(Astronomie nouvelle, en latin) est un ouvrage d'astronomie écrit par Johannes Kepler (1571-1630) entre et , et dont l' est parue en 1609 à Heidelberg. Il contient les résultats de ses années de travail sur les mouvements de la planète Mars. Son titre complet en est Astronomia nova aitiologetos, seu physica coelestis, tradita commentariis de motibus stellae Martis, ex observationibus G. V. Tychonis Brahe.
Kepler, poursuivi pour ses convictions religieuses et ses idées coperniciennes, quitte Graz en 1600. Il se réfugie à Prague, invité par l’astronome danois Tycho Brahe pour y devenir son assistant. Les relations entre les deux personnages sont particulièrement houleuses ; Tycho Brahe ne croyant pas à l’héliocentrisme de Copernic mais soutenant une autre théorie dans laquelle la Terre est au centre mais les autres planètes tournent autour du Soleil.
Brahe lui demanda de calculer l’orbite précise de Mars, pour laquelle il avait remarqué une excentricité dans sa trajectoire, considérée comme une anomalie à une époque où l’on pensait encore que les planètes décrivaient des cercles, figure parfaite. Cette tâche était auparavant assignée à son assistant Longomontanus qui passe alors à l’étude des mouvements de la Lune. Pensant accomplir sa tâche en quelques semaines, il ne lui fallut pas moins de six ans pour achever son travail. C’est durant ce travail qu’il découvrit les deux premières de ses trois lois fondamentales : « Les planètes décrivent des trajectoires elliptiques dont le Soleil est un foyer. » « Le mouvement de chaque planète est tel que le segment de droite reliant le soleil et la planète balaie des aires égales pendant des durées égales. »
Ces lois furent publiées dans Astronomia Nova en 1609. Dans ce même ouvrage, il est également le premier à émettre l’hypothèse d’une rotation du Soleil sur son axe.
Structure et résumé du document Pendant plus de 650 pages (dans la traduction anglaise), Kepler accompagne ses lecteurs, étape par étape, dans son processus de découverte. L'ouvrage est divisé en 5 parties et contient un total de 70 chapitres.
L'écrivain A.Koestler écrit à propos de Kepler: Il est passionnant d'observer comment Kepler aboutit à sa cosmologie je voudrais essayer de retracer les méandres de son raisonnement. Heureusement, il ne brouilla pas les pistes, comme Copernic, Galilée ou Newton, qui nous présentent les résultats de leurs travaux sans nous laisser deviner leurs démarches. Kepler était incapable d'exposer ses idées méthodiquement en style de manuel: il les décrivait comme elles étaient venues, avec toutes les erreurs, les détours, les pièges dans lesquels il était tombé. L'Astronomie nouvelle est rédigée dans un style baroque, touffu, très personnel, souvent exaspérant. Mais c'est une révélation extraordinaire sur le travail d'un esprit créateur. « Ce qui m'importe, écrit Kepler, ce n'est pas seulement de savoir au lecteur ce que j'ai à dire, c'est surtout de lui narrer les raisons, subterfuges et heureux hasards qui m'ont conduit à mes découvertes ».
Partie 1 Dans la première partie, Kepler examine la relation entre les différentes hypothèses astronomiques en usage à l'époque.
vignette|Modèle hybride de Tycho Brahe, c'est à dire mi-géocentrique et mi-héliocentrique.* La Terre est au centre, la lune et le soleil orbitent autour de la Terre.* Les planètes, autres que la Terre, orbitent autour du soleil.|redresse=1.5
Dans les chapitres 1 à 3, il montre que les modèles héliocentrique, géocentrique et hybride de Tycho Brahe sont tous mathématiquement équivalents dans le sens où ils prédisent les mêmes positions angulaires de l'objet céleste, et que la variation de distance pour n'importe quelle planète est également la même dans les trois modèles. En effet, l'épicycle dans le modèle géocentrique joue le même rôle que l'orbite de la Terre dans le modèle héliocentrique et l'orbite du soleil dans le modèle de TychoPour Vénus et Mercure, c'est le déférent qui joue le rôle de l'orbite terrestre. Kepler concentre cependant une grande partie de sa discussion sur les planètes extérieures (Mars, Jupiter et Saturne).. Mais le mouvement des planètes s'avère non uniforme, même si l'on ignore les effets de l'épicycle ou du mouvement de la Terre. Ptolémée et Copernicus avaient deux explications différentes à cela. Ptolémée a utilisé un cercle équant et excentrique, tandis que Copernic s'est rendu compte qu'il pouvait combiner deux épicycles pour expliquer le même effet. Kepler a cependant montré que l'explication de Copernic est simplement équivalente à un point équant avec une orbite non circulaire. La différence dans les prédictions entre les deux explications était mineure et est équivalente à des fins pratiques.
Dans les chapitres 4 à 6, Kepler considère une explication plus physiquement plausible pour le mouvement non uniforme. Il considère que la vitesse de la planète varie inversement avec sa distance au soleil. Cette explication s'avère, par calcul, être cohérente avec les prédictions des épicycles équants ou de Copernic. Mais cela oblige Kepler à supposer que la ligne des apsides de toutes les planètes se coupe au niveau du soleil, alors que Ptolémée et Copernic avaient supposé que ce point était le centre de l'orbite terre/soleil, qui était appelé le soleil moyen. La différence entre les prédictions est mineure mais est amplifiée si l'effet de l'orbite terrestre est pris en compte, auquel cas la différence pourrait atteindre jusqu'à , ce qui était certainement mesurable.
Partie 2 Dans cette deuxième partie, Kepler présente l'Hypothèse vicariante, sa première hypothèse pour expliquer le mouvement de Mars, c'est à dire: l'orbite circulaire, le point équant du modèle planétaire de Ptolémée, ainsi que l'héliocentrisme du modèle copernicien.
Dans les chapitres 7 à 10, Kepler raconte comment il a été initié au problème de l'orbite de Mars. Tycho et son assistant travaillaient sur une théorie de Mars, mais ils n'avaient pas réussi à rendre compte avec précision de la position observée de Mars. Les données d'observation de Tycho comprenaient 12 oppositions de Mars, pour lesquelles il avait déterminé sa position en longitude et latitude écliptiques. Ils avaient réussi à adapter une théorie aux longitudes écliptiques observées avec une précision de 2 minutes d'arc, mais elle ne parvenait pas à rendre compte complètement des latitudes écliptiques. Kepler a ensuite été chargé de déterminer une théorie plus précise pour correspondre à ces données d'observation.
Sa première étape fut d’établir une définition précise de l’opposition. Puisque les planètes n'orbitent pas dans le même plan, en général elles n'atteignent jamais précisément en séparation angulaire. Ptolémée avait supposé que la planète atteignait l'opposition lorsque sa longitude écliptique était de par rapport à la position du soleil. Cette définition ignore la latitude de l'écliptique, donc lors de la construction du tableau des oppositions, l'assistant de Tycho a suggéré une correction pour en tenir compte, en mesurant plutôt le moment où l'angle entre le soleil et l'un des nœuds le long de l'écliptique était égal à l'angle entre la planète et le nœud opposé mesuré le long du trajet de la planète. Mais Kepler a montré que cette correction était erronée pour deux raisons. Premièrement, la trajectoire de la planète vue de la Terre n’est pas la même que celle vue du soleil, et deuxièmement, la longitude écliptique de Mars vue du soleil ne sera pas la même que la longitude écliptique de la Terre. L'intérêt de l'utilisation des oppositions est d'éliminer l'effet de l'orbite terrestre, de sorte que lorsque nous observons Mars depuis la Terre, sa position soit la même que si nous l'observions depuis le Soleil.
Ainsi, Kepler montre que cette erreur peut atteindre 9 minutes d’arc. Elle va à l’encontre du but de la correction.
La correction réelle que Kepler montre est inférieure à 1 minute d'arc, ce qui est plus petit que l'erreur dans les observations de Tycho et, pour des raisons pratiques, peut être ignorée. Ainsi, l'opposition peut être définie comme le moment où les longitudes écliptiques du Soleil et de Mars sont l'une de l'autre. Bien que la longitude écliptique de Mars soit la même par rapport à la Terre et au Soleil à ce stade, il n’en va pas de même pour la latitude écliptique.
vignette|redresse=2| est le soleil, est la Terre, est Mars.La ligne est dans le plan de l'écliptique.L'angle est la latitude écliptique héliocentrique de Mars, càd l'angle selon lequel Mars apparaît au-dessus de l'écliptique tel que vu (mesuré) depuis le soleil.L'angle est la latitude écliptique géocentrique de Mars, càd l'angle selon lequel Mars apparaît au-dessus de l'écliptique tel que vu (mesuré) depuis la Terre.
Dans le diagramme ci-contre, est le soleil, est la Terre et est Mars. La ligne est dans le plan de l'écliptique. L'angle est l'angle selon lequel Mars apparaît au-dessus de l'écliptique vue depuis la Terre ; c'est la latitude de l'écliptique. L'angle est la latitude de l'écliptique vue du soleil, qui est plus petite que . La relation entre ces angles nous renseigne sur le rapport entre la distance Terre-Soleil et la distance Mars-Soleil .
Dans le chapitre 11, Kepler tente de déterminer la parallaxe de Mars. Comme Mars est proche de la Terre, sa position dans le ciel semble changer légèrement à mesure que la position de l'observateur change au cours de la journée, même si elle est par ailleurs stationnaire. Cet effet, appelé parallaxe, serait plus important lorsque Mars est en opposition, puisqu'à ce moment-là, Mars est à son point le plus proche de la Terre. Les estimations existantes de la distance au soleil, basées en grande partie sur la méthode d'Aristarque de Samos, suggèrent que la parallaxe pourrait atteindre 6 minutes d'arc, mais les propres tentatives de Kepler pour déterminer la parallaxe ont donné des valeurs inférieures à 2 minutes d'arc.
Dans les chapitres 12-14, Kepler détermine la longitude des nœuds ascendants et descendants de Mars et l'inclinaison orbitale de Mars. Pour trouver les nœuds, Kepler recherche des observations de Mars où sa latitude écliptique est proche de , puis utilise l'interpolation pour trouver le moment exact où elle est nulle et utilise ensuite des tables existantes telles que les tables pruténiques (qui étaient basées sur la théorie de Copernic) pour calculer la longitude de Mars à ce moment-là. Kepler a localisé le nœud ascendant à et le nœud descendant à . Ces valeurs ne sont pas précisément séparées de . Les longitudes des tables pruténiques ont été mesurées à partir du soleil moyen. Kepler soutient que si elles étaient mesurées à partir de la position réelle du soleil, les valeurs seraient espacées de .
Les tables pruténiques fournissaient également les distances aux planètes. Cela permet à Kepler de résoudre le triangle de la figure 1 ci-dessus pour calculer la latitude héliocentrique à partir de la latitude géocentrique observée, à partir de laquelle il pourrait déduire l'inclinaison orbitale de Mars en observant Mars lorsque sa latitude était la plus grande et en calculant sa latitude héliocentrique. Il trouve que l'inclinaison orbitale est . Cela a également permis à Kepler de démontrer le fait important que le plan de l’orbite de Mars ne vacille en aucune façon, comme le suggéraient de nombreuses théories avant lui. À l’aide d’observations depuis différents points, il montre que l’inclinaison orbitale est constante.
vignette|redresse=2|Les 12 oppositions de Tycho reclaculées par Kepler
Dans le chapitre 15, Kepler recalcule les 12 oppositions de Tycho, afin de déterminer le moment précis où la longitude de l'écliptique de Mars est du soleil. Pour chaque observation, il détermine la longitude et la latitude écliptiques de Mars vues de la Terre, ainsi que l'heure à laquelle l'opposition se produit.