MESURE DE LA DISTANCE TERRE-SOLEIL

La distance entre la Terre et le Soleil est une quantité tellement fondamentale qu’on la nomme « unité astronomique » (UA) et que nombre de mesures sont exprimées par rapport à cette distance. L’UA est précisément définie comme le demi grand-axe de l’ellipse que décrit la Terre autour du Soleil et est aujourd’hui estimée à 149 598 600 kilomètres. Sa mesure a longtemps été un défi à l’ingéniosité des astronomes.

En 1716, l’astronome anglais Edmund Halley (1656-1742), qui est alors professeur de géométrie à l’université d’Oxford, publie dans les Philosophical Transactions de la Royal Society un article où il propose une nouvelle méthode pour mesurer l'UA d’une façon beaucoup plus précise. Il s’agit de mesurer le temps de transit de la planète Vénus devant le Soleil à partir de divers endroits du globe terrestre et de déduire la quantité recherchée des différences de durées résultant des différentes parallaxes.

Après avoir rappelé les estimations de 1 200 rayons terrestres par Ptolémée, Copernic, Brahe et de 3 500 rayons terrestres par Kepler, Halley note que de nombreux arguments en faveur de distances beaucoup plus grandes ont été avancés plus récemment par des astronomes et qu’il utilisera donc un ordre de grandeur de 16 500 rayons terrestres (soit environ 110 millions de kilomètres) pour développer l’argumentation qui suit. Halley se souvient aussi des observations astronomiques qu’il mena quarante ans plus tôt comme jeune astronome dans l’île de Sainte-Hélène où il établissait un catalogue des étoiles de l’hémisphère austral. Il avait alors étudié avec un télescope de 24 pieds le transit de Mercure devant le Soleil et il avait remarqué comment on pouvait observer le passage de la planète devant le disque solaire. Les caractéristiques de Mercure – sa petite taille et sa proximité du Soleil – rendaient cependant cette planète impropre à des mesures précises. Vénus, plus grosse et plus éloignée du Soleil, semblait donc plus propice à des mesures de parallaxes, pourvu, nota-t-il, que l’observateur dispose « d’un télescope et d’une bonne horloge ordinaire et qu’il soit fidèle, diligent et un peu instruit en astronomie ».

Halley rapporte ensuite que ses calculs montrent que le passage de Vénus devant le disque solaire est un événement rare. Johannes Kepler avait prédit un transit en 1631, mais personne n’avait pu l’observer. L’astronome britannique Jeremiah Horrocks avait quant à lui compris que les transits étaient groupés par paires d’événements séparés de huit ans et il réussit à observer celui de 1639. Halley démontra que les dates favorables suivantes seraient 1761 et 1769 – ce qui signifiait que Halley ne pourrait y prendre part – et que chaque transit durerait huit heures environ. Halley examina les différents lieux d’observation que l’on pourrait choisir : Trondheim en Norvège, Port Nelson dans la baie d’Hudson, Sumatra, Pondichéry ou Batavia.

Les observations du premier transit le 6 juin 1671 furent l’occasion d’une compétition intense entre astronomes français et anglais, dont les patries étaient en guerre (la guerre de Sept Ans). Le seul qui réussit à mesurer l’événement fut Jean-Baptiste Chappe d’Auteroche, à Tobolsk en Sibérie. Le second transit du 3 juin 1769 permit de plus nombreuses et fructueuses observations, dont celles du jésuite autrichien Maximilian Hell en Norvège et du Britannique William Wales à Fort Churchill dans la baie d’Hudson, de Chappe d’Auteroche en Basse-Californie et du capitaine James Cook à Tahiti. L’analyse des données rassemblées permit en 1771 à l’astronome francais Jérôme Lalande (1732-1807) de fixer l’unité astronomique à 153 millions de kilomètres avec une incertitude d’un million de kilomètres. En 1891, l’astronome américain Simon Newcomb (1835-1909) déduisait de ces mêmes observations, grâce à une analyse plus précise,[...]