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La description du mouvement des planètes par Johannes Kepler (1571 - 1630) à partir des tables établies par son maître Tycho Brahe est un tournant dans l'histoire des sciences qui prit naissance au début du XVIIe siècle. Malgré le retentissant procès de Galilée (qui dut abjurer sa conception copernicienne de l'univers le 21 juin 1632), le philosophe et mathématicien René Descartes verra, quelques années plus tard, le triomphe de sa méthode, d'après laquelle les sciences de la Nature reposent sur la méthode expérimentale[1],[2].

Environ cinquante ans plus tard, la théorie sera écrite dans les Principia par Isaac Newton de fin 1684 à 1687, sous l'impulsion de son commanditaire et ami Edmond Halley. Ainsi naquit la mécanique céleste, ainsi que la mécanique rationnelle.

Durant le siècle suivant, le XVIIIe, les mathématiciens ont travaillé à éclaircir cette théorie.

Sommaire

Avant KeplerModifier

Dans l'AntiquitéModifier

Au XVIe siècleModifier

Au XVIe siècle, les scientifiques principaux qui ont étudié le mouvement des planètes sont

  • Copernic (1543) et la "révolution copernicienne"[3]
  • Tycho Brahe (1546 - 1601) et son "équivalence des systèmes"

Les lois de Kepler, puis les lois du mouvement de NewtonModifier

Galilée (1564 - 1642) a été le premier astronome à utiliser une lunette astronomique. Ses travaux sur le mouvement des corps célestes concernent notamment

Les autres précurseurs de Kepler de cette époque sont

Copernic avait soutenu en 1543 que les planètes tournaient autour du Soleil, mais il s'appuyait sur le mouvement circulaire uniforme, hérité de l'antiquité grecque, et les moyens mathématiques n'étaient pas si différents de ceux utilisés par Ptolémée pour son système géocentrique.

Les lois de Kepler (1609 - 1618) décrivent les propriétés principales du mouvement des planètes autour du Soleil. Elles ont été découvertes par Johannes Kepler à partir des observations et mesures de la position des planètes faites par Tycho Brahe. Ces mesures étaient très précises pour l'époque, mais elles ont nécessité des calculs laborieux[4], afin de vérifier les lois qu'il a établies.

Les orbites elliptiques, telles qu'énoncées dans les deux premières lois de Kepler permettent d'expliquer la complexité du mouvement apparent des planètes dans le ciel sans recourir aux épicycles des modèles précédents (modèle ptoléméen pour l'Antiquité, et modèle copernicien pour ses contemporains).

Christopher Wren fit le pari[5] avec Halley et Hooke qu'une loi sur la gravitation pouvait expliquer les orbites elliptiques.

En 1679, Robert Hooke fut le premier[6] à remarquer que l'attraction entre deux corps célestes semblait être inversement proportionnelle au carré de la distance entre ces deux corps.

En 1680-1681, John Flamsteed adresse trois lettres à Isaac Newton où il lui présente sa théorie fondée sur l'existence de forces d'attractions et de répulsions semblables à celles de deux aimants entre le Soleil et la comète. Mais Newton récuse à l'époque la possibilité d'une interaction entre les deux astres : il n'applique pas encore aux comètes, qui pour lui ont une trajectoire rectiligne et n'appartiennent pas au système solaire, les mêmes règles que pour les planètes.

En 1687, s'appuyant sur les travaux de Galilée, Kepler et Huygens, Isaac Newton établit la loi de la gravitation qui lui permet d'expliquer les trois lois de Kepler.

Les mesures de différents scientifiques de l'époque confirmèrent les travaux de Newton

A Sainte-Hélène (île) (Sainte-Hélène), Edmond Halley confirma l'influence de la latitude sur la période des horloges à balancier (due à une différence infime de force centrifuge au niveau de l’équateur)

Pendant un temps, la théorie des tourbillons de René Descartes fut une rivale de la théorie de Newton, puis elle fut rapidement supplantée par celle de Newton.

Quelques démonstrations mathématiques du mouvement képlérienModifier

Depuis la découverte des trois lois de Kepler sur le mouvement des planètes, il y a de nombreuses démonstrations relatives au mouvement képlérien dont les plus anciennes virent le jour au XVIIe siècle. En voici quelques-unes.

Newton (1684)Modifier

  • 1/. La première, celle de Newton en novembre 1684, est géométrique, le temps étant évalué par l'aire balayée (2e loi de Kepler) : l'analyse en est faite dans l'Exégèse des Principia.

Hermann (1710)Modifier

Laplace la reprendra dans son traité de « Mécanique Céleste ».

Que cela est vite dit dans notre langage moderne ! En réalité, la démonstration géométrique est la remarque classique sur le rôle des podaires dans le cas de champs centraux. Danjon remarque (avec Hamilton) que l'antipodaire de l'inverse d'un cercle est une conique : cela était enseigné encore au baccalauréat des années 1960 (Cf. Camille Lebossé & EMERY, cours de mathématiques élémentaires).

Quant à Hermann, c'est un tour de force :

Il possède trois intégrales premières en coordonnées cartésiennes tirées de   et idem en y.

  •  
  •  
  •  

Éliminer la vitesse : on trouve   : c'est une ellipse (Cf. conique, Kepler). Mais comment a-t-il trouvé les deux intégrales premières du vecteur excentricité ? par un raisonnement analytico-géométrique horriblement compliqué ! On sait aujourd'hui le faire par la théorie de la représentation linéaire des groupes (Moser et SO(4) (en) : 1968). On trouvera sur ce sujet un article d'Alain Guichardet dans la Gazette des mathématiciens (été 2008).

Transmutation de la force par NewtonModifier

Keill (1708) : démonstration mathématiqueModifier

Le problème est plan, si la force est centrale. Le plan de phase est donc ( ). Les deux équations du PFD (principe fondamental de la dynamique) sont :

 

et la même en y. [Évidemment   dépend de r!]. Cette notation rappelle celle de Hooke. Mais elle n'a rien à voir, sinon que la symétrie est centrale.

Choisir trois fonctions invariantes par rotation :

  •  , strictement positif,
  •  , de sorte que  ,
  •  , énergie cinétique.

Remarquer cette particularité : r² est choisie comme variable, et non r. Et comme J est non nulle, I va jouer le rôle d'une échelle de temps au moins sur une demi-période, du périgée à l'apogée.

Démontrer que le problème se réduit au système différentiel (S) :

  •  
  •   (théorème du viriel !)
  •   (loi de Newton!)

Keill utilise alors l'échelle de temps I ; le système se réduit à :

  •  
  •  

En éliminant Omega² (et quelle que soit sa valeur ! donc c'est vrai pour toute force centrale !)

 .

C'est un vrai tour de force : au début du XVIIIe, on vient de réécrire :

 

Emmy Noether connaissait-elle cette démonstration due à l'invariance par rotation ?

Puis, l'invariance temporelle donne la conservation de l'énergie :

 , où V(I) est l'énergie potentielle relative à la force centrale (=  

Ces deux ensembles de surfaces feuillettent l'espace (I, J, K) et leur intersection donne l'orbite du mouvement dans cet espace.

Éliminer K conduit à travailler dans le demi-plan ( ), c'est-à-dire dans un plan de phase presque usuel (on joue avec r² plutôt qu'avec r) :

 ,

ce qui est l'équation de Leibniz (1689), mais en notation I = r². (Remarquer que tout résulte de cette circonstance, non évidente du temps où les vecteurs n'existaient pas) :

 )

et pour finir, dt = dI/2J donne le mouvement sur cette orbite de phase et la primitive de 2J(I) donne l'action S(I) du problème.

Évidemment, actuellement, nous repasserions immédiatement en coordonnées (r et r'). Il n'empêche que voilà décrite la solution de Keill qui témoigne d'une virtuosité tombée dans l'oubli de l'Histoire[8]. La suite est très classique et correspond à différents paramétrages dans le cas de Kepler. L'équation de Leibniz se réécrit dans ce cas :

 

qui est une conique en J et r, ellipse si H est négatif de grand axe   :

Il est usuel alors de paramétrer via l'« anomalie excentrique » :

 ,

et « miraculeusement » :

  ,

qui s'intègre en donnant la fameuse équation de Kepler. En contrepartie l'équation en thêta est légèrement plus compliquée à intégrer (primitive de  ) d'où :

 .

Clairaut (1741) : démonstration mathématiqueModifier

  • 5/. La méthode de Clairaut (1741), reprise par Binet consiste à écrire l'équation de Leibniz à l'aide de u := 1/r :

 

et cette fois le paramétrage adéquat est :

  et  

ce qui conduit à   ! la trajectoire est donc une ellipse. Mais la deuxième intégration conduit à   plus difficile à intégrer (mais tout à fait faisable !)

Voir aussi Échelle de temps en mécanique classique#Méthode de Clairaut-Binet

Lagrange (1778) : démonstration mathématiqueModifier

  • 6/. La méthode de Lagrange est originale (1778) et n'utilise que la linéarité de F = m.a !

Partant de l'équation radiale de Leibniz (1689) :

 

il pose comme nouvelle variable z = C²-r et trouve :

 ,

identique aux deux équations de départ en x & y : donc il obtient z & x & y linéairement liés, ce qui est la définition d'une ellipse (Cf. conique, discussion). CQFD

Laplace (1798) : démonstration mathématiqueModifier

  • 7/. Laplace, sans citer Lagrange, calcule, en force brutale, sans aucune intégrale première, l'équation en I = x² + y² du troisième ordre issue du système de Keill : d'où il tire

 

Laplace en tire cette fois quatre équations linéaires identiques : d/dt(r^3.Z") = - Z', avec Z = r, x, y, cste. D'où r = a x + by + c.cste : c'est une conique !

Hamilton (1846) et autresModifier

  • 8/. Soit une ellipse ; le foyer F et sa polaire, la directrice (D). Soit P le point courant de l'ellipse et PH sa projection sur la polaire. Le théorème de Newton-Hamilton donne immédiatement la force centrale F ~ r/PH^3 soit ~ 1/r².e³.
  • 9/. Hamilton démontre aussi que pour tout mouvement sur une ellipse de paramètre Po, on obtient |a/\v|.Po = C^3/r^3. Donc si le mouvement est central de foyer F, |a/\v| = a.C/r d'où a ~ 1/r².
  • 10/. Hamilton est aussi le promoteur du renouveau de la méthode de l'hodographe circulaire que Feynman reprendra à son compte dans ses « lectures on Physics »
  • 11/. Hamilton va inspirer le Théorème de Siacci et puis Minkowski qui donnera beaucoup de propriétés des ovales : ceci donne encore une autre démonstration.

Goursat et régularisation dite de Levi-CivitaModifier

  • 12/. Goursat (1889), Karl Bohlin (1911), AKN {Vladimir Arnold & V. V. Kozlov, A.I. Neishtadt} reprennent la méthode z→ sqrt(z) = U (complexe) et le changement d'échelle de temps (dit de Levi-Civita ou de Sundman) dt/dT = 4 |z| : quelques lignes de calcul donnent via le théorème de l'énergie cinétique :

|dU/dT|² = 8 GM + 8 E |U|² ; soit par dérivation  , avec E négatif.

Donc U décrit une ellipse de Hooke et z =sqrt(U) l'ellipse de Kepler.

On aura reconnu en T(t), l'anomalie excentrique. Ce n'est donc qu'une des méthodes précédentes : mais cette méthode a des prolongements plus importants (Cf. théorème de Bertrand). Voir aussi plus bas.

Note : cette transformation du problème de Kepler en problème de Hooke est assez stupéfiante. Saari (p. 141) s'y attarde un peu plus que Vladimir Arnold (BHHH) ; peut-être est-ce justifié ; voici :

Le problème de régularisation se pose s'il y a collision, c'est-à-dire, C très voisin de zéro. Saari dit : la collision entraîne un changement brutal de 2Pi. Afin de garder la particule sur la droite sans singularité, il "suffit de penser" à garder l'arc -moitié ; soit de changer de jauge (de fonction inconnue):   et de variable (transmutation d'échelle de temps) dT = dt/r(t)(ATTENTION au facteur 4!)

La conservation de l'énergie s'écrit 2|U'|²-1 = Eo.r

et l'équation du mouvement :   devient :

  ,

équation linéaire sans le r au cube ! Elle conduit à :

U" -U/r [2|U'|²-1] =0

soit   (équation de Hooke).

Le gros avantage de cette solution est qu'elle est stable-numérique : les solutions restent sur la même iso-énergie.

Kustaanheimo (1924-1997) et Stiefel (1909-1978) en 1964 utilisèrent enfin les quaternions pour transformer le problème de Kepler dans R^3 en celui de Hooke dans R^3, via R^4 ! (congrès d'Oberwolfach): il leur a suffi de prendre la quatrième coordonnées x4 = cste : alors le quaternion U se déplaçait sur la sphère ; ceci mit en exergue la symétrie SO(4) et mieux SO(4,2) qui correspondait à la version spinorielle du problème de Kepler (liée à la solution en coordonnées paraboliques) et mettait en avant le vecteur excentricité. Immédiatement, le traitement des perturbations fut amélioré (Stiefel et Scheifel, 1971), mais aussi la quantification (méthode dite de Pauli (SO(4)), et surtout la quantification lagrangienne SO(4,2), aux orbitales "paraboliques" de Kleinert (1967-1998)(cf Kleinert 2006).

Saari donne des raisons topologiques à l'obstruction du passage de R^2 à R^3 et la nécessité de passer à R^4 (les quaternions) : la relation U^2 = z, ne pouvait se régulariser sur la sphère à cause du théorème du hérisson de Brouwer-Poincaré. Mais si on ne peut "peigner" S2, on peut peigner S3 (et même S7 : octonions), ce qui avec les trois vecteurs tangents donne la fameuse matrice 4-4 de la transformation K-S : rappelons que le maître de Stiefel était Hopf lui-même qui dressa la carte de S3 vers S2 : il n'y a pas de hasard, la formation, cela sert ! (cf Oliver (2004)).

Articles connexesModifier

BibliographieModifier

  • Il existe une littérature abondante sur ce sujet : les démonstrations citées ont été récupérées d'un travail de Alain Albouy[9] (IMCCE, Paris 75013). La note d'Alain Guichardet dans la Gazette des Mathématiciens (été 2008) prouve que le sujet intéresse encore certains érudits.

Notes et référencesModifier

  1. La méthode expérimentale"
    • L'expérience est là, première.
    • Une fois l'expérience apurée de ses artefacts de mesure,une théorie peut tenter de l'expliquer.
    • Une autre peut aussi survenir, plus précise et/ou plus englobante.
  2. Note d'épistémologie : il en résulte qu'on ne pourra plus jamais dire qu'une théorie est vraie pour toujours. Seuls des théorèmes de mathématiques ou de physique théorique ont statut de vérité définitive dans le cadre d'« axiomes de départ ». Entre deux théories explicatives, on choisira la plus simple (principe du rasoir d'Occam). Entre deux théories non compatibles, il y a problème en suspens, jusqu'à avancée réconciliatrice. Jamais une expérience ne saurait être cruciale pour justifier une théorie. Elle ne peut être cruciale que pour mettre en défaut une théorie : encore faudra-t-il être un analyste aigu du langage et des artefacts. Mais surtout, les arguments d'autorité de l'Église n'auront plus cours, en mécanique, malgré des tentatives avortées d'Equivalence des Hypothèses : on ne brûlera plus un Giordano Bruno (1600).
  3. cf Alexandre Koyré (1892 -1964), historien des sciences
  4. 1) Dans une lettre à l'empereur Rodolphe, Kepler dit que par manque d'argent, il pouvait rarement disposer d'un assistant pour vérifier ses calculs et qu'il a dû refaire ses calculs soixante-dix fois, Jean-Pierre Friedelmayer de l'IREM de Strasbourg indique comme sources secondaires "Les cahiers de Science et vie Hors-série 21 juin 1994"
    2) Kepler n'a découvert qu'en 1618 que les tables de logarithmes de John Neper (1550 - 1617) rendaient ces calculs moins complexes. Il a découvert leur importance via un ouvrage de Benjamin Ursinus (de) (1646 - 1720) Source : Xavier Lefort de l'IREM des Pays de Loire indique comme source primaire les lettres de Kepler.
    Les points 1 et 2 peuvent être retrouvés dans le livre "Histoire de logarithmes" de 2006 Éditions Ellipses
  5. [1]
  6. Robert Hooke, précurseur de Newton pour la loi sur l'attraction inversement proportionnelle au carré de la distance
  7. Note de détail : Alain Chenciner et d'autres préfèrent la notation i = I/2, et/ou j = J/2.
  8. Note d'histoire: cette équation ayant été écrite par Lagrange sous cette forme, le H ne saurait signifier « valeur de l'Hamiltonien » ! Peut-être faut-il y voir un hommage à Huygens (?), premier à utiliser la généralisation du théorème de l'énergie cinétique de Torricelli ? peut-être est-ce une simple notation fortuite
  9. Préprints et publications d'Alain Albouy