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Éclairage scientifi queBrève histoire de l’astronomie et des représentations du monde de l’Antiquité à GaliléeLa Terre tourne sur elle-même et autour du Soleil avec toutes les planètes. Ces deux affi rmations sem-blent évidentes aujourd’hui, mais il n’en a pas toujours été ainsi, loin de là ! L’astronomie a occupé une place majeure dans l’histoire de la connaissance, au point d’être considérée comme la mère de toutes les sciences. Depuis plus de 6 000 ans, elle a façonné notre vision du monde et, inversement, a été infl uencée par les hommes et les femmes qui l’ont faite. Examinons les grandes étapes de cette évolution1, depuis la Grèce antique jusqu’à Galilée.

L’astronomie grecque

On peut se faire une idée des connaissances astronomiques de l’Antiquité grâce aux philosophes grecs ayant vécu entre Thalès (VIIe - VIe siècle av. J.-C.) et Socrate (470 ?-399 av. J.-C.). Les textes qui nous sont parvenus permettent de savoir que des faits astronomiques d’importance furent établis dès cette époque : la distinction entre étoile et planète, la démonstration que la Lune est éclairée par le Soleil, la reconnaissance que l’étoile du soir et l’étoile du matin forment un seul astre – la planète Vénus – et la compréhension que les éclipses de Soleil et de Lune sont dues à l’interposition de la Lune ou de la Terre. On ne sait pas exactement quand ni comment fut découverte la sphéricité de la Terre, mais il est probable que cela a à voir avec le changement d’aspect du ciel au cours des voyages.

Le philosophe Platon (428 ?-348 ? av. J.-C.) distinguait le mouvement diurne et le mouvement annuel du ciel et donnait un ordre géocentrique (avec la Terre au centre de l’Univers).

La découverte de la sphéricité de la Terre a dû suggérer l’idée d’une sphéricité analogue du ciel et d’un mouvement circulaire des astres : Eudoxe de Cnide (390 ?-337 ? av. J.-C.) décrivait les mouvements du Soleil et de la Lune par la combinaison de mouvements uniformes de deux sphères concentriques. Cela lui permettait d’expliquer la différence entre le mouvement apparent des planètes et celui des étoiles, mais ne permettait notamment pas d’expliquer la variation d’éclat des planètes, qui semblait indiquer une variation de la distance.

La période hellénistique

L’astronomie hellénistique s’étend des conquêtes orientales d’Alexandre le Grand (IVe siècle av. J.-C.) jusqu’aux conquêtes romaines du IIe siècle av. J.-C., mais a perduré bien après dans quelques foyers intellectuels. Elle s’est épanouie de la Grèce à l’Égypte en passant par l’Asie Mineure et une partie de l’actuelle Syrie. Ce que l’on sait de l’astronomie de cette période nous est connu essentiel-lement à travers Ptolémée (IIe siècle ap. J.-C.) dont l’œuvre a éclipsé le travail de ses prédécesseurs.

Les écrits d’Aristote (384 ?-322 ? av. J.-C.) ont eu une infl uence considérable en astronomie. En particulier, sa conception de l’Univers a perduré jusqu’au XVIIe siècle. Elle est exposée plus spécia-lement dans deux ouvrages, Physique et Traité du ciel. Aristote y distinguait le monde infralunaire et le monde supralunaire. Le premier, situé sous la Lune, était le monde du changement dans lequel les mouvements étaient rectilignes et s’effectuaient soit vers le haut, soit vers le bas, à partir ou en direction du centre de la Terre. Au-delà de la Lune s’étendait le monde supra lunaire rempli d’une subs-tance appelée « éther », régi par des lois différentes. On n’y trouvait que des mouvements circulaires

1 L’histoire des calendriers est décrite p. 88.

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et uniformes, tout y était immuable, rien ne pouvait y naître ni périr. La Terre, immobile, occupait le centre de cet univers sphérique, qui abritait, après la Lune, le Soleil, Mercure, Vénus, Mars, Jupiter, Saturne, puis le ciel des étoiles fi xes.

Un pas fondamental fut franchi par Apollonius de Perge (vers 200 av. J.-C.) : il expliquait les mouve-ments du ciel comme une combinaison de cercles (épicycles) pas tous centrés sur la Terre.

On doit à Hipparque de Nicée (190-120 av. J.-C.), l’un des plus grands astronomes de l’Antiquité, d’importantes découvertes, comme la précession des équinoxes, mais aussi un catalogue contenant environ 850 étoiles.

L’œuvre de Ptolémée

C’est dans la ville d’Alexandrie, célèbre pour sa bibliothèque, que vécut Claude Ptolémée (100-170 ap. J.-C.), le plus grand astronome de l’Antiquité, dont l’œuvre est considérable par sa richesse et sa diversité.

Son ouvrage le plus connu, qui resta jusqu’au XVIIe siècle la base des connaissances de tout astronome compétent, fut l’Almageste. Ptolémée commençait par y rappeler sa vision du monde, dont les fon-dements ont été établis par Aristote, avec une Terre sphérique, immobile au centre du monde. C’est dans la théorie du mouvement de la Lune qu’il apportait une contribution majeure en découvrant une irrégularité de son mouvement. Enfi n, il exposait une méthode de calcul des éclipses de Soleil, qui per-mettait de savoir si l’éclipse serait partielle ou totale, mais aussi de calculer sa durée. Cette méthode ne subit pratiquement aucune modifi cation jusqu’au XVIIe siècle ! Ptolémée établit également le premier catalogue complet d’étoiles que nous ayons conservé ; elles étaient classées par constellations, avec leurs coordonnées et leur éclat.

C’est sans doute dans la théorie du mouvement des planètes que Ptolémée a le plus excellé en pro-posant de mettre un autre point que la Terre au centre du mouvement du ciel (le principe du « point équant »). En effet, les théories d’Apollonius et d’Hipparque n’expliquaient pas toutes les irrégula-rités du mouvement des planètes. En généralisant le point équant à presque toutes les planètes, Ptolémée parvint à rendre compte de façon très satisfaisante de leur position le long de l’écliptique (longitude).

Au total, l’Almageste permettait de calculer, grâce à des tables et à des exemples, la position du Soleil, de la Lune, l’occurrence d’une éclipse de Lune ou de Soleil, la position d’une étoile ou d’une planète, une opposition, une élongation, tout ceci pour une date quelconque.

(a) - Combinaison d’un cercle déférent et d’un épicycle

(b) - Mouvement de la planète P autour de la Terre

(c) - Parties 1, 2, 3, 4 du mouvement décrit en (b), tel qu’il serait vu depuis la Terre

Dé

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l’es

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Épicycle

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(a)

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vers l’est(a) Cercle déférent et épicycle cherchant à expliquer la rétrogradation des planètes.(b) et (c) En effet, depuis la Terre, le mouvement d’une planète semble aller vers l’avant, puis vers l’arrière, puis à nouveau vers l’avant.



La période médiévale

Après Ptolémée, on assista à un déclin graduel de l’astronomie, surtout dans l’Occident latin. Les efforts tendaient essentiellement à la préservation du savoir acquis, plutôt qu’à son accroissement. L’Orient connut un meilleur climat pour la science. L’astronomie grecque fut redécouverte par les Arabes. Ainsi, il y eut cinq traductions de l’Almageste en arabe, dont deux seulement nous sont parve-nues. En revanche, il est presque impossible de faire l’inventaire de tous les commentaires et abrégés dont l’Almageste a fait l’objet.

À partir du XIe siècle, les astronomes arabes devinrent très critiques vis-à-vis de Ptolémée. Ainsi, Ibn al-Haytam (965-1040 ?), connu en Occident sous le nom d’Alhazen, résuma les quatre principes phy-siques sur lesquels reposait la construction du monde dans son traité Sur la confi guration du monde :

– un corps naturel céleste ne peut pas, par nature, se mouvoir de plus d’un mouvement ;

– un corps céleste simple ne peut être mû d’un mouvement irrégulier ;

– un corps céleste est impassible et ne saurait subir aucune division ou pénétration ;

– le vide n’existe pas dans l’Univers.

Cet accord de principe avec Aristote étant posé, Alhazen tenta d’intégrer ces principes dans la doc-trine des mouvements célestes de l’Almageste. C’est grâce à son traité que la vision ptoléméenne se répandit dans le monde arabe et dans l’Occident médiéval. Dans un second traité plus tardif, Alhazen reprocha à Ptolémée d’avoir utilisé le principe de l’équant comme artifi ce mathématique, qu’il savait faux d’un point de vue philosophique, puisqu’il violait le principe des mouvements circulaires uni-formes. Toutes ces critiques furent reprises en Occident à partir du XIIIe siècle, mais ces réfutations ne menacèrent jamais sérieusement les bases mathématiques et les résultats de l’Almageste.

Le XIIe siècle connut une intense activité de traduction notamment en Espagne, en Italie du Sud et en Sicile. C’est à Tolède que Gérard de Crémone traduisit l’Almageste de l’arabe en latin, ainsi que des traités d’Aristote, d’Apollonius et d’auteurs arabes. Une grande partie du corpus aristotélicien et de nombreux ouvrages d’astronomie se répandirent en Europe au XIIIe siècle, certains très rudimentaires, d’autres plus savants.

Professeur de mathématiques et astronome à l’université de Paris à partir de 1221, Jean de Sacrobosco composa un manuel qui devint rapidement populaire, le Traité de la sphère. Ce petit ouvrage, premier livre d’astronomie imprimé (en 1472 à Ferrare), était encore étudié dans les universités au XVIIe siècle ! Il s’agissait pourtant d’un ouvrage rudimentaire, composé de quatre chapitres, qui rappelait suc-cinctement la physique aristotélicienne et qui survolait les théories du mouvement du Soleil et des planètes.

L’Occident latin a disposé de tables astronomiques à partir du XIIe siècle. Au XIIIe siècle, l’intérêt crois-sant pour l’astronomie, dû notamment à l’importance accordée à l’astrologie par les puissants, permit de stimuler le développement des tables. Celles des XIIe et XIIIe siècles étaient des tables arabes traduites en latin : tables d’al-Khwarizmi, tables d’al-Battani et surtout tables d’Arzaquiel, dites tables de Tolède en raison de leur méridien de référence, les seules à avoir connu une diffusion quasi générale. Les ta-bles de Tolède, conçues pour le calendrier arabe, sont à l’origine d’une longue descendance, avec des adaptations pour le calendrier chrétien. Vers 1320, dans les milieux astronomiques parisiens, des ta-bles beaucoup plus ambitieuses se répandirent, établies indépendamment d’un calendrier particulier et mises au compte du roi Alphonse X de Castille : les Tables alphonsines. Leur succès fut tel qu’à partir du XIVe siècle, on ne rencontra pratiquement plus que les Tables alphonsines ou leurs adaptations. Ce succès résulta plus de leur mode d’emploi simple que de la qualité des positions prédites.

Au début de la Renaissance, l’astronomie se trouvait dans une impasse. L’héritage aristotélico-ptolé-méen exerçait une telle domination sur l’astronomie qu’il paraissait impossible d’en sortir. La rareté des observations et l’imprécision des tables astronomiques, souvent mises à rude épreuve par leur in-capacité à prévoir correctement des phénomènes célestes majeurs, nourrissaient chez certains auteurs le sentiment qu’une réforme profonde de l’astronomie et de son statut vis-à-vis de la physique était nécessaire. Ce fut l’œuvre des astronomes du XVIe siècle : Copernic, Tycho Brahe, Kepler et Galilée.



La révolution copernicienne

La publication en 1543 du De revolutionibus orbium coelestium (Des révolutions des sphères célestes) de Nicolas Copernic (1473-1543) marqua un tournant décisif dans l’histoire de l’astronomie. L’auteur proposait, pour la première fois, un modèle du monde dans lequel les planètes tournaient autour du Soleil, la Terre tournant en plus sur elle-même, ce qui expliquait la succession des jours et des nuits.

Les raisons de l’adoption de l’héliocentrisme par Copernic restent une énigme. Depuis longtemps, de nombreux astronomes avaient pris conscience des imperfections du système géocentrique de Ptolémée. Encore fallait-il proposer un autre système aussi effi cace.

L’idée que l’on a traditionnellement de Copernic découvrant que la Terre tourne autour du Soleil suite à de nombreuses observations est un mythe. Copernic n’a pratiquement jamais effectué d’observa-tions. En outre, son système était en partie verrouillé par la physique et l’astronomie anciennes. Il continuait de voir le mouvement circulaire uniforme comme le seul possible pour les pla nètes. Ayant peu observé, il a massivement emprunté à ses prédécesseurs, en particulier à Ptolémée, sans discu-ter leurs observations. Il a repris les modèles de l’Almageste en effectuant un changement de repère, adoptant le point équant de façon déguisée. Considérer le système de Copernic comme un modèle simple, avec un Soleil central et des planètes effectuant autour des cercles à vitesse uniforme, est purement esthétique. En réalité, l’échafaudage copernicien était plus compliqué encore que celui de Ptolémée, preuve que l’héliocentrisme (la position centrale du Soleil dans l’Univers) n’était pas forcé-ment un facteur d’amélioration par rapport au système géocentrique de l’Antiquité.

Paradoxalement, c’est l’aspect « calcul prédictif » qui, dans un premier temps, assura la diffusion des idées coperniciennes. En 1551 parurent les Tables pruténiques de l’astronome allemand Érasme Reinhold (1511-1553). Elles étaient les premières à se fonder sur le modèle copernicien, tout en com-blant les lacunes du De revolutionibus, et permirent aux astronomes de calculer longtemps à l’avance la position du Soleil, de la Lune et des planètes, et de prévoir les éclipses. Leurs bonnes prévisions, dues en partie à l’utilisation d’observations plus récentes, mais aussi la publicité dont elles bénéfi cièrent, les placèrent progressivement sur le devant de la scène astronomique, et contribuèrent à familiariser leurs utilisateurs avec le calcul copernicien. Les éphémérides établies pour plusieurs années à partir des Tables pruténiques dominèrent l’astronomie pendant près de quatre-vingts ans, jusqu’à ce qu’elles soient, à leur tour, supplantées par des tables encore plus précises, les Tables rodolphines que Johannes Kepler publia en 1627.

Tycho Brahe

Pour certains astronomes, le système de Copernic demeurait un artifi ce de calcul, aucune preuve n’étant avancée pour confi rmer le système du monde sur lequel il se fondait. Telle était l’opinion de Tycho Brahe (1546-1601), un des plus illustres astronomes du XVIe siècle. Convaincu très tôt de l’insuf-fi sance des tables astronomiques en usage, Tycho Brahe avait conscience que l’amélioration de l’as-tronomie passait par l’accumulation d’observations précises. En 1572, l’apparition dans le ciel d’une étoile nouvelle (nous savons maintenant qu’il s’agissait d’une explosion d’étoile, une supernova) l’en-gagea dans cette voie. L’astronomie du XVIe siècle restait encore fortement imprégnée par la vision aristotélicienne de cieux immuables. L’apparition de cette nouvelle étoile, en totale contradiction avec le dogme, décida Tycho Brahe à consacrer sa vie à l’observation du ciel.

Un autre coup sévère fut porté à la physique d’Aristote quelques années plus tard, lorsque Tycho Brahe et d’autres astronomes observèrent une série de comètes et démontrèrent que ces objets n’étaient pas des phénomènes atmosphériques, comme on le pensait alors, mais des astres situés au-delà de la sphère lunaire. Sous la pression des faits accumulés par les astronomes, philosophes et théologiens abandonnèrent au cours du XVIIe siècle, non sans réticence, les sphères de la cosmologie aristotéli-cienne. Mais l’origine du mouvement des astres dans le ciel restait un mystère. La réponse allait être donnée par Newton au XVIIe siècle, avec la découverte de la gravitation.

Tycho Brahe reste avant tout le plus grand astronome observateur de son temps. Dans son observatoire



d’Uraniborg, situé dans l’île de Hveen, non loin de Copenhague au Danemark, il observa dès 1576 les positions d’étoiles, de planètes, de la Lune et du Soleil. Il perfectionna de nombreux instruments. Il augmenta leurs dimensions et les gradua précisément tout en améliorant le système de visée. La notion d’erreur personnelle prit une véritable importance, Tycho et ses assistants refaisant la même mesure avec des instruments différents. La précision atteinte dans les observations devint dix fois meilleure que celle obtenue par ses prédécesseurs.

En 1588, Tycho Brahe publia le De mundi aetheri recentioribus phaenomenis (Les Phénomènes les plus récents du monde éthéré), ouvrage consacré aux observations cométaires dans lequel il rejetait le sys-tème de Ptolémée – irrecevable notamment parce que le mouvement des planètes par rapport au Soleil était mal expliqué – et de Copernic.

Si le système de Copernic n’était pas tenable, c’était pour des raisons théologiques mais aussi astro-nomiques et physiques. Selon Brahe, la Terre était inapte au mouvement parce qu’elle était un corps lourd, dense et opaque. Cet argument traditionnel était directement emprunté à Aristote. En outre, si la Terre tournait autour du Soleil, pourquoi n’observait-on pas les étoiles sous différents angles au cours de l’année ? Pour prévenir cet argument de poids, que Copernic avait déjà tenté de réfuter, il fallait postuler que les étoiles étaient situées à des distances considérables, a priori qui ne pouvait être accordé sans preuve. La diffi cile question de la distance des étoiles, preuve du mouvement de révo-lution de la Terre autour du Soleil, occupa des générations d’astronomes, et s’acheva seulement en 1838 avec la première mesure directe de la distance d’une étoile par Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846).

Tycho Brahe proposait une nouvelle vision du monde dans laquelle la Terre restait immobile tandis que les planètes tournaient autour du Soleil, lui-même tournant en un an autour de la Terre. Ce com-promis géohéliocentrique n’était pas un véritable système. Adopté par les Jésuites au XVIIe siècle puis par d’autres auteurs pour des raisons d’ordre philosophique et théologique, il ne survécut pas à la parution des Principia de Newton en 1687.

En 1597, Tycho Brahe trouva refuge à Prague, auprès de l’empereur Rodolphe II, qui lui confi a la charge de mathématicien impérial. C’est là qu’il rencontra Johannes Kepler (1571-1630), lequel de-vint l’un des plus grands astronomes de l’histoire. Kepler arriva à Praguese en 1600 dans le but d’obtenir les observations de Tycho Brahe. Il y demeura jusqu’en 1601, date de la mort tragique de Brahe qui laissait derrière lui une œuvre largement inachevée. Les observations de Tycho Brahe furent publiées en 1602 par Kepler dans les Progymnasmata (Exercices préliminaires) et c’est de cette masse considérable d’observations que sortirent ses découvertes fondamentales.

Johannes Kepler

Lorsqu’il arriva à Prague, Kepler était un copernicien convaincu. En 1596, il avait déjà publié un livre, le Mysterium cosmographicum (Le Secret du monde), qui lui avait donné une certaine notoriété. Il y proposait les polyèdres réguliers comme archétypes des sphères planétaires. Il s’agissait là d’un pro-blème auquel Kepler attacha toute sa vie une importance considérable : pourquoi le système solaire comporte-t-il six planètes1 et quel lien existe-t-il entre les dimensions de leurs orbites ? Euclide ayant montré qu’il existait cinq polyèdres réguliers – chacun inscriptible dans une sphère et circonscriptible à une autre sphère de même centre –, les cinq intervalles qui existaient entre les six planètes ne pou-vaient pas, aux yeux de Kepler, être le fruit du hasard : le Créateur avait agi en géomètre et l’homme était en mesure de découvrir le plan et la perfection du monde créé.

De loin, Kepler soumit ses idées au jugement du grand Tycho Brahe. La réponse lui parvint dans une lettre en 1598. Malgré les éloges, l’astronome danois ruinait l’échafaudage construit par Kepler :

1 Uranus, Neptune et Pluton n’avaient pas encore été découvertes. Jusqu’à la fi n du XXe siècle, le système solaire comp-tait offi ciellement neuf planètes, avant que Pluton ne perde ce statut en 2006 pour être rétrogradée au rang de « pla-nète naine ». De nos jours, le système solaire compte huit planètes : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.



notamment parce que les valeurs utilisées par Kepler, qui dérivaient de Copernic, étaient erronées. La solution préconisée par Brahe était évidemment l’adoption de son système et la reprise par Kepler de ses travaux à partir des observations effectuées au terme de longues années de recherches.

Nommé mathématicien impérial après la mort de Tycho Brahe, Kepler s’attela pendant huit ans au diffi cile problème du calcul de la trajectoire de Mars. À partir des observations accumulées par Tycho Brahe, il se rendit assez vite compte qu’il fallait abandonner l’hypothèse des mouvements circulaires uniformes. Pour résoudre le problème, il choisit quatre positions de la planète et effectua de laborieux calculs entachés d’erreurs qui, par chance, se compensaient. Or deux observations s’écartaient de près de 8 minutes d’arc de la position théorique. Au lieu de les rejeter, Kepler renonça à son hypothèse d’une orbite circulaire.

Il reprit alors son étude de l’orbite de Mars et, en calculant un grand nombre de positions, il ob-tint un ovale. Ne connaissant pas les propriétés géométriques de cette fi gure, il passa par l’inter-médiaire d’une courbe qu’il connaissait bien : l’ellipse. Il constata alors que toutes les positions de Mars étaient correctement représentées. Il appliqua également l’ellipse à l’orbite terrestre. Il formula alors ce que l’on appelle maintenant sa première loi : les planètes décrivent autour du Soleil des ellipses dont ce dernier occupe l’un des foyers. Kepler publia ses découvertes en 1609 dans Astronomia nova (Astronomie nouvelle). Il découvrit deux autres lois du mouvement planétaire : les pla-nètes ne tournent pas avec une vitesse uniforme le long de leur orbite (elles vont plus vite quand elles sont près du Soleil) et la période de révolution d’une planète ne dépend que de sa distance au Soleil (plus la planète est éloignée du Soleil, plus elle met de temps pour tourner autour de lui).

Si la chance a favorisé Kepler dans ses recherches, on doit reconnaître en lui un travailleur acharné que de longs calculs ne rebutaient pas et qui était toujours prêt à remettre l’ouvrage sur le métier. On lui doit surtout l’abandon du mouvement circulaire uniforme, principe remontant à l’Antiquité auquel Tycho Brahe accordait encore une valeur absolue. Contrairement à Copernic, il avait aussi un souci constant de vérifi er que les hypothèses s’accordaient avec les observations.

L’accueil fait aux lois de Kepler fut mitigé ; Galilée, par exemple, ne se rallia jamais à l’ellipse. C’est la valeur prédictive des tables et des éphémérides képlériennes qui assura leur succès, avant que Newton ne montre que les découvertes de Kepler étaient des conséquences de la loi de la gravitation.

Parallèlement à toutes ces recherches, Kepler publia en 1627 les Tabulae rudolphinae (Tables rodolphines), aboutissement du long effort qu’il avait entrepris depuis 1600 pour mettre en ordre les résultats de Tycho Brahe. Ces tables, les plus précises jamais parues, bénéfi cièrent de l’invention ré-cente des logarithmes par John Napier (1550-1617).

Galileo Galilei

Au nombre des coperniciens de poids, Galilée (1564-1642) tient, avec Kepler, une place de premier plan. Professeur à l’université de Pise, il fut projeté sur le devant de la scène en 1610, par la publication d’un petit livre, le Sidereus nuncius (Le Messager céleste). Il y rendait compte de ses découvertes faites grâce à la lunette qu’il avait pointée vers le ciel : montagnes de la Lune, satellites de Jupiter, phases de Vénus, Voie lactée composée de myriades d’étoiles. En quelques nuits, il porta un coup mortel à deux mille ans de physique aristotélicienne.

La plus importante découverte concernait les satellites de Jupiter. Galilée tenait la preuve que la Terre n’était pas le centre de toutes les révolutions célestes. Non seulement quatre satellites tournaient autour de Jupiter, mais ils étaient entraînés avec la planète dans son déplacement apparent.

Le Sidereus souleva rapidement des critiques. Les détracteurs de Galilée accusaient la lunette d’être un instrument trompeur et Galilée d’être un imposteur. En outre, Galilée était plus physicien qu’astro-nome, mais ses découvertes sapaient les fondements de la cosmologie ancienne et les idées coperni-ciennes commençaient à inquiéter certains théologiens.

En 1632, après de multiples démêlés, Galilée obtint l’imprimatur pour son Dialogue sur les deux grands



systèmes du monde. Il y faisait discuter trois personnages fi ctifs : Salviati, penseur brillant, qui représen-tait Galilée ; Sagredo, qui fi gurait l’honnête homme feignant la neutralité ; et Simplicio, défenseur de la doctrine aristotélicienne. Le Dialogue, écrit non en latin, la langue savante, mais en italien, n’était ni un livre d’astronomie, ni un livre de physique mais une véritable machine de guerre contre l’héritage aristotélicien. Galilée y comparait « deux grands systèmes du monde », celui de Ptolémée et celui de Copernic, avant de montrer que, seul, le système héliocentrique permettait d’expliquer les découver-tes effectuées avec sa lunette.

L’ouvrage lui valut d’être convoqué devant l’Inquisition. Le 22 juin 1633, devant la Congrégation du Saint-Offi ce réunie à Rome, alors que son livre était interdit et lui-même condamné à l’incarcération, il abjura, à genoux, ses idées héliocentriques. La rumeur rapporte qu’à l’issue de l’abjuration il aurait cependant ajouté : « Eppur si muove » (Et pourtant, elle tourne). Deux ans plus tard, le Dialogue était traduit en latin et diffusé dans toute l’Europe. Retiré dans sa villa d’Arcetri, Galilée rédigea alors son chef-d’œuvre, le Discours concernant deux sciences nouvelles, édité à Leyde à 1638.

De Galilée à l’époque contemporaine

En 1687, la publication par Isaac Newton (1643-1727) de ses Philosophiae naturalis principia mathe-matica sonna le glas des idées aristotéliciennes. Dans cet ouvrage, Newton dévoilait sa loi universelle de la gravitation, qui lui permit de démontrer les lois de Kepler et d’expliquer l’origine des marées. L’utilisation que ses successeurs fi rent de sa théorie fut à l’origine d’une description extrêmement précise du mouvement de la Terre, de la Lune et des planètes du système solaire. Les plus infi mes mouvements planétaires rentraient dans le cadre de la théorie.

Le point culminant de la théorie newtonienne fut certainement atteint quand Urbain Le Verrier (1811-1877) s’attaqua au problème des anomalies du mouvement de la planète Uranus. Pour les expliquer, il invoqua, en 1846, l’existence d’une nouvelle planète, dont la gravité perturbait le mouvementd’Uranus, et en calcula l’orbite. Quelque temps plus tard, l’astronome allemand Johann Galle (1812-1910) découvrait la planète Neptune à moins d’un degré de la position prédite par Le Verrier. Rien ne semblait alors capable d’ébranler une théorie porteuse de si magnifi ques prédictions. Il restait bien une petite anomalie dans l’orbite de Mercure, mais nul ne doutait que l’on découvrirait un jour la source de ce minuscule écart…

L’origine de cette anomalie fut comprise en 1915, avec la théorie de la relativité générale d’Albert Einstein (1879-1955), qui permit de construire, dans les années 1920-1930, les premiers mo-dèles cosmologiques, notamment ceux désormais connus sous le nom de « mo dèles du big-bang ». Cette théorie décrivait également l’action des objets les plus compacts comme les étoiles à neutrons et les trous noirs. Mais il s’agit là d’une autre histoire…

La TerreLa Terre est, en partant du Soleil, la troisième planète du système solaire. Elle en est distante, en moyenne, de 149,6 millions de kilomètres et son diamètre est de 12 756 km. Elle s’est formée il y a 4,56 milliards d’années dans le disque de matière qui entourait le Soleil en gestation, disque dans le-quel gaz et poussières se sont agglomérés pour former de petits corps, les planétésimaux, embryons des planètes que nous connaissons aujourd’hui.

Les plus vieilles roches connues ayant environ 3,8 milliards d’années, la surface de la Terre est donc très jeune car constamment modifi ée par l’érosion et renouvelée par les processus tectoniques. La Terre est la seule planète du système solaire à la surface de laquelle on trouve de l’eau liquide. C’est d’ailleurs la présence d’eau sous ses trois états (solide, liquide et gazeux) qui a permis à la vie de prospérer.

L’atmosphère de notre planète est constituée majoritairement de diazote (N2 : 78 %) et de dioxygène (O2 : 21 %) et comporte des traces d’autres gaz, dont la vapeur d’eau.



La Terre possède un champ magnétique qui la protège des particules de hautes énergies émises par le Soleil. L’interaction de ces particules avec la magnétosphère terrestre provoque les aurores polaires.

La Terre a un seul satellite naturel, la Lune, qui orbite à environ 380 000 km.

Le haut et le bas

L’une des questions qui revient fréquemment concernant la Terre résulte de la manipulation d’un globe terrestre : comment les Australiens font-ils pour tenir sur la Terre en ayant la tête en bas ? Il suffi t de retourner le globe pour constater que les Australiens doivent se poser la même question : pour eux, c’est nous qui avons la tête en bas ! Mais la question est peut-être mal posée…

Commençons par défi nir le mot « bas ». Une simple expérience suffi t : saisissez-vous d’un objet et lâchez-le. La direction vers laquelle il évolue spontanément s’appelle « le bas » et la direction opposée « le haut ». Sur une planète, le bas est toujours dirigé vers le sol, plus précisément vers le centre de la planète (alors que dans l’espace, en situation d’impesanteur, l’objet reste apparemment immobile : les notions de haut et de bas n’ont pas cours).

Le bas des Australiens irait donc en direction… du haut des Français. Mais d’un point de vue terrestre, le bas est toujours dans la même direction, celle vers laquelle tombent les pierres, c’est-à-dire vers le centre de la Terre. Le paradoxe de la question résulte de ce que nous oublions facilement que nous ne vivons pas sur une surface plane mais sphérique. Cela implique qu’il n’y a pas un seul haut et un seul bas valables pour toute la Terre, mais que ces notions ne sont défi nies que localement.

Le jour et la nuit

L’alternance du jour et de la nuit résulte du mouvement de rotation de la Terre sur elle-même. La preuve de ce mouvement fut longue à obtenir : il fallut attendre 1851 et la démonstration de Léon Foucault, qui installa un pendule géant sous la voûte du Panthéon. La Terre tourne sur elle-même d’ouest en est, ce qui se traduit par un mouvement apparent du ciel d’est en ouest. Ce mouvement est visible sur les étoiles, qui se lèvent du côté est, montent dans le ciel, culminent en passant au méri-dien, puis descendent et se couchent à l’ouest. La durée de la « rotation sidérale » de la Terre, rotation comptée par rapport aux étoiles, se mesure en chronométrant la durée séparant deux passages au méridien (dans la direction du sud) d’une étoile ; on trouve environ 23 h 56 min 4 s.

Mais, alors, pourquoi dit-on que la durée du jour est de 24 heures ? Cette question classique en as-tronomie est fondamentale. La différence vient du choix du repère par rapport auquel on compte la durée de rotation de la Terre. Si l’on tourne sur soi-même, dans une pièce, on choisit automatique-ment un repère : une fenêtre, une porte, un cadre… Mesurer la période de rotation revient à mesurer l’intervalle de temps séparant deux passages de cet objet dans la direction du regard. Imaginons maintenant que cette pièce est posée sur un manège qui tourne. Immobile dans la pièce, l’observateur n’a pas l’impression qu’elle tourne puisque les objets gardent la même position par rapport à lui. En revanche, emporté par le mouvement de la pièce, il tourne par rapport à l’extérieur. Autrement dit, la vitesse de rotation n’est pas absolue : elle dépend du cadre auquel on se réfère.

Qu’en est-il de la Terre ? Pour défi nir la période de rotation de la Terre, il faut choisir un astre et me-surer la durée entre deux passages consécutifs de cet astre dans une même direction du ciel. Quand l’astre choisi est une étoile, la période de rotation de la Terre est de 23 h 56 min 4 s. Mais le choix du Soleil semble inévitable puisque c’est lui dont le mouvement apparent règle l’alternance jour-nuit. La période qui sépare deux passages consécutifs du Soleil dans la direction du sud est égale à 24 heures. En réalité, cette durée n’est pas strictement constante au cours de l’année mais vaut 24 heures en moyenne. On peut aussi se demander pourquoi la période de rotation mesurée par rapport aux étoiles n’est pas identique à celle mesurée par rapport au Soleil. Nous reviendrons sur ces deux questions dans le paragraphe ci-dessous consacré au mouvement de la Terre autour du Soleil.

La division du jour en 24 heures date vraisemblablement de l’Égypte antique. Observant le ciel tou-tes les nuits, les astronomes avaient noté que certaines étoiles sont invisibles pendant une partie de



l’année. On appelle « lever héliaque » d’une étoile le moment où elle redevient visible, en se levant du côté est, un peu avant le Soleil. Par un heureux hasard, le lever héliaque de l’étoile Sirius (la plus brillante du ciel) coïncidait avec le retour des crues du Nil après une période d’invisibilité de 70 jours. Ce lever héliaque marquait ainsi le nouvel an égyptien. D’autres étoiles étaient particulières car leurs levers héliaques étaient séparés de dix jours, ce qui permettait de découper l’année en environ 36 périodes ou décans. Voyant se lever douze étoiles décanales au cours d’une nuit, les Égyptiens la découpèrent en douze périodes et, par symétrie, il en fut de même pour les journées. Ainsi, le jour fut-il divisé en 24 « heures », de durées variables selon la période de l’année. L’adoption d’heures à durée fi xe est due aux astronomes arabes du Moyen Âge. Ce n’est qu’au XIVe siècle que leur usage se généralisa.

Le mouvement de la Terre autour du SoleilLe mouvement apparent du Soleil

Le mouvement diurne du Soleil, qui détermine la succession des jours et des nuits, est le plus banal mais aussi le plus important des phénomènes astronomiques. On sait, par expérience, que son lever, son coucher et son passage au méridien (dans la direction du sud) ne se reproduisent pas de façon immuable au cours de l’année, contrairement à ceux des étoiles. Si le mouvement diurne du Soleil n’offre pas la régularité et la simplicité de celui des étoiles, c’est que cet astre est lui-même mobile.

Ce mouvement du Soleil par rapport aux étoiles permet de comprendre pourquoi le jour sidéral (de 23 h 56 min 4 s) et le jour solaire (de 24 heures en moyenne) ne sont pas égaux. Comme nous l’avons vu, ces durées de rotation de la Terre ne sont pas mesurées par rapport au même repère. Le jour sidé-ral sépare deux passages consécutifs d’une étoile dans une direction fi xe (en général, le sud), tandis que le jour solaire sépare deux passages consécutifs du Soleil dans une direction fi xe (le sud aussi). Au bout d’un jour sidéral, le Soleil n’est pas revenu dans la direction de départ. Pour qu’il y revienne, la Terre doit encore tourner un peu sur elle-même pour compenser le mouvement apparent du Soleil par rapport aux étoiles. Elle met environ 4 minutes pour faire cette rotation complémentaire. Finalement, la différence entre jour solaire et jour sidéral résulte du fait que la Terre est affectée de deux mouve-ments qui agissent simultanément : la rotation autour d’elle-même et la révolution autour du Soleil. La « vraie » période de rotation de la Terre est de 23 h 6 min 4 s, la durée de 24 heures étant une combi-naison de la vitesse de rotation sur elle-même et de la révolution autour du Soleil.

Qu’entend-on exactement par année ? Comme pour la rotation de la Terre sur elle-même, la défi nition

Les étoiles semblent effectuer un cercle autour de l’étoile polaire. En réalité, c’est la Terre qui tourne sur elle-même.



du temps que la Terre met pour faire un tour autour du Soleil dépend du choix de l’origine du compte. L’intervalle de temps moyen qui sépare deux équinoxes de printemps porte le nom d’« année tropi-que ». Sa valeur moyenne est de 365,2422 jours (soit 365 jours 5 h 48 min 46 s).

Durée de la journée, culmination du Soleil et origine des saisons

Dès l’Antiquité, les astronomes ont reconnu que le mouvement annuel apparent du Soleil est régi par trois lois :– en une année (tropique), le Soleil décrit un grand cercle sur la sphère céleste ;– son mouvement annuel apparent se fait d’ouest en est, en sens opposé du mouvement diurne ;– la vitesse de ce mouvement n’est pas uniforme.

Les astronomes ont appelé « écliptique » le grand cercle décrit par le Soleil. Le mouvement du Soleil sur l’écliptique permet de comprendre les variations annuelles de la hauteur de culmination du Soleil et de la durée de la journée : sous nos latitudes, on constate aisément que le Soleil culmine plus haut et que les journées sont plus longues en été qu’en hiver.

Dans la vision héliocentrique (avec le Soleil au centre de l’Univers), l’écliptique n’est autre que l’orbite que la Terre décrit autour du Soleil. Le plan de l’écliptique est incliné par rapport au plan de l’équateur d’un angle à peu près égal à 23° 26’ qui se nomme « obliquité de l’écliptique » et qui correspond à l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre par rapport au plan de l’écliptique.

Un observateur terrestre se réfère plus volontiers au plan de l’horizon pour compter les angles et l’on aimerait savoir comment connaître la hauteur de culmination du Soleil, quand il passe dans la direction du sud. Elle dépend du lieu d’observation et de la période de l’année. En tous lieux de l’hémisphère Nord, le Soleil culmine plus haut en été qu’en hiver. Ces variations de hauteur de culmination du Soleil au cours de l’année résultent du mouvement annuel de la Terre autour du Soleil et de l’inclinaison de son axe de rotation par rapport au plan de son orbite. C’est ce qui est à l’origine des saisons.

On comprend aisément que, si le Soleil culmine plus haut, il parcourt entre son lever et son coucher un arc plus grand au-dessus de l’horizon : les journées les plus longues correspondent aux culmina-tions les plus élevées.

Le jour des équinoxes, le « terminateur », c’est-à-dire le cercle séparant la partie de la Terre plongée dans la nuit de celle en plein jour, passe par les deux pôles terrestres. À ce moment, la durée de la jour-née est égale à la durée de la nuit pour tous les lieux de la surface terrestre. En outre, aux équinoxes, le Soleil se lève exactement à l’est et se couche exactement à l’ouest.

Le jour du solstice d’hiver, la demi-sphère défi nie par le terminateur recouvre une grande partie de la surface de l’hémisphère Nord. C’est le jour de l’année pendant lequel la durée de la nuit est maximale et celle de la journée minimale pour l’hémisphère Nord. C’est également le jour où le Soleil se lève le plus au sud-est, culmine au méridien avec une hauteur minimale et se couche le plus au sud-ouest.

Le jour du solstice d’été, la demi-sphère défi nie par le terminateur recouvre une petite partie de la surface de l’hémisphère Nord. C’est le jour de l’année où la durée de la nuit est minimale et celle de la journée maximale pour l’hémisphère Nord. C’est également le jour où le Soleil se lève le plus au nord-est, culmine au méridien avec une hauteur maximale et se couche le plus au nord-ouest.

Sous nos latitudes, les variations de la durée de la journée et de la culmination du Soleil se conjuguent pour modifi er sensiblement les conditions climatiques qui marquent le rythme des saisons.

La durée des saisons

Les saisons ont chacune une durée voisine de trois mois, mais il suffi t de consulter un calendrier pour vérifi er que les périodes ne sont pas d’égales longueurs. Par exemple, durant l’année 1998, l’hiver a duré 89 jours, le printemps 92 jours et 18 heures, l’été 93 jours et 15 heures et l’automne 89 jours et 21 heures. Ces différences de longueurs des saisons résultent du fait que la vitesse de la Terre autour du Soleil n’est pas uniforme, parce que son orbite n’est pas parfaitement circulaire. Notons bien que



ce ne sont pas les variations de distance Terre-Soleil qui expliquent les saisons puisque c’est en hiver que la Terre est la plus proche du Soleil !

Pour clore cette partie, intéressons-nous à une curiosité qui n’aura pas échappé aux observateurs les plus attentifs. Sur un calendrier indiquant les heures de lever et de coucher du Soleil, on constate que le Soleil se couche plus tard à partir de mi-décembre et ne se lève un peu plus tôt qu’à partir de début janvier. Plus précisément, on remarque que le coucher le plus précoce a lieu vers le 13 décembre, tandis que le lever le plus tardif a lieu vers le 2 janvier. Un phénomène analogue, mais moins marqué, s’observe aussi au solstice d’été, le 21 juin. Ainsi, le solstice d’hiver, qui tombe autour du 21 décem-bre, est bien le jour durant lequel la journée est la plus courte de l’année, mais ce n’est pas à cette date que le Soleil se lève le plus tard et se couche le plus tôt !

Cette « anomalie » des heures de lever et de coucher du Soleil est due à l’adoption, depuis le XIXe siècle, du temps solaire moyen. Si nous vivions à l’heure solaire vraie, telle qu’elle est donnée par les cadrans solaires, le jour du solstice d’hiver serait bien le jour où le Soleil se lève le plus tard et se couche le plus tôt. Mais l’échelle de temps défi nie par le mouvement du Soleil vrai, celui que l’on observe dans le ciel, n’est pas uniforme. Nous avons déjà vu que le jour solaire diffère du jour sidéral d’environ 4 minutes. C’est le temps qu’il faut à la rotation de la Terre pour rattraper le mouvement apparent du Soleil d’un jour sur l’autre. Ce supplément n’est pas rigoureusement constant au cours de l’année.

Pour éviter d’avoir une échelle de temps de 24 heures dont la durée des heures dépend de la période de l’année, les astronomes fondent la défi nition de l’heure sur le mouvement d’un Soleil fi ctif, le « Soleil moyen », qui parcourt l’équateur uniformément. Ils nomment « équation du temps » la cor-rection à apporter entre midi solaire vrai (instant de la culmination du Soleil vrai) et midi solaire moyen (instant de la culmination du Soleil moyen, qui fi xe l’heure offi cielle). Cette équation du temps est responsable de l’anomalie constatée car le midi de nos montres, fondé sur le Soleil moyen, ne coïncide pas avec le midi solaire vrai.

La LuneLa Lune est l’unique satellite naturel de la Terre. Sa formation serait due à la collision entre la Terre pri-mordiale et un astéroïde de très grande taille (environ huit fois plus massif que la Lune actuelle). Une partie des couches externes de la Terre et de l’astéroïde a été éjectée et les débris se sont rassemblés pour former la Lune, le reste formant la Terre défi nitive.

La Lune ne possédant ni eau ni atmosphère, l’érosion y est quasiment inexistante et les écarts de tem-pérature sont considérables : 127 °C le jour et – 173 °C la nuit.

Elle possède de vastes plaines – que Galilée nomma « mers » car il pensait, à tort, qu’elles étaient re-couvertes d’eau – et des cratères, ou cirques, de tailles variables et résultant d’impacts météoritiques.

Avec un diamètre de 3 476 km, la Lune est 81 fois moins massive que la Terre et sa gravité de surface est six fois moins importante. Autrement dit, un humain de 60 kg aurait l’impression d’avoir une masse de 10 kg à la surface de la Lune.

La Lune tourne autour de la Terre en 27,3 jours dans un mouvement d’ouest en est, à une distance moyenne de 380 000 km. Comme elle tourne sur elle-même en 27,2 jours, période très proche de sa période de révolution, elle nous montre toujours la même face. Cette coïncidence résulte de l’action des forces de marées de la Terre sur la Lune.

Les phases de la Lune

La Lune est lumineuse parce qu’elle est éclairée par le Soleil dont elle renvoie une partie de la lumière. On peut ainsi la voir de nuit, mais aussi en plein jour, car sa brillance de surface est généralement su-périeure à celle du ciel diurne. En revanche, les étoiles et les planètes ne sont pas assez brillantes pour être vues en plein jour.



Au cours de sa révolution, on ne voit pas, depuis la Terre, la partie éclairée de la Lune sous un même angle, ce qui explique les phases de la Lune. On distingue quatre positions particulières :

– lorsque la Lune est dans la même direction que le Soleil, la face qu’elle nous présente est dans l’obs-curité : c’est la nouvelle Lune (on ne la voit pas) ; elle se lève et se couche presque en même temps que le Soleil ; la nouvelle Lune n’est donc levée que le jour ;

– quand la direction de la Lune est diamétralement opposée à celle du Soleil, la face qu’elle nous présente est éclairée : c’est la pleine Lune ; elle se trouve à l’opposé du Soleil, donc se lève lorsqu’il se couche et se couche lorsqu’il se lève ; la pleine Lune n’est donc levée que la nuit ;

– les phases comprises entre la nouvelle Lune et la pleine Lune s’appellent phases croissantes ; lors-que la Lune est à 90° à l’est du Soleil, seule une moitié de la face lunaire éclairée est visible depuis la Terre : c’est le premier quartier de Lune ; entre la nouvelle Lune et le quartier de Lune, la phase lunaire a l’aspect d’un croissant ; entre le quartier et la pleine Lune, la Lune a une forme bossue qualifi ée de « gibbeuse » ;

– les phases comprises entre la pleine Lune et la nouvelle Lune sont dites décroissantes ; lorsque la Lune est à 90° à l’ouest du Soleil, on aperçoit l’autre moitié du disque lunaire éclairé, c’est le dernier quartier de Lune.

Les aspects du premier et du dernier quartier de Lune sont inversés selon que l’on se trouve dans l’hé-misphère Nord ou dans l’hémisphère Sud.

La lunaison moyenne est l’intervalle de temps qui s’écoule en moyenne entre deux mêmes phases. Cette durée résulte de la combinaison de deux mouve-ments : celui de la Lune autour de la Terre et celui de la Terre autour du Soleil. Le mois lunaire dure donc 29 jours 12 h 44 min 3 s.

Les éclipses

Il y a éclipse de Soleil lorsque la Lune passe devant le Soleil et éclipse de Lune lorsque la Lune passe dans l’ombre de la Terre. Les éclipses de Soleil ont donc toujours lieu au voisinage de la nouvelle Lune et les éclipses de Lune ont toujours lieu au voisi-nage de la pleine Lune (puisque

Nouvelle Lune Premier quartier Pleine Lune Dernier quartier



c’est à ce moment que la Lune se trouve du côté opposé du Soleil). Si l’orbite de la Lune était dans le plan de l’écliptique, il y aurait des éclipses de Soleil à chaque nouvelle Lune et des éclipses de Lune à chaque pleine Lune ; ce n’est pas le cas car l’orbite de la Lune est inclinée par rapport à l’écliptique.

Les éclipses de Soleil nous offrent un spectacle grandiose durant lequel la Lune vient cacher le disque solaire, révélant ainsi la couronne solaire qui, en toute autre circonstance, nous est invi sible car beau-coup moins brillante que le Soleil lui-même. Ce spectacle résulte d’une coïncidence : le diamètre de la Lune est environ 400 fois plus petit que celui du Soleil… mais la Lune est également 400 fois plus proche de la Terre. Vus de la Terre, la Lune et le Soleil semblent donc avoir la même taille.

Pourquoi la Lune ne tombe-t-elle pas sur la Terre ?

Excellente question que se posent très souvent les enfants. Newton fut le premier à présenter une théorie utilisable des mouvements planétaires en expliquant qu’il devait exister une force agissant à distance entre n’importe quels corps matériels. Tous les corps de l’Univers sont soumis à cette atti-rance de la matière pour la matière : c’est cette force qui « colle » nos pieds à la surface de la Terre. Dans la fameuse parabole de la pomme, Newton comprit que, comme une pomme détachée d’un pommier, la Lune tombe sur la Terre (et réciproquement d’ailleurs) ! Si elle ne l’atteint jamais, c’est parce qu’elle est animée d’une vitesse suffi samment grande pour perpétuellement « rater » la Terre malgré sa chute.

Le SoleilPour les Grecs de l’Antiquité, Hélios, le Soleil, parcourait le ciel dans son char de feu, prodiguant lumière et énergie aux mortels. Au XIXe siècle, les physiciens pensaient que le Soleil était une sphère de matière chaude qui se refroidissait. Ils en déduisaient que le Soleil n’était pas âgé de plus de quel-ques dizaines de millions d’années, durée largement suffi sante, pensaient-ils, pour que la vie puisse se développer. Mais devant les premières datations de fossiles montrant la très grande ancienneté de la Terre, estimée à deux milliards d’années au début du XXe siècle, il fallut se résoudre à reconsidérer le problème. Cette « crise de l’âge » n’a été résolue qu’avec les outils de la physique nucléaire alors naissante. Après s’être longtemps demandé ce qu’était le Soleil et pourquoi il brillait si intensément, les scientifi ques ont pu répondre à la question plus délicate de savoir pourquoi il brillait depuis si long-temps. Et les conséquences ont été étonnantes.

Entre l’envol et la chute

Qu’est-ce qu’une étoile ? La réponse semble aisée : une étoile est une énorme boule de gaz chaud. Notre Soleil, avec ses 696 000 km de rayon (109 fois le rayon de la Terre !), sa masse 330 000 fois plus importante que celle de la Terre et sa température de surface égale à 6 000 °C, semble satisfaire cette défi nition. Et le Soleil n’est pas une étoile vraiment grosse : le rayon de Bételgeuse, dans la constella-tion d’Orion, est 1 100 fois supérieur à celui du Soleil…

La cohésion d’une étoile résulte de la force de gravitation qui rapproche le plus possible les particules qui la constituent et lui donne sa forme sphérique. Mais si la gravitation tend à rapprocher les par-ticules, pourquoi l’étoile ne s’effondre-t-elle pas sur elle-même ? C’est à cause de la pression du gaz stellaire, qui équilibre l’action de la gravité en tout point de l’étoile.

Un équilibre miné par le rayonnement

Nous savons tous qu’un gaz comprimé s’échauffe : il suffi t de le constater à l’extrémité d’une pompe à vélo après avoir gonfl é énergiquement une chambre à air. Le gaz stellaire, comprimé par la gravita-tion, s’échauffe donc et laisse échapper ce fl ux d’énergie sous forme de rayonnement : l’étoile brille.



Cependant, l’énergie rayonnée doit bien être prélevée quelque part… La première possibilité raison-nable, qui fut proposée par lord Kelvin au XIXe siècle, consiste à imputer cette énergie au capital d’éner-gie potentielle gravitationnelle. L’étoile se contracte juste ce qu’il faut pour produire l’énergie qui va compenser l’hémorragie lumineuse. Évidemment, ce petit jeu ne peut durer indéfi niment puisque le « compte en banque » gravitationnel ne contient qu’une quantité fi nie d’énergie. Ce modèle accorde au Soleil une durée de vie d’environ trente millions d’années, insuffi sante pour les géologues, qui nous apprennent aujourd’hui que l’âge de la Terre, donc du Soleil, est de 4,6 milliards d’années. Du coup, la question n’est plus de savoir pourquoi le Soleil brille, mais comment il a pu briller si longtemps.

De quelle loi je me chauffe

La réponse à cette question fut apportée en 1921 par le physicien français Jean Perrin, qui proposa une source alternative de production d’énergie : les réactions nucléaires. Cette idée fut développée et quantifi ée quelques années plus tard par le physicien allemand Hans Bethe, qui décrivit explicite-ment les réactions nucléaires qui devaient se produire au cœur du Soleil. Il démontra que, pendant la majeure partie de sa vie, l’étoile s’accommode de sa constante déperdition d’énergie en puisant dans ses réserves d’énergie nucléaire. Dans les régions centrales de l’étoile, les plus denses et les plus chaudes, des réactions de fusion libèrent de l’énergie qui compense celle qui s’échappe par la surface sous forme de rayonnement. Ces réactions ne se déclenchent que si la température et la densité sont suffi samment élevées, ce qui limite leur champ d’action aux régions les plus centrales de l’étoile. Il faut aussi que l’étoile soit suffi samment massive (plus grosse qu’un dixième de masse solaire) pour comprimer suffi samment le cœur et amorcer les réactions nucléaires. Au centre du Soleil, à chaque seconde, 620 millions de tonnes d’hydrogène sont, par fusion nucléaire, transformées en 615,7 mil-lions de tonnes d’hélium, la différence de masse étant convertie en énergie (E = mc2) rayonnée vers l’extérieur. La réserve d’énergie nucléaire étant nettement plus grande que celle liée à la gravitation, le Soleil a une durée de vie estimée à dix milliards d’années.

Quand l’hydrogène vient à manquer au centre de l’étoile, d’autres réactions prennent le relais, qui brûlent les produits des précédentes : l’hélium devient alors carbone et oxygène, qui se transforme-ront à leur tour en néon, et ainsi de suite. Le nombre de cycles nucléaires et la répartition des noyaux formés dépendent essentiellement de la masse de l’étoile. Les plus légères, comme notre Soleil, s’arrê-teront à la formation du carbone. Les plus massives pourront atteindre la formation du fer avant que leur cœur n’implose. Pour nos yeux, ce phénomène prend la forme d’une supernova, titanesque ex-plosion au cours de laquelle les noyaux formés tout au long de la vie de l’étoile ensemencent le milieu interstellaire. Les noyaux rencontrés sur Terre sont quasiment tous issus de la nucléosynthèse stellaire, et plus particulièrement celle des étoiles massives. Ce fait stupéfi ant a fait dire, à juste titre, que nous sommes tous constitués de poussières d’étoiles.

L’avenir du Soleil et de la Terre

Grâce aux simulations numériques sur ordinateur, il est possible de décrire avec quelques détails les prochains milliards d’années de notre étoile. Cela nous permet de nous livrer à un petit exercice de fi ction scientifi que. D’abord, rassurons-nous, le Soleil est trop peu massif pour exploser en supernova. Le futur de la Terre n’en sera pas rose pour autant…

Dans trois milliards d’années, la luminosité du Soleil augmentera d’environ 30 % et la Terre recevra de sa part autant d’énergie que Vénus en reçoit aujourd’hui. Il est à craindre que l’échauffement qui en résultera ne cause les mêmes effets que sur Vénus : un effet de serre divergent. L’eau des océans s’évaporera sous l’effet de la chaleur, chargeant l’atmosphère de vapeur d’eau, opaque à la lumière infrarouge. Le rayonnement émis par le sol aura donc plus de diffi culté à s’échapper dans l’espace, ce qui augmentera d’autant la température atmosphérique et accélérera l’évaporation. Petit à petit, les nuages de vapeur se dissiperont sous l’impact des rayons solaires qui briseront les molécules d’eau, et les autres. Les éléments les plus légers, comme l’hydrogène, s’échapperont dans l’espace pendant que les plus lourds, comme l’oxygène, seront absorbés par les roches. Au bout de quelques millions



d’années, la Terre montrera son nouveau visage : celui d’un monde désertique dans le ciel duquel brillera un implacable Soleil orangé dont la taille apparente aura presque triplé.

Pourquoi tout tourne-t-il dans l’Univers ?Tout tourne dans l’Univers ! Les planètes tournent sur elles-mêmes et autour du Soleil. On sait, depuis Galilée, que le Soleil tourne aussi ! Ses observations des taches présentes à la surface du Soleil lui ont permis de mettre en évidence la rotation du Soleil : elles disparaissaient à un bord pour réapparaître quasiment identiques sur le bord opposé quelques jours plus tard. Comme le Soleil est une sphère de gaz chaud, sa rotation ne se fait pas « en masse », comme celle d’une planète. Son équateur tourne en 25 jours, un peu plus rapidement que les pôles qui effectuent un tour complet en un peu plus de 30 jours.

Le système solaire dans son ensemble tourne autour du centre de la Galaxie à la vitesse moyenne de 250 km par seconde (soit 900 000 km/h !). Il nous faut près de 250 millions d’années pour effectuer un tour complet de la Galaxie. Comme pour le Soleil, la rotation ne se fait pas d’un seul bloc : la pé-riode de rotation dépend de la distance par rapport au centre galactique. Notre système solaire est situé à la périphérie d’un des bras spiraux, à 28 000 années-lumière du centre.

L’origine de la rotation dans l’Univers est une question délicate pour laquelle on ne peut pas donner de réponse simple. Dans un modèle (simplifi é) d’univers homogène et isotrope, il n’y a aucune raison pour que la matière se mette « spontanément » en rotation, seuls les mouvements d’expansion ou de contraction étant possibles. Mais de faibles perturbations initiales font apparaître la rotation qui, ensuite, tend à se conserver. Ainsi, le nuage de gaz qui se contracte pour former des étoiles tourne sur lui-même. Cela impose une rotation aux étoiles formées ainsi qu’aux planètes dont elles sont entou-rées, qui tournent sur elles-mêmes et autour de leurs étoiles.


88 Éclairage historique et culturel

Éclairage historique et culturelHistoire et fonctionnement des calendriersDéfi nitions et origines

Depuis la plus haute Antiquité, les hommes ont utilisé les cycles astronomiques pour se repérer dans le temps. L’alternance jour-nuit a donné la notion de jour ; la succession des phases de la Lune a donné le mois lunaire ; et le retour des saisons, lié à la position du Soleil, a donné l’année solaire.

À partir de ces périodes astronomiques, différents types de calendrier ont été construits, qui suivent plus ou moins le cycle lunaire ou le cycle solaire, parfois les deux. Un calendrier qui suit le cycle lunaire est appelé « calendrier lunaire », un calendrier qui suit le cycle des saisons est appelé « calendrier so-laire » et un calendrier qui suit les cycles des saisons et de la Lune est qualifi é de « luni-solaire ». Des calendriers qui ne suivent aucun cycle astronomique ou qui dérivent fortement par rapport à un cycle astronomique portent parfois le nom de « calendriers vagues ».

Construire un calendrier consiste à dénombrer et à ordonner les jours. Ceux-ci sont numérotés par un nombre unique : la date. Dans la plupart des calendriers, la date est formée du numéro du jour en cours, du numéro du mois en cours et du numéro de l’année en cours. Comme on numérote toujours les objets à partir de un, il n’y a pas de jour zéro, de mois zéro ni d’année zéro. La date n’étant qu’un repère, elle ne peut pas désigner une durée. Pour calculer une durée, il faut faire la différence entre deux dates.

Dans notre calendrier, le calendrier grégorien, la défi nition de la date a fait l’objet d’une normalisation dont voici la défi nition offi cielle issue de la norme ISO 8 601 1998 publiée par l’AFNOR1 : « Dans les expressions de dates du calendrier, le jour du mois (jour du calendrier) est représenté par deux chiffres. Le premier jour d’un mois quelconque est représenté par (01) et les jours suivants du même mois sont numérotés par ordre croissant ; le mois est représenté par deux chiffres. Janvier est représenté par (01) et les mois suivants sont numérotés par ordre croissant ; l’année est généralement représentée par quatre chiffres ; les années sont numérotées par ordre croissant à partir de l’an (0001). »

À partir des cycles astronomiques on peut construire plusieurs types de calendriers :– Les calendriers d’observation sont fondés sur l’observation réelle d’un phénomène astronomique comme la visibilité du premier croissant de Lune ou l’instant de l’équinoxe ou du solstice. Ce type de calendrier a l’avantage de ne pas faire usage du calcul, mais il a plusieurs inconvénients : il est forcé-ment local, dépend des conditions d’observation et ne permet pas de se projeter dans l’avenir. De nos jours, seul le calendrier musulman est un calendrier lunaire d’observation, fondé sur la visibilité du premier croissant de Lune.– Les calendriers perpétuels sont fondés sur les périodes moyennes de la lunaison ou de l’année so-laire et se calculent à l’aide d’un formulaire mathématique plus ou moins complexe. Ils ont l’avantage d’être relativement faciles à construire et, en moyenne, ils ne dérivent pas par rapport aux phénomè-nes vrais, mais sont toujours plus ou moins en avance ou en retard par rapport à eux. La plupart des calendriers sont des calendriers perpétuels.– Les calendriers astronomiques vrais sont construits à l’aide des théories planétaires et lunaire. Ils re-posent sur le calcul des phénomènes réels pour un lieu donné et sont donc en accord avec la réalité astronomique de ce lieu, selon la précision des théories utilisées. Ils ont l’inconvénient majeur, en rai-son de la complexité des théories, de dépendre d’un organisme particulier calculant les éphémérides. De nos jours, les calendriers traditionnels indiens et chinois sont des calendriers astronomiques vrais.

1 L’Association française de normalisation, organisme offi ciel de normalisation, membre de l’Organisation internatio-nale de normalisation (ISO).


Éclairage historique et culturel 89

L’évolution historique des calendriers suit généralement ces trois phases : dans un premier temps, on observe le phénomène, puis on essaie de retrouver le phénomène à l’aide du mouvement moyen des corps et, enfi n, si on le désire, on utilise le mouvement réel des corps.

Jour, mois, année

Le jourLe jour représente une période de 86 400 secondes de temps1. L’usage actuel, dans le calendrier gré-gorien, est de changer de jour à minuit heure locale. Cette pratique confère au calendrier un aspect local en raison des décalages horaires entre pays et impose la défi nition et l’utilisation d’une ligne de changement de date.

Dans certains pays, les jours de l’année n’ont pas tous 24 heures en raison des changements d’heures légales en période d’été : le jour du passage à l’heure d’été ne compte que 23 heures, tandis que celui du passage à l’heure d’hiver en compte 25.

Il arrive que, pour toute la planète, un jour dure 86 401 secondes (soit une seconde de plus qu’un jour ordinaire) de façon à réajuster le temps légal sur le temps atomique des physiciens.

Suivant les coutumes locales ou les religions, on peut changer de jour le soir au coucher du Soleil (c’était le cas chez les Hébreux, les anciens Grecs, les Romains et les Italiens jusqu’au XIXe siècle, c’est encore le cas chez les israélites, les musulmans et les Chinois) ou le matin à son lever (c’était le cas chez les Chaldéens, les anciens Égyptiens, les Perses, les anciens Syriens et les Grecs modernes). On peut également, comme l’ont fait les anciens Arabes et les astronomes du passé, changer de jour à l’instant où le Soleil passe au méridien du lieu (midi solaire). Ces défi nitions fondées sur le mouvement diurne du Soleil ne donnent pas à la durée du jour une valeur constante.

La lunaisonLa lunaison (encore appelée « mois lunaire ») est le temps que met la Lune pour revenir à une même phase. Dans les calendriers lunaires, la phase prise comme origine du mois est, en général, la pleine Lune ou la nouvelle Lune. La durée qui sépare deux nouvelles Lune ou deux jours de pleine Lune consécutives varie d’une lunaison à l’autre en raison des fortes perturbations qui agissent sur l’orbite lunaire. Pour cette raison, les astronomes ont défi ni une lunaison moyenne de 29 jours 12 h 44 min 3 s sur laquelle sont construits les calendriers lunaires perpétuels. Les mois lunaires ayant un nombre entier de jours, on a des mois de 30 jours (mois pleins) ou de 29 jours (mois caves), selon que l’on arrondit la valeur de la lunaison par excès ou par défaut. Dans un calendrier lunaire, toute la diffi culté consiste à répartir ces deux types de mois de sorte que la durée moyenne des mois calendaires soit la plus proche possible de la lunaison moyenne.

L’année solaire ou année tropiqueLe temps que met la Terre pour effectuer une révolution entière autour du Soleil par rapport aux étoi-les porte le nom de « révolution sidérale ». Comme cette période n’est pas dépendante des saisons, on défi nit aussi l’année tropique moyenne comme l’intervalle de temps moyen qui sépare deux équi-noxes de printemps. Cette période est différente du temps moyen que met la Terre pour aller d’un équinoxe de printemps à l’autre. En effet, comme la vitesse orbitale de la Terre n’est pas constante, le temps moyen mis pour aller d’un équinoxe de printemps à l’autre n’est pas égal au temps moyen qui sépare deux équinoxes d’automne. Il en va de même pour les solstices d’hiver et d’été. L’année tropique moyenne est fi xée à 365,24219052 jours.

L’année tropique moyenne sert à construire les calendriers solaires perpétuels dans lesquels les dates des saisons ne dérivent pas par rapport au calendrier. Cela ne signifi e pas non plus qu’elles sont fi xes,

1 La seconde est défi nie par les physiciens. De nos jours, elle est défi nie par une propriété atomique de la matière : c’est la durée de 9 192 631 770 périodes de la radiation correspondant à la transition entre deux niveaux particuliers d’énergie de l’atome de césium 133.



car les durées des quatre saisons ne sont pas identiques. Actuellement, la Terre va plus vite durant l’hi-ver de l’hémisphère Nord et moins vite durant l’été. Ce dernier dure donc plus longtemps que l’hiver (environ 93 jours, contre 89 jours pour l’hiver). Finalement, dans un calendrier solaire perpétuel par-fait fondé sur la révolution tropique, les débuts de saisons oscillent autour de dates fi xes sans dériver dans le calendrier.

Comment construire un calendrier lunaire perpétuel ? Origine du calendrier musulman

Pour construire un calendrier lunaire perpétuel, il faut adopter des règles simples qui permettent de donner à la moyenne des mois calendaires lunaires (29 jours et 30 jours) une valeur proche de la lu-naison moyenne (29,530 588 853 1 jours). Douze lunaisons moyennes donnent une année lunaire de 354,367 066 2 jours. Les années lunaires calendaires ont donc 354 jours (année commune) ou 355 jours (année abondante). Pour fi xer l’alternance entre années communes et années abondantes, de bonnes approximations de l’année lunaire moyenne sont nécessaires.

Le calendrier perpétuel musulman (ou hégirien), seul calendrier purement lunaire en usage de nos jours, compte onze années abondantes sur un cycle de trente ans : les années dont le rang est 2, 5, 7, 10, 13, 16, 18, 21, 24, 26 et 29 sont abondantes, les autres sont communes. Les mois ont alter-nativement 30 et 29 jours, le dernier mois ayant 30 jours les années abondantes. Dans le calendrier hégirien, au bout de trente ans, la lunaison calendaire est décalée de 17 minutes et 15,5 secondes par rapport à la lunaison moyenne : il y a donc une faible dérive de ce calendrier par rapport à la lunaison moyenne.

À l’origine, le calendrier utilisé par les tribus arabes était luni-solaire et comportait un treizième mois intercalaire. Peu de temps avant sa mort, le prophète Mohammed en interdit l’usage, donnant ainsi au calendrier son caractère purement lunaire (sourate IX, versets 36 et 37). Le calendrier fut élaboré a posteriori par le deuxième calife Omar (634-644) dans les années 638-640 de notre ère. Il fi t remonter le début du cycle de trente ans au 16 juillet 622 de notre ère et défi nit ainsi l’hégire comme le point de départ du calendrier.

Liste des mois du calendrier hégirien

Numéro Nom Durée Numéro Nom Durée

1 Mouharram 30 7 Radjab 30

2 Safar 29 8 Cha’ban 29

3 Rabi’-oul-Aououal 30 9 Ramadan 30

4 Rabi’-out-Tani 29 10 Chaououal 29

5 Djoumada-l-Oula 30 11 Dou-l-Qa’da 30

6 Djoumada-t-Tania 29 12 Dou-l-Hidjja 29 ou 30

Dans la pratique, les musulmans utilisent la visibilité du premier croissant de Lune pour déterminer le début d’un nouveau mois ; c’est le cas notamment pour le début et la fi n du mois de Ramadan. Par cette pratique, le calendrier redevient un calendrier d’observation, avec ses avantages (il suffi t d’ob-server le croissant de Lune pour savoir que le mois a commencé) et ses inconvénients (le calendrier est local, avec des décalages d’un ou deux jours en fonction du lieu d’observation).

Ce principe de visibilité du premier croissant de Lune pour défi nir le début du mois est facilement pra-ticable toute l’année aux faibles latitudes et dans les régions bénéfi ciant d’un ciel dégagé. Le problème



devient plus complexe, voire impossible à résoudre, lorsque l’on atteint les hautes latitudes, notam-ment au-dessus des cercles polaires où la nouvelle Lune peut ne pas se lever (nuit polaire) ou ne pas se coucher (jour polaire), et dans les régions au climat changeant.

Origine du calendrier hébraïque

Entre 587 et 539 avant le début de notre ère, lors de leur exil à Babylone, les Hébreux adoptèrent le calendrier babylonien. Ce calendrier était alors un calendrier luni-solaire d’observation : la visibilité du premier croissant de Lune était utilisée pour déterminer le début d’un nouveau mois. Mais l’impréci-sion de cette pratique incita Hillel II, alors président du Sanhédrin1, à réformer ce calendrier en 358 de notre ère. Le calendrier d’Hillel est utilisé pour l’observance des fêtes religieuses et est le calendrier offi ciel en Israël, même si le calendrier grégorien est utilisé dans tous les domaines laïcs.

Le calendrier hébraïque est un calendrier perpétuel luni-solaire. Les mois durent 29 ou 30 jours. Afi n de synchroniser le calendrier avec les saisons, la durée des années est variable : 12 mois pour une année normale (354 ou 355 jours) et 13 mois pour une année « embolismique » (383 ou 384 jours), avec une alternance qui permet que la durée moyenne d’une année calendaire soit la plus proche pos-sible de la durée moyenne d’une année solaire. Mais le respect de certaines règles religieuses conduit à défi nir six types d’années.

Les années du calendrier hébraïque

Annéescommunes embolismiques

Mois défective régulière abondante défective régulière abondante

1 Tisseri 30 30 30 30 30 30

2 Hesvan 29 29 30 29 29 30

3 Kislev 29 30 30 29 30 30

4 Tébeth 29 29 29 29 29 29

5 Schéba 30 30 30 30 30 30

6 Adar 29 29 29 30 30 30

13 Veadar 0 0 0 29 29 29

7 Nissan 30 30 30 30 30 30

8 Iyar 29 29 29 29 29 29

9 Sivan 30 30 30 30 30 30

10 Tamouz 29 29 29 29 29 29

11 Ab 30 30 30 30 30 30

12 Elloul 29 29 29 29 29 29

Nbre de jours dans l’année

353 354 355 383 384 385

1 Tribunal et assemblée législative.



Les années embolismiques sont placées aux rangs 3, 6, 8, 11, 14, 17 et 19 d’un cycle de 19 ans. La durée moyenne de l’année calendaire est alors de 365,246822 jours (pour 365,2425 dans notre calendrier).

L’ère hébraïque débute avec la date supposée de la création du monde selon la Genèse, date qui cor-respondrait au dimanche 6 octobre 3761 avant le début de notre ère.

Types d’années et date du nouvel an pour quelques années proches

Année hébraïque

Rang dans le cycle de 19 ans

Type d’annéeDate du nouvel an

(Rosh Hashana)

5769 rang 12 du 304e cycle commune régulière 30 septembre 2008

5770 rang 13 du 304e cycle commune abondante 19 septembre 2009

5771 rang 14 du 304e cycle embolismique abondante 9 septembre 2010

5772 rang 15 du 304e cycle commune régulière 29 septembre 2011

5773 rang 16 du 304e cycle commune défective 17 septembre 2012

Comment construire un calendrier solaire perpétuel ? Origine du calendrier romain « julien »

Comme pour un calendrier lunaire, la construction d’un calendrier solaire repose sur le choix de règles simples donnant à la moyenne des années calendaires solaires (365 jours et 366 jours) une valeur pro-che de l’année tropique moyenne. Les meilleures approximations sont les suivantes : 365,242 190 52 = 365 + 1/4, ou 365 + 7/29, ou 365 + 8/33, ou 365 + 31/128, ou encore 365 + 597/2 465. La pre-mière approximation correspond à une année bissextile sur un cycle de quatre ans, sept années bis-sextiles sur un cycle de 29 ans et ainsi de suite. Historiquement, seules les approximations 1 sur 4 et 8 sur 33 ont été utilisées.

L’approximation « une année bissextile tous les quatre ans » correspond au calendrier romain julien élaboré par Jules César en l’an 708 de la fondation de Rome (AUC pour ab Urbe condita, soit 46 av. J.-C.) sur les conseils de Sosigène, un astronome grec d’Alexandrie. Celui-ci avait repris une réforme propo-sée deux siècles plus tôt par le roi d’Égypte Ptolémée III Evergète Ier, ce que l’on a su tardivement avec la découverte, en 1866, d’une stèle à Tanis.

La répartition des mois longs (plenimenses, mois pleins) et des mois courts (cavimenses, mois caves) était régulière et une incertitude existait concernant la longueur du deuxième et des cinq derniers mois.

Dans notre calendrier, les cinq derniers mois de l’année ont conservé des noms sans rapport avec leurs positions dans l’année, le début de l’année ayant été ramené au début de mois de janvier. Le mois de Quintilis, qui vit la naissance de Jules César, a été rebaptisé Julius, en son honneur, par Antoine en 44 avant notre ère. Le jour supplémentaire des années de 366 jours était intercalé entre le 24 et le 25 Februarius : on doublait le 24 Februarius (il y avait deux 24 Februarius successifs), de façon que le mois conserve arbitrairement le même nombre de jours. On n’ajoutait pas un jour en fi n de mois, car cela aurait perturbé le cycle des jours et des fêtes en raison de la manière dont les Romains décomptaient les jours dans le mois (calendes, ides et nones). Ainsi, le 24 Februarius s’appelait sextus ante calendas Martius (sixième jour avant les calendes de mars) et le jour supplémentaire, le 24 Februarius bis, était le bis sextus ante calendas Martius, ce qui a donné leur nom aux années bissextiles de 366 jours.



Le calendrier julien présumé après la réforme de Jules César

Nom du mois Nombre de jours Origine du nom

Januarus 31Janus (dieu des Portes, à deux têtes,

l’une tournée vers le passé, l’autre vers le futur)

Februarius 29-30 Februo (dieu des Morts)

Marcius 31 Mars (dieu de la Guerre)

Aprilus 30 aprilem (le second) ou aperire (ouvrir)

Maius 31 Maia (mère de Mercure) ou Maïus (dieu de la Croissance)

Junius 30 Junon (fi lle de Saturne et épouse de Jupiter)

Quintilis 31 5e mois

Sextilis 31 6e mois

September 30 7e mois

October 31 8e mois

November 30 9e mois

December 31 10e mois

À la mort de Jules César (le 15 mars 44 av. J.-C., soit aux ides de mars 710 AUC), la réforme fut mal appliquée et l’on compta une année bissextile tous les trois ans. Ainsi les années 712, 715, 718, 721, 724, 727, 730, 733, 736, 739, 742 et 745 AUC furent bissextiles : durant trente-six ans, douze années bissextiles furent comptées au lieu de neuf.

En 746 AUC, l’empereur Auguste (63-14 avant notre ère) corrigea cette erreur en supprimant les an-nées bissextiles pendant une période de douze ans. Ainsi, les années 749 AUC (5 av. J.-C.), 753 AUC (l’an 1 de notre ère) et 757 AUC (l’an 4) furent communes, et l’année 761 AUC (l’an 8) fut bissextile.

Le calendrier julien redevint donc correct à partir du 25 Februarius 757 AUC (l’an 4 de notre ère). Pour remercier Auguste d’avoir corrigé l’erreur commise dans l’application de la réforme julienne, le Sénat donna au mois Sextilis le nom Augustus. On raconte que, ce mois ayant trente jours, soit un jour de moins que celui dédié à Jules César, un jour aurait été pris au mois de Februarius pour l’attribuer à celui d’Augustus. Pour éviter d’avoir trois mois successifs de 31 jours, les nombres de jours des quatre derniers mois de l’année auraient été intervertis. Mais certains chercheurs pensent que le calendrier julien avait déjà la forme actuelle de notre calendrier, avec 31 jours pour le mois de Sextilis et 28 pour le mois de Februarius.

Le calendrier grégorien

La durée moyenne de l’année adoptée dans le calendrier julien, 365,25 jours, différait suffi samment de la valeur de l’année tropique moyenne pour que les saisons dérivent par rapport au calendrier.

En 1540, le concile de Trente souleva le problème de la date de Pâques, qui dérivait vers l’été. La pro-cédure de calcul avait été fi xée par le concile de Nicée en 325 de notre ère : Pâques tombe le premier dimanche après la première pleine Lune qui suit l’équinoxe de printemps. À l’époque du concile de Nicée, l’équinoxe de printemps tombait vers le 21 mars. En 1582, le pape Grégoire XIII prit la décision de supprimer dix jours pour rattraper d’un coup le retard croissant pris par l’ancien calendrier julien et pour retrouver la concordance entre l’équinoxe de printemps et le 21 mars calendaire.



Le nouveau calendrier grégorien ne différait du calendrier julien que par la règle des années bissextiles. Désormais, on supprimait trois années bissextiles supplémentaires sur une période de quatre siècles : les années dont le millésime est multiple de cent, sans être multiple de 400, ne sont plus bissextiles (1700, 1800 et 1900 ne furent pas bissextiles, mais 1600 et 2000 le furent ; et 2100 ne le sera pas). Cette réforme donna à l’année calendaire une durée moyenne de 365,2425 jours en ne conservant que 97 années bissextiles sur 400. On remarque que cette solution est moins bonne que celle de 8 années bissextiles sur 33, mais elle présente l’avantage de conserver l’ancienne règle de divisibilité par quatre sans trop la modifi er.

D’abord refusé dans de nombreux pays pour des raisons religieuses ou politiques (confl it entre la papauté et certains pays protestants, application limitée par les Églises orthodoxes qui ont accepté le nouveau mode de calcul mais ont refusé d’appliquer le décalage calendaire, ce qui explique, par exemple, que la fête de Noël ne tombe pas le même jour pour les catholiques et pour les orthodoxes), le calendrier grégorien a été diffusé lentement : ainsi, il n’a été adopté en Russie qu’après la révolution de 1917.

Aujourd’hui le calendrier grégorien s’est imposé sur toute la planète. Seuls vingt-quatre pays l’utilisent associé à un autre calendrier et six seulement ne l’utilisent pas du tout.

Pourquoi l’année commence-t-elle le 1er janvier ?

Le nouvel an tombe le 1er janvier : l’affi rmation semble évidente, mais cela n’a pas toujours été le cas. Pourquoi ce jour a-t-il été choisi et quels ont été les autres premiers jours de l’an ?

Dans la Rome antique, l’année commençait au mois de mars, mois très important à Rome car associé au dieu de la Guerre. Le 1er janvier est devenu le premier jour de l’année lors de la réforme calendaire de Jules César (45 av. J.-C.)

Pour autant, le 1er janvier mit des siècles à s’imposer comme premier jour de l’année pour tous. Dans certaines régions de France, par exemple, Pâques, date anniversaire de la résurrection du Christ, fi t

La commission chargée de la réforme du calendrier explique au pape Grégoire XIII le décalage d’une dizaine de jours accumulé par le calendrier julien par rapport à l’année tropique.



offi ce de nouvel an. Mais cela posa quelques problèmes car Pâques est une fête mobile dont la défi -nition fut décrétée au concile de Nicée, en 325 de notre ère (Pâques est célébré le premier dimanche qui suit la première pleine Lune après l’équinoxe de printemps). Dans d’autres régions, Noël a été choisi comme début de l’année : ce fut longtemps le cas à Lyon, dans le Poitou, en Normandie ou en Anjou…

Le 9 août 1564, par l’édit de Roussillon, le roi Charles IX imposa le 1er janvier comme début obligatoire de chaque année. La mesure prit effet au 1er janvier 1567. La réforme grégorienne du calendrier ne changea pas ce choix.

Entre 1793 et 1806, l’introduction du calendrier révolutionnaire (ou républicain) a, certes, déplacé le début de l’année au jour de l’équinoxe d’automne, mais ce nouveau système ne fut jamais exporté et la France dut l’abandonner rapidement. Depuis, le 1er janvier est resté premier jour de l’année.

La « parenthèse » du calendrier révolutionnaire (ou républicain)

Le 22 septembre 1792, la Convention proclama la République. Symbolisant une rupture avec l’ordre ancien, l’élaboration du calendrier républicain nécessita plus d’un an de débats. Le projet défi nitif fut adopté le 24 octobre 1793 : le début de la nouvelle ère fut fi xé au 22 septembre 1792, qui devint ainsi le 1er vendémiaire de l’an I.

Le calendrier républicain illustrait le principe d’égalité porté par la Révolution : le premier jour de l’an-née était celui de l’équinoxe d’automne, date à laquelle, partout sur Terre, la journée et la nuit ont la même durée.

La volonté des révolutionnaires était d’imposer le système décimal dans la mesure du temps : les jours furent divisés en 10 heures, chacune divisée en 10 parties.

Le calendrier comprenait 12 mois de 30 jours divisés chacun en trois décades de 10 jours. Les cinq derniers jours de l’année étaient réservés aux fêtes et appelés les « sans-culottides ». Un sixième jour dédié à la Révolution fut ajouté tous les quatre ans pour respecter l’année bissextile.

Toute référence au calendrier grégorien, jugé « religieux et obscurantiste », devant disparaître, les jours furent renommés par des néologismes latins : primidi, duodi, tridi, quartidi, quintidi, sextidi, septidi, octidi, nonidi et decadi. Chaque jour garda un nom unique, qui n’était plus celui d’un saint : il désignait une plante (perce-neige, muguet, asperge…) ou un animal (dindon, chevreuil, abeille…). Les mois furent regroupés par trimestres correspondant aux saisons :

– automne : vendémiaire (le mois des vendanges), brumaire (le mois des brumes), frimaire (le mois des froids) ;

– hiver : nivôse (le mois des neiges), pluviôse (le mois des pluies), ventôse (le mois des vents) ;

– printemps : germinal (le mois de la germination), fl oréal (le mois des fl eurs), prairial (le mois des prairies) ;

– été : messidor (le mois des moissons), thermidor (le mois des chaleurs), fructidor (le mois des fruits).

Le poète Fabre d’Églantine fut le principal auteur de ces nouvelles dénominations. L’importance du climat et des grands moments de l’agriculture dans les noms des mois, et des espèces vivantes dans ceux des jours, loin de renforcer le caractère universel du calendrier révolutionnaire, l’ancra dans son pays d’origine et son époque.

Ce calendrier, utilisé pendant douze ans dans tous les actes offi ciels, n’a jamais été adopté par les Français dans leur vie quotidienne, car il ne répondait à aucune exigence économique ou sociale, contrairement à la réforme des poids et mesures. En 1805, un retour à l’ancien système devint né-cessaire pour que la France ait le même calendrier que le reste de l’Europe. Le 1er janvier 1806 (11 nivôse an XIV), un décret de Napoléon marqua l’abandon du calendrier révolutionnaire et le retour au calendrier grégorien.



Le calendrier chinois

Deux calendriers chinois coexistent : un calendrier solaire et un calendrier luni-solaire. Ils sont tota-lement dépendants l’un de l’autre : le premier utilise le nom des mois du second et le second n’est conçu qu’à partir du premier !

Le calendrier solaire chinois tire son origine de la nécessité de respecter le rythme des saisons, pour les besoins de l’agriculture. L’usage précoce du cadran solaire a permis une observation empirique mais précise de l’année, des saisons, des solstices et des équinoxes. Le calendrier solaire chinois possède donc une année de 365 jours un quart.

L’année solaire chinoise est divisée en 24 périodes (jieqi) d’environ quinze jours chacune, les variations de durées étant liées à la vitesse de la Terre sur son orbite (vitesse qui n’est pas constante tout au long de l’année, voir Éclairage scientifi que, p. 83).

Les 24 jieqi sont répartis en deux groupes :

– 12 qi, périodes principales (A1, A2… dans le tableau ci-dessous) qui jouent un rôle particulier dans la détermination des mois complémentaires dans le calendrier lunaire ; leurs débuts sont déterminés par les équinoxes et les solstices ;

– 12 jie, périodes secondaires (B1, B2…), qui inaugurent les saisons ; ainsi, les Chinois font commencer « leur » printemps au début de mars et non à l’équinoxe du même mois.

On obtient donc le calendrier suivant :

Nom Date

B1 Lichun Début du printemps 4 ou 5 février

A1 Yushui Pluies 18, 19 ou 20 février

B2 Jingzhe Réveil des insectes 5 ou 6 mars

A2 Chunfen Équinoxe de printemps 20 ou 21 mars

B3 Qingming Limpide lumière 4 ou 5 avril

A3 Guyu Pluies bienfaisantes 19, 20 ou 21 avril

B4 Lixia Début de l’été 6 ou 7 mai

A4 Xiaman Épis presque pleins 20, 21 ou 22 mai

B5 Mangzhong Montée des épis 5, 6 ou 7 juin

A5 Xiazhi Solstice d’été 21 ou 22 juin

B6 Xiaoshu Petites chaleurs 6, 7 ou 8 juillet

A6 Dashu Grandes chaleurs 22, 23 ou 24 juillet

B7 Liqiu Début de l’automne 8 ou 9 août

A7 Chushu Fin des chaleurs 22, 23 ou 24 août

B8 Bailu Rosée blanche 7, 8 ou 9 septembre

A8 Qiufen Équinoxe d’automne 22 ou 23 septembre

B9 Hanlu Rosée froide 8 ou 9 octobre

A9 Shungjiang Gelée blanche 23 ou 24 octobre

B10 Lidong Début de l’hiver 7 ou 8 novembre

A10 Wiaoxue Petites neiges 22 ou 23 novembre

B11 Daxue Grandes neiges 6, 7 ou 8 décembre

A11 Dongzhi Solstice d’hiver 21, 22 ou 23 décembre

B12 Xiaohan Petits froids 5, 6 ou 7 janvier

A12 Dahan Grands froids 20 ou 21 janvier



Le calendrier luni-solaire chinois est évidemment déterminé par les phases de la Lune, la nouvelle Lune étant le premier jour de chaque mois. D’une durée de 29 ou de 30 jours, ces mois n’ont pas de nom particulier et sont simplement désignés par leur rang. Il existe plusieurs règles pour déterminer la date du nouvel an chinois, chacune donnant la plupart du temps le même résultat.

Citons-en deux :

– le nouvel an tombe le jour de la seconde nouvelle Lune après le solstice d’hiver ;

– le nouvel an tombe le jour de la nouvelle Lune appartenant à B1.

Ce nouvel an est compris entre le 21 janvier et le 21 février inclus.

Afi n de ne pas se décaler par rapport aux saisons, on ajoute un mois supplémentaire de temps en temps pour constituer une année « embolismique » de 13 mois lunaires et rattraper le retard.

Les années du calendrier luni-solaire chinois possèdent un nom, selon un cycle sexagésimal (60 noms), qui provient de la combinaison d’un cycle de dix ans et d’un cycle de douze ans (six cycles de dix font cinq cycles de douze). Le cycle de dix ans est matérialisé par dix « troncs célestes » associés deux par deux à un élément (bois, feu, terre, eau, métal). Le cycle de douze ans est matérialisé par douze « rameaux terrestres » associés chacun à un animal.

Troncs célestes Rameaux terrestres

Chinois Pinyin Elément printemps Chinois Pinyin 0

Jia

Bois

Zi Rat

Yi Chou Bœuf

Bing

Feu

Yin Tigre

Ding Mao Lièvre

Wu

Terre

Chen Dragon

Ji Si Serpent

Geng

Métal

Wu Cheval

Xin Wei Chèvre

Ren

Eau

Shen Singe

Gui You Coq

Xu Chien

Hai Porc



Les années chinoises sont alors les suivantes :

Année chinoise

Date grégorienne

Combinaison tronc rameau

Animal du rameau terrestre

Elément du tronc céleste

4707 26 janvier 2009 Ji-chou Bœuf Terre

4708 14 février 2010 Geng-Yin Tigre Métal

4709 3 février 2011 Xin-Mao Lièvre Métal

4710 23 janvier 2012 Ren-Chen Dragon Eau

4711 10 février 2013 Gui-Si Serpent Eau

Les calendriers anciens

Voici quelques calendriers jadis en usage, tombés en désuétude de nos jours.

Le calendrier égyptienPeuple agricole, les Égyptiens utilisaient un calendrier solaire dont l’année de 365 jours était divisée en douze mois de 30 jours, plus 5 jours ajoutés à la fi n du 12e mois.

Ce calendrier en vigueur pendant 4 000 ans régissait la vie civile et la vie religieuse sans tenir compte du décalage par rapport aux saisons. Il fallut attendre 238 av. J.-C. pour qu’un pharaon décide d’ajou-ter un jour tous les quatre ans au calendrier civil.

Les douze mois étaient liés aux saisons agricoles :

– Thot, Paophi, Athyr, Choéac (inondation du Nil) ;

– Tybi, Méchir, Phaménoth, Pharmouti (végétation) ;

– Pachon, Payni, Epiphi, Mesori (récoltes).

Le premier jour du mois de Thot (le début de l’année) se décalait d’un jour tous les quatre ans par rapport à l’année sidérale de 365,24 jours. Il fallait attendre 1 460 années pour qu’il retrouve sa posi-tion de départ.

Si ce calendrier était avant tout fondé sur le Soleil, les constellations servaient de repères essentiels : les levers héliaques1 de certaines étoiles jouaient un rôle important dans la détermination des dates des fêtes religieuses. Le lever héliaque de Sirius, l’étoile la plus brillante dans le ciel égyptien, correspon-dait vers 4000 avant J.-C. avec l’apparition des crues du Nil, essentielles à l’agriculture égyptienne. Les Égyptiens en fi rent donc le début de l’année.

Le calendrier gauloisLe calendrier gaulois a été reconstitué à partir d’une table de bronze découverte à Coligny dans l’Ain. Malheureusement, certains aspects de son fonctionnement demeurent obscurs à la fois parce que la table est incomplète et en raison de notre connaissance partielle de la langue gauloise.

Le calendrier gaulois était luni-solaire : lunaire car les mois étaient calés sur les phases de la Lune, et solaire car les Gaulois avaient mis en place un système de compensation permettant de ne pas décaler le calendrier par rapport aux saisons. Une année normale comptait 355 jours répartis en 12 mois de 29 ou 30 jours (soit la durée d’un cycle lunaire). Pour la compléter, les Gaulois ajoutaient tous les cinq ans deux mois intercalaires de 30 jours. Cette année, dite « embolismique », était constituée de 355 + (2 x 30) = 415 jours répartis en 14 mois. La durée moyenne de l’année gauloise, sur une période de cinq ans appelée « lustre », était donc de [(355 x 4) + 415]/5 = 367 jours.

1 Le lever héliaque d’une étoile est le jour de l’année où, après être longtemps restée invisible, car présente dans le ciel durant la journée, elle réapparaît dans les lueurs de l’aube.



Ce rattrapage n’était pas parfait, puisqu’il restait un surplus d’un peu plus d’un jour chaque an-née… C’est pourquoi les Gaulois ont complexi-fi é leur système de compensation, en ajoutant une exception à la règle : la première année de chaque période de 30 ans (appelée « siècle ») ne devait pas se voir ajouter deux mais un seul mois intercalaire.

On ne sait pas avec certitude si les mois gaulois commençaient le jour du premier quartier ou celui de la nouvelle Lune. Ils étaient partagés en deux périodes : une première de 15 jours et une seconde de 14 ou 15 jours. Entre ces deux pério-des intervenait l'atenoux (de at, « re », et noux, « nouveau »), qui ne correspondait pas à un jour mais marquait le milieu du mois.

Les mois de 29 jours étaient anmat (néfastes), alors que les mois de 30 jours étaient mat (fastes), à l’exception d'Equos qui, bien que comportant 30 jours, était anmat.

Le premier jour du mois de Samon correspondrait approximativement au 1er novembre selon certai-nes sources… au 1er mai selon d’autres…

Le calendrier mayaLe territoire des Mayas correspondait à la partie centrale du Mexique, plus précisément à la presqu’île du Yucatan. L’apogée des Mayas se situe entre 250 et 700 de notre ère.

Les mayas utilisaient deux calendriers : le calendrier sacré et le calendrier civil.

Date sacrée Tzolkin Date civile Haab

7 Akbal 6 Chen

Le calendrier sacré (Tzolkin) était à usage religieux. Il était divisé en 20 périodes de 13 jours. L’année sacrée comportait donc 260 jours. La numération maya est une numération vigésimale (en base 20), ce qui explique le choix de 20 jours.

Le jour était désigné par l’association d’un nombre compris entre 1 et 13 et d’un signe pris dans une liste de 20. Chaque jour était, en outre, dédié à une divinité, un animal ou un objet.

L’association d’un nombre et d’un signe s’effectue de la manière suivante. Le 1-Imix est suivi du 2-Ik puis du 3-Akbal, etc. Après 13, le décompte reprend à 1 tout en continuant dans la liste des signes. De cette manière le 13-Ben est suivi du 1-Ix. Lorsque la liste des signes est épuisée, on la reprend au début. Pour bien comprendre le système il faut imaginer deux roues, l’une portant les nombres, l’autre les signes. Quand on fait tourner les roues dans le sens indiqué, les nombres et signes en correspon-dance se succèdent sans fi n. Ainsi, tous les jours de l’année ayant des noms différents, la désignation des mois était inutile.

Le calendrier se présentait comme ci-après (en haut de la page 100), le signe du jour étant indiqué dans le titre de la ligne correspondante.

Le calendrier civil (Haab) était à usage agricole. Le respect des saisons était donc une priorité et le

Mois Durée Qualifi catif

nom inconnu ; 1er mois intercalaire

30 jours mat

Samon 30 jours mat

Duman 29 jours anmat

Riuros 30 jours mat

Anagantio 29 jours anmat

Ogron 30 jours mat

Cutios 30 jours mat

Ciallos ; 2e mois intercalaire

30 jours mat

Giamoni 29 jours anmat

Simivis 30 jours mat

Equos 30 jours anmat

Elembiu 29 jours anmat

Aedrini 30 jours mat

Cantlos 29 jours anmat



calendrier était solaire. Les Mayas divisaient l’année civile en 18 « mois » de 20 jours (18 x 20 = 360), auxquels s’ajoutait une période de 5 jours « néfastes » en fi n d’année, appelée Uayeb (« qui n’a pas de nom »). L’année civile comportait donc 365 jours.

Les jours étaient désignés par leur rang (entre 0 et 19) dans le mois. Les mois eux-mêmes étaient désignés par un signe pris dans une liste de 18. Chaque mois, dédié à une divinité, portait le nom d’une manifestation religieuse ou agricole. Le signe représentait le dieu ou l’animal sacré lié à cette manifestation.

Une date maya complète comportait à la fois les indications du calendrier sacré et celles du calendrier

civil. Par exemple, 7-Akbal (calendrier sacré) 6-Chen (calendrier civil) est une date complète.

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13

Imix 1 8 2 9 3 10 4 11 5 12 6 13 7Ik 2 9 3 10 4 11 5 12 6 13 7 1 8Akbal 3 10 4 11 5 12 6 13 7 1 8 2 9Kan 4 11 5 12 6 13 7 1 8 2 9 3 10Chicchan 5 12 6 13 7 1 8 2 9 3 10 4 11Cimi 6 13 7 1 8 2 9 3 10 4 11 5 12Manik 7 1 8 2 9 3 10 4 11 5 12 6 13Lamat 8 2 9 3 10 4 11 5 12 6 13 7 1Muluc 9 3 10 4 11 5 12 6 13 7 1 8 2Oc 10 4 11 5 12 6 13 7 1 8 2 9 3Chuen 11 5 12 6 13 7 1 8 2 9 3 10 4Eb 12 6 13 7 1 8 2 9 3 10 4 11 5Ben 13 7 1 8 2 9 3 10 4 11 5 12 6Ix 1 8 2 9 3 10 4 11 5 12 6 13 7Men 2 9 3 10 4 11 5 12 6 13 7 1 8Cib 3 10 4 11 5 12 6 13 7 1 8 2 9Caban 4 11 5 12 6 13 7 1 8 2 9 3 10Eznab 5 12 6 13 7 1 8 2 9 3 10 4 11Cauac 6 13 7 1 8 2 9 3 10 4 11 5 12Ahau 7 1 8 2 9 3 10 4 11 5 12 6 13


Éclairage pédagogique 101

Éclairage pédagogiqueLes 10 principes de La main à la pâte

S’il n’existe pas de méthode universelle d’apprentissage des sciences, il est remarquable de constater que toutes les opérations récentes de rénovation de l’enseignement des sciences dans le monde s’ins-crivent dans une démarche commune. Cette démarche considère la science non comme un ensemble d’énoncés à apprendre « par cœur », mais comme une activité au cours de laquelle l’élève doit se trouver en situation d’investigation et dans laquelle la communication (orale et écrite) est essentielle. L’enseignant y joue un rôle important, en aidant les enfants à construire leur propre savoir.

La main à la pâte a formulé dix principes constitutifs de cette démarche. On trouvera, dans la do-cumentation pédagogique de son site Internet1, de nombreux textes, témoignages et analyses qui illustrent et éclairent ces dix principes.

Les dic principes de La main à la pâte

1. Les enfants observent un objet ou un phénomène du monde réel, proche et sensible et expérimentent sur lui.

2. Au cours de leurs investigations, les enfants argumentent et raisonnent, mettent en commun et discutent leurs idées et leurs résultats, construisent leurs connaissances, une activité purement manuelle ne suffi sant pas.

3. Les activités proposées aux élèves par le maître sont organisées en séquences en vue d’une progression des apprentissages. Elles relèvent des programmes et laissent une large place à l’autonomie des élèves.

4. Un volume minimum de deux heures par semaine est consacré à un même thème pendant plusieurs semaines. Une continuité des activités et des méthodes pédagogiques est assurée sur l’ensemble de la scolarité.

5. Les enfants tiennent chacun un cahier d’expériences avec leurs mots à eux.

6. L’objectif majeur est une appropriation progressive, par les élèves, de concepts scientifi ques et de techniques opératoires, accompagnée d’une consolidation de l’expression écrite et orale.

7. Les familles et/ou le quartier sont sollicités pour le travail réalisé en classe.

8. Localement, des partenaires scientifi ques (universités, grandes écoles) accompagnent le travail de la classe en mettant leurs compétences à disposition.

9. Localement, les IUFM mettent leur expérience pédagogique et didactique au service de l’enseignant.

10. L’enseignant peut obtenir auprès du site Internet www.lamap.fr des modules à mettre en œuvre, des idées d’activités, des réponses à ses questions. Il peut aussi participer à un travail coopératif en dialoguant avec ses collègues, des formateurs, des scientifi ques.

1 http://www.lamap.fr


102 Éclairage pédagogique

Liens avec les programmes

Les programmes de 2008 présentent les classes de cycle 3 (CE2, CM1 et CM2), auxquelles s’adresse ce projet, comme constituant une phase d’« acquisition ou de consolidation des bases du socle commun de connaissances et de compétences dans chacun des sept domaines tracés par la loi d’orientation et de programme pour l’avenir de l’école du 23 avril 2005 (décret du 11 juillet 2006). Ce socle défi nit les contenus des connaissances, des capacités et des attitudes auxquelles l’école doit donner à tous les moyens d’accéder au cours de la scolarité obligatoire : maîtrise de la langue française, pratique d’une langue étrangère, éléments d’une culture scientifi que et technologique, maîtrise des techniques usuel-les de l’information et de la communication, culture humaniste, compétences sociales et civiques, initiative et autonomie ».

Le projet « Calendrier, miroirs du ciel et des cultures » est en adéquation avec ces objectifs puisque les activités proposées sont autant d’occasions de mettre en œuvre des connaissances et compétences de la quasi-totalité des sept domaines précités. Un relevé des contenus des différents champs disci-plinaires constitutifs de ces domaines permettra au maître de décider, selon le niveau de ses élèves, à quel moment du cycle (CE2, CM1, CM2) le projet peut leur être proposé, en totalité ou par parties (prolongements, options). Selon le cas, il s’agira de mettre en œuvre des outils nouveaux, donc en construction (connaissances ou savoir-faire), présentés par le maître, nécessaires pour avancer dans la connaissance, ou de recourir à une connaissance ou un savoir-faire déjà rencontré, peut-être acquis, qui trouvera là une nouvelle justifi cation de son intérêt.

Connaissances et compétences attendues au cycle 3

FrançaisÊtre capable de :– écouter autrui ;– prendre la parole en respectant le registre de langue adapté ;– lire avec aisance (à haute voix, silencieusement) et comprendre un texte ;– rédiger un texte (récit, description, poème, compte rendu ) en utilisant ses connaissances en vocabulaire et en grammaire ;– orthographier correctement un texte simple de dix lignes lors de sa rédaction ou de sa dictée, en se référant aux règles connues d’orthographe et de grammaire ainsi qu’à la connaissance du vocabulaire.

MathématiquesGéométrie :– l’utilisation d’instruments et de techniques ;– reproduction ou construction de confi gurations géométriques diverses.Grandeurs et mesures :– grandeurs et mesures ;– les longueurs ;– le repérage du temps.Être capable de :– résoudre des problèmes relevant des quatre opérations, de la proportionnalité, et faisant intervenir différents objets mathématiques : nombres, mesures, « règle de trois », fi gures géométriques, schémas ;– savoir organiser des informations numériques ou géométriques, justifi er et apprécier la vraisemblance d’un résultat ;– lire, interpréter et construire quelques représentations : diagrammes, tableaux, graphiques.


Éclairage pédagogique 103

Culture scientifi que et technologiqueLe ciel et la Terre :– le mouvement de la Terre (et des planètes) autour du Soleil, la rotation de la Terre sur elle-même ; la durée du jour et son changement au cours des saisons ;– le mouvement de la Lune autour de la Terre ;– lumières et ombres.Être capable de :– pratiquer une démarche d’investigation : savoir observer, questionner ;– manipuler et expérimenter, formuler une hypothèse et la tester, argumenter ;– exprimer et exploiter les résultats d’une mesure ou d’une recherche en utilisant un vocabulaire scientifi que à l’écrit et à l’oral ;– maîtriser des connaissances dans divers domaines scientifi ques ;– mobiliser leurs connaissances dans des contextes scientifi ques différents et dans des activités de la vie courante.

Culture humanisteHistoire :– l’Antiquité ;– le Moyen Âge ;– la découverte d’une autre civilisation, l’islam ;– la Révolution française et le XIXe siècle.Géographie :– étude du globe et de planisphères.Être capable de :– identifi er et connaître par la fréquentation régulière du globe, de cartes et de paysages quelques caractères principaux des grands ensembles physiques et humains de l’échelle locale à celle du monde pour décrire et comprendre la diversité de la vie des hommes sur la Terre ;– lire et utiliser différents langages : cartes, croquis, graphiques, chronologie, documents iconographiques.

Techniques usuelles de l’information et de la communicationÊtre capable de :– s’approprier un environnement informatique de travail ;– créer, produire, traiter, exploiter des données ;– s’informer, se documenter ;– communiquer, échanger.

Instruction civique et moraleÊtre capable de :– se respecter, respecter les autres et les règles de la vie collective ;– comprendre les notions de droits et de devoirs, les accepter et les mettre en application ;– appliquer les principes de l’égalité des fi lles et des garçons, de la dignité de la personne.


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