Surveiller son poids est une préoccupation grandissante et visiblement justifiée d'un grand nombre d'êtres humains pour qui le verdict impitoyable de la balance annonce un excès de calories absorbées. Les astronomes n'échappent pas à cette pesante contrainte, mais ils sont en plus confrontés au quotidien avec une autre difficulté de poids: comment évaluer la masse des astres, grandeur absolument fondamentale pour comprendre l'Univers, avec les lois de la physique comme unique balance?

En 1684, Isaac Newton formule sa fameuse loi universelle de la gravitation, dont une des conséquences est la troisième loi de Johannes Kepler sur le mouvement des planètes qui relie, pour chaque planète, sa période orbitale, la distance Soleil-planète et la somme des masses des deux astres. C'est à ces deux sommités de l'histoire de l'astronomie, Kepler et Newton, que l'on doit d'avoir pu déterminer la masse du Soleil: la connaissance de la période orbitale d'une planète et de sa distance au Soleil permet de dériver la somme des masses du Soleil et de la planète. Cette somme équivaut pratiquement à la masse du Soleil qui est de loin l'astre le plus massif du système solaire.

La mesure de la période orbitale des planètes est facile à obtenir pour autant que l'on fasse de bonnes observations et des interprétations correctes. Historiquement, la difficulté fut d'obtenir une bonne valeur pour la distance des planètes au Soleil. C'est en 1672 qu'eut lieu la mesure fondamentale, directe, de la distance entre Mars et la Terre, au moment de l'opposition, quand les trois astres, Soleil, Terre et Mars, sont alignés. On doit cette mesure obtenue par triangulation à Jean Richer, qui s'était rendu à Cayenne, et à Gian Domenico Cassini, Jean Picard et Olaüs Römer, qui étaient à Paris. La valeur calculée ensuite pour la distance Terre-Soleil, 139 millions de kilomètres, était sept fois plus grande que celle adoptée auparavant! Bien qu'encore imparfaite, la valeur obtenue à la fin du XVIIe siècle a permis de calculer la première estimation de qualité de la masse du Soleil.

Avec la vraie valeur de la distance moyenne Terre-Soleil, 149,6 millions de kilomètres, on obtient 1,989 milliard de milliards de milliards de tonnes pour la masse du Soleil. Les caractéristiques des mouvements orbitaux planétaires (périodes, distances) représentent donc une balance cosmique qui permet d'évaluer à distance la masse de notre étoile.

C'est avec cette même méthode que peuvent être pesés certains astres. Les seules mesures directes de la masse des étoiles proviennent du suivi en position ou en vitesse des couples stellaires. Par chance, plus de la moitié des étoiles ont un compagnon! Par exemple, Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel, et sa compagne, une étoile naine blanche découverte en 1862, ont des masses de 2,20 et 0,94 fois celle du Soleil. De même, c'est par le mouvement réflexe des étoiles autour desquelles elles tournent que sont évaluées les masses des planètes extra-solaires, dont une cinquantaine a été découverte au cours des cinq dernières années. C'est aussi par le mouvement très rapide (plus de 1000 km/sec) des étoiles autour du centre de certaines galaxies que l'on sait que le noyau de ces galaxies renferme un trou noir hypermassif de plusieurs millions de masse solaire. D'un bout à l'autre de l'Univers, la balance cosmique permet de peser les astres. Merci à Kepler et à Newton.