode explicative n’a pas été bouleversée jusqu’à ce que Kepler remplace le cercle par l’ellipse en 1609.

L’élève de Platon, Eudoxe de Cnide, vers 408-c.355 avant J.-C., a été le premier à proposer une solution dans ce sens. Il supposa que chaque planète est attachée à l’une des sphères concentriques connectées centrées sur la Terre, et que chaque planète tourne sur des axes orientés différemment pour produire le mouvement observé. Avec ce schéma de sphères cristallines, il n’a pas réussi à expliquer la variation de la luminosité des planètes ; ce schéma a toutefois été incorporé à la cosmologie d’Aristote au cours du IVe siècle avant J.-C.. Ainsi, la civilisation hellénique qui a culminé avec Aristote a tenté de décrire une cosmologie physique. En revanche, la civilisation hellénistique qui a suivi les conquêtes d’Alexandre le Grand a développé au cours des quatre siècles suivants des mécanismes mathématiques bientôt prédominants pour expliquer les phénomènes célestes. La base de cette approche était une variété de cercles connus sous le nom d’excentriques, de déférents et d’épicycles. Le mathématicien hellénistique Apollonius de Perga, entre 262 et 190 avant J.-C., a remarqué que le mouvement annuel du Soleil peut être approché par un cercle avec la Terre légèrement décentrée, ou excentrique, ce qui explique la variation observée de la vitesse sur une année. De même, la Lune trace un cercle excentrique en une période de 27 1/3 jours. Le mouvement périodique inverse, ou rétrograde, des planètes dans le ciel a nécessité un nouveau dispositif théorique. Chaque planète était supposée se déplacer avec une vitesse uniforme autour d’un petit cercle (l’épicycle) qui se déplaçait autour d’un cercle plus grand (le déférent), avec une vitesse uniforme appropriée pour chaque planète particulière. Hipparque, vers 190-120 avant J.-C., l’astronome le plus remarquable de l’Antiquité, a affiné la théorie du Soleil et de la Lune à partir des observations faites à Nicée et sur l’île de Rhodes, et il a donné à la théorie solaire sa forme essentiellement définitive. Il restait à Ptolémée, vers 100-c.165, à compiler toutes les connaissances de l’astronomie grecque dans l’Almageste et à développer les théories lunaires et planétaires finales.

Avec Ptolémée, l’immense pouvoir et la polyvalence de ces combinaisons de cercles comme mécanismes explicatifs ont atteint de nouveaux sommets. Dans le cas de la Lune, Ptolémée n’a pas seulement rendu compte de la principale irrégularité, appelée équation du centre, qui permettait de prédire les éclipses. Il a également découvert et corrigé une autre irrégularité, l’évection, en d’autres points de l’orbite de la Lune en utilisant un épicycle sur un déférent excentrique mobile, dont le centre tournait autour de la Terre. Lorsque Ptolémée effectua un raffinement supplémentaire connu sous le nom de prosneusis, il fut capable de prédire la place de la Lune à 10 min près, soit 1/6° d’arc dans le ciel ; ces prédictions étaient en bon accord avec la précision des observations effectuées avec les instruments utilisés à l’époque. De même, Ptolémée décrivit le mouvement de chaque planète dans l’Almageste, qui passa, avec quelques élaborations notables, dans la civilisation islamique, puis dans la civilisation européenne de la Renaissance qui nourrit Nicolas Copernic.

La révolution associée au nom de Copernic n’était pas une révolution dans l’astronomie technique de l’explication des mouvements, mais appartient plutôt au domaine de la cosmologie. Poussé notamment par une aversion intense pour l’un des dispositifs explicatifs de Ptolémée, connu sous le nom d’équant, qui compromettait le principe des mouvements circulaires uniformes, Copernic a placé non pas la Terre mais le Soleil au centre de l’univers ; ce point de vue a été mis en avant dans son De revolutionibus orbium caelestium (Sur les révolutions des sphères célestes, 1543). Dans cet ouvrage, cependant, il se contente d’adapter le système grec des épicycles et des excentriques au nouvel arrangement. Il en résulta une simplification et une harmonie initiales, les mouvements diurnes et annuels de la Terre prenant leur véritable sens, mais aucune simplification globale du nombre d’épicycles nécessaires pour obtenir la même précision de prédiction que Ptolémée. Il n’était donc pas du tout évident que ce nouveau système cosmologique détenait la clé du véritable système mathématique capable d’expliquer avec précision les mouvements planétaires.

Ellipses képlériennes et gravitation newtonienne. L’astronome allemand Johannes Kepler a apporté une solution audacieuse au problème des mouvements planétaires et a démontré la validité de la théorie héliocentrique de Copernic, en associant directement le Soleil à la cause physique des mouvements planétaires. Pour Kepler, l’écart entre la théorie et l’observation de la position de la planète Mars n’était que de 2,5 mètres. Ce degré de précision aurait ravi Ptolémée ou Copernic, mais il était inacceptable à la lumière des observations de l’astronome danois Tycho Brahe, réalisées depuis l’observatoire d’Uraniborg à l’aide d’une variété de sextants et de quadrants nouvellement construits et d’une précision de 1 à 4 pieds. Cette nouvelle échelle de précision a révolutionné l’astronomie, car dans son Astronomia nova (Nouvelle astronomie, 1609), Kepler a annoncé que Mars et les autres planètes devaient se déplacer sur des orbites elliptiques, facilement prévisibles grâce aux lois du mouvement planétaire qu’il a ensuite exposées dans cet ouvrage et dans les Harmonices mundi (Harmonies du monde, 1619). Ce n’est qu’en abandonnant le cercle que les cieux pouvaient être réduits à un ordre comparable aux observations les plus précises.

Les lois de Kepler et la théorie copernicienne ont atteint leur ultime vérification avec l’énonciation par Sir Isaac Newton des lois de la gravitation universelle dans les Principia (1687). Dans ces lois, le Soleil est désigné comme la cause physique du mouvement planétaire. Ces lois ont également servi de base théorique à la dérivation des lois de Kepler. Au cours du XVIIIe siècle, les implications de l’astronomie gravitationnelle ont été reconnues et analysées par des mathématiciens compétents, notamment Jean d’Alembert, Alexis Clairaut, Leonhard Euler, Joseph Lagrange et Pierre Laplace. La science de la mécanique céleste était née et l’objectif de la prédiction précise était enfin réalisé.

Pendant toute cette discussion, les étoiles avaient été considérées comme fixes. Cependant, alors qu’il travaillait sur son catalogue de 850 étoiles, Hipparque avait déjà reconnu le phénomène connu sous le nom de précession des équinoxes, un léger changement apparent dans les positions des étoiles sur une période de plusieurs centaines d’années, causé par une oscillation du mouvement de la Terre. Au XVIIIe siècle, Edmond Halley a déterminé que les étoiles avaient leur propre mouvement, appelé mouvement propre, qui était détectable même sur une période de quelques années. Les observations des positions stellaires, réalisées avec des instruments de transit grâce au travail monumental de scientifiques comme John Flamsteed, ont jeté les bases de la résolution d’un problème cosmologique d’une autre époque : la répartition des étoiles et la structure de l’univers.