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En astronomie, dans le système géocentrique, l'épicycle faisait partie avec le déférent d'un modèle géométrique utilisé pour expliquer les variations de vitesse et de direction dans les mouvements apparents de la Lune, du Soleil et des planètes. Il expliquait en particulier le mouvement rétrograde observé sur le déplacement des cinq planètes connues à cette époque. Il permettait aussi de modéliser les changements de distance entre la Terre et les autres planètes.
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Dans le modèle géocentrique, chaque planète tourne selon un mouvement circulaire uniforme sur un cercle appelé épicycle, le centre de chaque épicycle étant lui-même en rotation sur un cercle plus grand centré sur la Terre : le déférent[1].
Introduit par les anciens Grecs au IIIe siècle av. J.-C., ce modèle a été développé par Apollonios de Perga et Hipparque, puis formalisé par Ptolémée au IIe siècle dans son traité scientifique, l'Almageste.
La théorie héliocentrique de Copernic, qui place le Soleil au centre du système et toutes les planètes sur de simples orbites circulaires (se débarrassant ainsi du double système de cercles), introduit pourtant de petits épicycles pour rendre compte de la vitesse angulaire des planètes autour du Soleil, là où Ptolémée utilisait le point équant.
Au début du XVIIe siècle la découverte par Kepler de la loi des aires et de la trajectoire elliptique des planètes rend les épicycles définitivement obsolètes en astronomie, même si certains astronomes résisteront encore quelque temps à l'abandon du géocentrisme et du mouvement circulaire uniforme.
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Lorsque les anciens astronomes regardaient le ciel, ils voyaient le Soleil, la Lune et les étoiles se déplacer avec des mouvements réguliers. Ils voyaient aussi quelques éléments errants, les planètes, qui présentaient malgré tout quelques régularités.
Pour expliquer les mouvements des planètes (ou astres errants), qui semblent parfois rétrograder, les astronomes grecs, dont Hipparque (IIe siècle av. J.-C.) introduisirent l'épicycle : il s'agit d'un cercle dont le centre décrit un cercle appelé déférent, qui (dans la première ébauche du système) est centré sur la Terre. Ce système remplace progressivement celui des « sphères homocentriques » d'Eudoxe de Cnide, qui avait la faveur d'Aristote (IVe siècle av. J.-C.) mais qui supposait à tort que les planètes étaient à une distance constante de la Terre.
L'élaboration de ce système constitue un progrès capital dans l'astronomie antique. En décomposant les mouvements complexes des astres en cercles parcourus par ceux-ci à vitesse constante, on rendait possible la confection de tables astronomiques très précises et très fiables. Ces tables permettront les premiers calculs d'éclipse solaire. Dès lors, la théorie géocentrique avait beau être fausse, elle fonctionnait. La théorie des épicycles ne sera donc plus remise en question jusqu'à Copernic. Cependant, si cette théorie est commode pour décrire les mouvements apparents du Soleil et de la Lune, elle mène à des constructions très complexes pour les planètes, et ces constructions se complexifient chaque fois qu'on veut affiner la description de leurs mouvements.
Ainsi, l'introduction de l'équant[2] par Ptolémée, au IIe siècle, permet d'améliorer le modèle, notamment en rendant mieux compte des vitesses apparentes des planètes.
Le modèle héliocentrique
Avec les épicycles, les astronomes (qui à l'époque étaient aussi mathématiciens) ne réussissaient pas à prévoir parfaitement les mouvements des planètes. Au XVIe siècle, Copernic place, par ses observations, le Soleil au centre du système (héliocentrisme), ce qui supprime l'utilité de certains épicycles pour rendre compte des rétrogradations des planètes. Ce nouveau système restait complexe car les planètes suivaient toujours des mouvements circulaires et n'était pas beaucoup plus précis que le modèle de Ptolémée.
Au XVIIe siècle, Kepler argumente aussi contre les épicycles. Dans son Astronomia Nova publié en 1609, il explique que les épicycles doivent être considérés comme des artifices mathématiques. Il continue à les utiliser comme moyen de modéliser les effets de forces physiques (motrices puis magnétiques) en jeu pour lui dans le système solaire[3]. Son approche physique était révolutionnaire : même Galilée qualifia de puérile l'idée d'une force (que Kepler appliquait aussi à la Lune) qui agirait directement sur les eaux de la Terre pour provoquer les marées. Les travaux de Kepler sur l'orbite elliptique mettent fin à l'utilisation des épicycles.
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Désigne une théorie préférée au mépris du principe d'économie ou Rasoir d'Ockham, souvent par dogme. C'est une référence à Galilée qui lutta contre cette théorie sophistiquée en expliquant le mouvement des planètes d'une façon toute simple : c'est la Terre qui tourne autour du Soleil.
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