Pesanteur

Although he did not understand gravity as a force, the ancient Greek philosopher Archimedes discovered the center of gravity of a triangle. He postulated that if two equal weights did not have the same center of gravity, the center of gravity of the two weights together would be in the middle of the line that joins their centers of gravity. Two centuries later, the Roman engineer and architect Vitruvius contended in his De architectura that gravity is not dependent on a substance's weight but rather on its "nature". In the 6th century CE, the Byzantine Alexandrian scholar John Philoponus proposed the theory of impetus, which modifies Aristotle's theory that "continuation of motion depends on continued action of a force" by incorporating a causative force that diminishes over time.

In 628 CE, the Indian mathematician and astronomer Brahmagupta proposed the idea that gravity is an attractive force that draws objects to the Earth and used the term gurutvākarṣaṇ to describe it.

Au Proche-Orient ancien , la gravité était un sujet de vifs débats. L' intellectuel perse Al-Biruni pensait que la force de gravité n'était pas propre à la Terre et supposait, à juste titre, que d'autres corps célestes exerçaient également une attraction gravitationnelle. À l'inverse, Al-Khazini partageait l'avis d'Aristote selon lequel toute matière de l' Univers est attirée vers le centre de la Terre.

Au milieu du XVIe siècle, le physicien italien Giambattista Benedetti publia des articles affirmant que, du fait de la densité , des objets faits du même matériau mais de masses différentes tomberaient à la même vitesse. En 1586 , lors de l'expérience de la tour de Delft , le physicien flamand Simon Stevin observa que deux boulets de canon de tailles et de poids différents tombaient à la même vitesse lorsqu'ils étaient lâchés du haut d'une tour.

À la fin du XVIe siècle, les mesures précises effectuées par Galilée sur des billes dévalant des plans inclinés lui permirent d'établir avec certitude que l'accélération gravitationnelle est la même pour tous les objets. Galilée postula que la résistance de l'air est la raison pour laquelle les objets de faible densité et de grande surface tombent plus lentement dans l'atmosphère. Dans son ouvrage de 1638, Deux nouvelles sciences , Galilée démontra que la distance parcourue par un objet en chute libre est proportionnelle au carré du temps écoulé. Sa méthode était une forme d'intégration numérique graphique, car les concepts d'algèbre et de calcul infinitésimal étaient alors inconnus. Ce résultat fut confirmé plus tard par les scientifiques italiens Grimaldi et Riccioli entre 1640 et 1650. Ils calculèrent également l'intensité de la gravité terrestre en mesurant les oscillations d'un pendule.

Galilée rompit également avec les idées erronées de la philosophie aristotélicienne en considérant l'inertie comme une persistance du mouvement, et non comme une tendance à l'arrêt. En observant que les lois de la physique semblent identiques sur un navire en mouvement et sur la terre ferme, Galilée développa les concepts de référentiel et de principe de relativité . Ces concepts devinrent centraux dans la mécanique newtonienne, avant d'être transformés dans la théorie de la gravitation d'Einstein, la théorie de la relativité générale.

Au cours du dernier quart du XVIe siècle, Tycho Brahe créa des instruments précis pour l'astrométrie , permettant des observations rigoureuses des planètes. Son assistant et successeur, Johannes Kepler , analysa ces données et formula trois lois empiriques du mouvement planétaire. Ces lois furent essentielles à l'élaboration de la théorie de la gravitation un siècle plus tard. Dans son ouvrage Astronomia nova, publié en 1609 , Kepler décrivit la gravité comme une attraction mutuelle, affirmant que si la Terre et la Lune n'étaient pas maintenues séparées par une force quelconque, elles se rapprocheraient. Il reconnut que les forces mécaniques sont à l'origine du mouvement, créant ainsi une sorte de machine céleste. Par ailleurs, Kepler considérait la force exercée par le Soleil sur les planètes comme magnétique et agissant tangentiellement à leurs orbites, et il supposa, avec Aristote, que l'inertie impliquait que les objets tendent à s'immobiliser.

En 1666, Giovanni Alfonso Borelli s'affranchit des principaux problèmes qui avaient limité Kepler. À son époque, le concept d'inertie avait acquis son sens moderne de tendance des objets à conserver un mouvement rectiligne uniforme, et il considérait le Soleil comme un simple astre. Borelli développa l'idée d'équilibre mécanique, un compromis entre l'inertie et la gravité. Newton reconnut l'influence de Borelli sur sa théorie.

En 1657, Robert Hooke publia son ouvrage Micrographia , dans lequel il émettait l'hypothèse que la Lune devait posséder sa propre gravité. Dans une communication à la Royal Society en 1666 et lors de sa conférence Gresham de 1674, intitulée « Tentative de prouver le mouvement annuel de la Terre » , Hooke franchit une étape importante en combinant des hypothèses connexes et en formulant des prédictions à partir de ces hypothèses. Il écrivit :

Je vais exposer une conception du monde très différente de toutes celles reçues jusqu'à présent. Elle repose sur les postulats suivants : 1. Tous les corps célestes exercent non seulement une gravitation de leurs parties vers leur centre propre, mais ils s'attirent également mutuellement à l'intérieur de leurs sphères d'action. 2. Tout corps animé d'un mouvement simple continuera de se déplacer en ligne droite, à moins d'être continuellement dévié par une force extérieure, ce qui l'amènera à décrire un cercle, une ellipse ou toute autre courbe. 3. Cette attraction est d'autant plus forte que les corps sont proches. Quant à la proportion dans laquelle ces forces diminuent avec la distance, j'avoue ne pas l'avoir découverte…

Hooke fut un important communicateur qui contribua à reformuler l'entreprise scientifique. Il fut l'un des premiers scientifiques professionnels et travailla pendant 40 ans comme conservateur des expériences de la toute nouvelle Royal Society . Cependant, ses précieuses intuitions restèrent des hypothèses, dont certaines s'avérèrent erronées. Il ne parvint pas à élaborer une théorie mathématique de la gravitation ni à en déduire les conséquences. Pour cela, il se tourna vers Newton, à qui il écrivit en 1679, esquissant un modèle du mouvement planétaire dans le vide, dû à une attraction à distance. Cette lettre orienta probablement la réflexion de Newton dans une nouvelle direction, le menant à ses travaux révolutionnaires sur la gravitation. Lorsque Newton publia ses résultats en 1686, Hooke affirma que la loi de l'inverse du carré était son « idée » .

Avant 1684, des scientifiques tels que Christopher Wren , Robert Hooke et Edmund Halley avaient établi que la troisième loi de Kepler , relative aux périodes orbitales planétaires, démontrerait la loi de l'inverse du carré si les orbites étaient circulaires. Or, on savait que les orbites étaient elliptiques. Sur la suggestion de Halley, Newton s'attaqua au problème et parvint à démontrer que les ellipses confirmaient également la relation en inverse du carré, conformément aux observations de Kepler. En 1684, Isaac Newton envoya à Edmond Halley un manuscrit intitulé De motu corporum in gyrum (« Sur le mouvement des corps en orbite ») , qui fournissait une justification physique aux lois de Kepler sur le mouvement planétaire. Impressionné par ce manuscrit, Halley encouragea Newton à le développer, et quelques années plus tard, Newton publia un ouvrage fondamental intitulé Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ( Principes mathématiques de la philosophie naturelle ).

L'aspect révolutionnaire de la théorie de la gravitation de Newton résidait dans l'unification des observations terrestres de l'accélération avec la mécanique céleste. Dans son ouvrage, Newton décrivait la gravitation comme une force universelle et affirmait qu'elle agissait sur les objets « en fonction de la quantité de matière solide qu'ils contiennent et se propageait de tous côtés sur des distances immenses, toujours à l'inverse du carré de la distance ». Cette formulation comportait deux parties importantes. La première consistait à assimiler la masse inertielle à la masse gravitationnelle . La deuxième loi de Newton définit la force en fonction de la masse inertielle ; sa loi de la force gravitationnelle utilise la même masse. Newton a réalisé des expériences avec des pendules pour vérifier ce concept du mieux qu'il pouvait.

Le second aspect de la formulation de Newton était l'inverse du carré de la distance. Cet aspect n'était pas nouveau : l'astronome Ismaël Bullialdus l'avait proposé vers 1640. En quête de preuves, Newton effectua une analyse quantitative vers 1665, en considérant la période et la distance de l'orbite lunaire ainsi que le temps d'impact des objets sur Terre. Newton ne publia pas ces résultats à l'époque car il ne pouvait pas prouver que la gravité terrestre agissait comme si toute sa masse était concentrée en son centre . Cette preuve lui prit vingt ans.

Les Principia de Newton furent bien accueillis par la communauté scientifique, et sa loi de la gravitation se répandit rapidement à travers l'Europe. Plus d'un siècle plus tard, en 1821, sa théorie de la gravitation acquit une notoriété encore plus grande lorsqu'elle fut utilisée pour prédire l'existence de Neptune . Cette année-là, l'astronome français Alexis Bouvard utilisa cette théorie pour créer un tableau modélisant l'orbite d' Uranus , qui s'avéra différer significativement de la trajectoire réelle de la planète. Afin d'expliquer cet écart, de nombreux astronomes émirent l'hypothèse de la présence d'un objet massif au-delà de l'orbite d'Uranus, perturbant celle-ci . En 1846, les astronomes John Couch Adams et Urbain Le Verrier utilisèrent indépendamment la loi de Newton pour prédire la position de Neptune dans le ciel nocturne, et la planète y fut découverte le lendemain.

constante gravitationnellemesurée par Henry Cavendish en 1797.

La théorie de la gravitation de Newton s'opposait à une idée fondamentale de la science, hier comme aujourd'hui : les forces ne doivent pas reposer sur une action instantanée à distance . Newton était parfaitement conscient de ce problème et sa décision de poursuivre malgré tout a marqué un tournant dans la pensée scientifique, s'éloignant des modèles philosophiquement solides mais empiriquement erronés. Des scientifiques comme Gottfried Wilhelm Leibniz ont critiqué cet aspect de la théorie de la gravitation. Le problème n'a été résolu qu'avec les travaux d'Einstein sur la relativité au XXe siècle.

La théorie d'Einstein a introduit deux autres idées ayant des histoires indépendantes dans les théories physiques de la gravité : le principe de relativité et la géométrie non euclidienne .

Le principe de relativité, introduit par Galilée et utilisé comme principe fondamental par Newton, a conduit à une longue et infructueuse recherche d'un éther luminifère après que les équations de Maxwell eurent démontré que la lumière se propageait à une vitesse fixe, indépendante du référentiel. En mécanique newtonienne, les vitesses s'additionnent : un boulet de canon tiré d'un navire en mouvement suivrait une trajectoire incluant le mouvement du navire. Puisque la vitesse de la lumière était fixe, on supposait qu'elle se propageait dans un milieu fixe et absolu. De nombreuses expériences ont tenté de révéler l'existence de ce milieu, mais sans succès, et en 1905, la théorie de la relativité restreinte d'Einstein a démontré que l'éther n'était pas nécessaire. La relativité restreinte proposait de reformuler la mécanique en utilisant la transformation de Lorentz, déjà applicable à la lumière, plutôt que la transformation galiléenne adoptée par Newton. La relativité restreinte, comme dans le cas particulier de la relativité, ne traitait pas de la gravité.

Alors que la relativité était associée à la mécanique et donc à la gravité, l'idée de modifier la géométrie n'a rejoint l'histoire de la gravité qu'une fois que la mécanique a requis les transformations de Lorentz. La géométrie était une science ancienne qui s'est progressivement affranchie des limitations euclidiennes lorsque Carl Gauss a découvert au XIXe siècle que les surfaces, quel que soit leur nombre de dimensions, pouvaient être caractérisées par une métrique , une mesure de distance le long du chemin le plus court entre deux points qui se réduit à la distance euclidienne pour des séparations infinitésimales. L'élève de Gauss, Bernhard Riemann, a développé cette métrique en une géométrie complète dès 1854. Ces géométries sont localement plates mais présentent une courbure globale .

En 1907, Einstein franchit une première étape en utilisant la relativité restreinte pour créer une nouvelle forme du principe d'équivalence . L'équivalence entre la masse inertielle et la masse gravitationnelle était une loi empirique connue. Le champ gravitationnel local . Toute description de la gravitation dans un autre système de coordonnées doit se transformer pour ne donner aucun champ dans le cas de la chute libre, une contrainte d'invariance puissante sur toutes les théories de la gravitation.

La description de la gravité par Einstein a été acceptée par la majorité des physiciens pour deux raisons. Premièrement, dès 1910, sa théorie de la relativité restreinte était acceptée par la physique allemande et se répandait dans d'autres pays. Deuxièmement, sa théorie expliquait mieux que la théorie de Newton des résultats expérimentaux tels que le périhélie de Mercure et la déviation de la lumière par le Soleil.

En 1919, l'astrophysicien britannique Arthur Eddington confirma la déviation de la lumière prédite lors de l'éclipse solaire de cette année-là . Eddington mesura des déviations de la lumière stellaire deux fois supérieures à celles prédites par la théorie corpusculaire newtonienne, conformément aux prédictions de la relativité générale. Bien que l'analyse d'Eddington ait été contestée par la suite, cette expérience rendit Einstein célèbre presque instantanément et contribua à l'acceptation de la relativité générale au sein de la communauté scientifique.

En 1959, les physiciens américains Robert Pound et Glen Rebka ont mené une expérience utilisant des rayons gamma pour confirmer la prédiction de la dilatation du temps gravitationnelle . En envoyant ces rayons le long d'une tour de 22,5 mètres et en mesurant leur fréquence à leur base, les scientifiques ont confirmé que la lumière subit un décalage Doppler lorsqu'elle se rapproche d'une source de gravité. Ce décalage observé corrobore également l'idée que le temps s'écoule plus lentement en présence d'un champ gravitationnel (un plus grand nombre de crêtes d'ondes se succèdent dans un intervalle de temps donné). Si la lumière s'éloigne d'une source de gravité intense, elle sera observée avec un décalage vers le rouge . Le retard temporel de la lumière passant à proximité d'un objet massif a été identifié pour la première fois par Irwin I. Shapiro en 1964 dans les signaux émis par les sondes spatiales interplanétaires

En 1971, des scientifiques ont réalisé la toute première découverte d'un trou noir dans la constellation du Cygne . Ce trou noir a été détecté grâce aux sursauts de rayons X qu'il émettait en absorbant une étoile plus petite ; il a été baptisé Cygnus X-1 . Cette découverte a confirmé une autre prédiction de la relativité générale, car les équations d'Einstein impliquaient que la lumière ne pouvait s'échapper d'un objet suffisamment massif et compact.

L’effet d’entraînement des référentiels , selon lequel un objet massif en rotation déforme l’espace-temps autour de lui, a été confirmé par les résultats de la sonde Gravity Probe B en 2011. En 2015, l’ observatoire LIGO a détecté de faibles ondes gravitationnelles , dont l’existence avait été prédite par la relativité générale. Les scientifiques pensent que ces ondes proviennent de la fusion de deux trous noirs survenue à 1,5 milliard d’années-lumière de la Terre.

L'intensité du champ gravitationnel est numériquement égale à l'accélération des objets qui y sont soumis. Le taux d'accélération des objets en chute libre près de la surface terrestre varie très légèrement en fonction de la latitude, du relief (montagnes, crêtes, etc.) et éventuellement de la densité du sous-sol (particulièrement élevée ou faible). Pour les besoins des poids et mesures, une valeur de gravité standard est définie par le Bureau international des poids et mesures , conformément au Système international d'unités (SI).

La force de gravité subie par les objets à la surface de la Terre est la somme vectorielle de deux forces : (a) l’attraction gravitationnelle, conformément à la loi universelle de la gravitation de Newton, et (b) la force centrifuge, qui résulte du choix d’un référentiel terrestre en rotation. La force de gravité est minimale à l’équateur en raison de la force centrifuge due à la rotation de la Terre et parce que les points situés sur l’équateur sont les plus éloignés du centre de la Terre. La force de gravité varie avec la latitude, et l’accélération résultante augmente d’environ 9,780 m/s² ^à l’équateur à environ 9,832 m/s² ^aux pôles.