Éd. 1971-1976

astronomie (suite)

Les stations orbitales soviétiques Saliout, depuis 1971, et le Skylab américain, en 1973-1974, ont fourni aux astronomes une moisson d’informations nouvelles. Mais ce n’est qu’un début, et l’astronomie spatiale est appelée à connaître un grand développement au cours de la prochaine décennie, en particulier grâce à la navette spatiale américaine qui mettra en orbite autour de la Terre, outre de nombreux satellites, le laboratoire européen Spacelab, et un télescope de 2,4 m d’ouverture dont les performances, compte tenu de l’altitude à laquelle il opérera, seront largement supérieures à celles des plus puissants instruments basés au sol.

P. de La C.

P. T.

Deux grands astronomes de l’antiquité

Hipparque,

astronome grec du ii^e s. av. J.-C. Originaire de Nicée en Bithynie, il doit être considéré comme l’un des fondateurs de la science astronomique. La plupart de ses observations sont faites à Rhodes et à Alexandrie entre 161 et 127. Il mesure la durée des révolutions de la Lune, l’excentricité de son orbite et l’inclinaison de cette orbite sur le plan de l’écliptique. Il calcule l’excentricité de l’orbite et l’apogée du Soleil, dont il fixe la position de la ligne des apsides. Il explique de même l’inégalité des saisons, c’est-à-dire des intervalles entre les équinoxes et les solstices. Enfin, il établit un catalogue de 1 025 étoiles dont il fixe les positions et, en comparant ces positions avec celles connues précédemment, il découvre la précession des équinoxes.

Claude Ptolémée,

astronome grec du ii^e s. apr. J.-C. (probablem. Ptolémaïs Hermiu v. 90 - Canope v. 168). Par ses observations faites à Alexandrie entre 127 et 151, il complète l’œuvre d’Hipparque, notamment son catalogue d’étoiles, qui, traduit en 827 par al-Ma‘mūn, calife de Bagdad, est publié sous le nom d’Almageste. Les magnitudes des étoiles sont alors évaluées à l’œil nu et cataloguées de 1 à 6 (soit 5 intervalles), ce qui permet par la suite d’établir la loi fondamentale, dite « lois de Pogson », définissant les magnitudes stellaires. Enfin, il calcule les distances des principales planètes.

➙ Brahe (Tycho) / Ciel / Constellation / Coordonnées (systèmes de) / Copernic / Galaxies / Kepler / Laplace / Mécanique céleste / Pulsar / Quasar / Radioastronomie / Univers.

V. A. Ambartsumyan (sous la dir. de), Theorical Astrophysics (Oxford, 1958). / J. C. Pecker et E. Schatzman, Astrophysique générale (Masson, 1959). / P. Couderc, Histoire de l’astronomie (P. U. F., coll. « Que sais-je ? », 1960). / E. Schatzman (sous la dir. de), l’Astronomie (Gallimard, « Encyclopédie de la Pléiade », 1962). / P. Muller, Dictionnaire de l’astronomie (Larousse, 1966). / P. Guérin et coll., Planètes et satellites (Larousse, 1967). / J. C. Pecker (sous la dir. de), la Nouvelle Astronomie, science de l’Univers (Hachette, 1971). / S. Groueff et J.-P. Cartier, l’Homme et le cosmos (Larousse et Paris-Match, 1975).

astronomie géodésique de position

Branche de l’astronomie qui a pour objet la détermination des coordonnées terrestres (latitude*, longitude*) d’une station, à partir d’observations faites sur des astres, dont les coordonnées célestes (ascension* droite, déclinaison*) sont elles-mêmes connues. (On détermine généralement aussi l’orientation de cette station terrestre, en observant l’azimut* d’un second point terrestre sur l’horizon de la station.)

Les trois coordonnées d’un point peuvent être déterminées de manière séparée ou simultanément. On peut opérer par des observations méridiennes, circumméridiennes ou extraméridiennes. Les coordonnées des astres sont elles-mêmes déterminées en partant de coordonnées terrestres connues par un certain nombre d’observations. En fait, il n’y a là qu’une application, très caractéristique d’ailleurs, de la méthode générale des approximations successives. En une première série d’opérations, on détermine, par des observations combinées, et le cas échéant croisées, en tout cas en nombre surabondant, un système cohérent comprenant les coordonnées d’un petit nombre d’observatoires terrestres et d’un nombre limité d’étoiles dites « fondamentales ». Le catalogue actuel des étoiles fondamentales utilisé pour les besoins de l’astronomie géodésique de position comprend 1 453 étoiles, dont les coordonnées, réduites au jour et à l’instant de l’observation, sont publiées chaque année (position de 10 en 10 jours). Pour les besoins plus généraux de l’astronomie, on utilise, depuis le 1^er janvier 1962, le Vierter Fundamentalkatalog (en abrégé FK4) publié par l’Astronomisches Recheninstitut de Heidelberg, qui comprend plusieurs milliers d’étoiles dont les positions sont données à la date du 1^er janvier 1930 et dont les coordonnées réduites au jour de l’observation doivent être chaque fois calculées par l’utilisateur d’après les données propres à chaque étoile. Pour ce qui est des coordonnées des observatoires, l’élément le plus délicat à déterminer est la longitude, élément qui ne peut être connu que par un emploi systématique et coordonné de signaux horaires radiotélégraphiques. Plusieurs opérations internationales, dont la dernière a eu lieu à propos de l’année géophysique internationale (1957-1958), ont permis de définir un réseau cohérent et mondial d’une cinquantaine de longitudes fondamentales. Ces données sont utilisées pour la détermination permanente et continue du temps universel (Bureau international de l’heure, dont le centre est à l’observatoire de Paris).

• La latitude φ d’un lieu, étant par définition la hauteur du pôle au-dessus de l’horizon, se détermine de la façon la plus simple, en mesurant la distance zénithale ζ_m à son passage au méridien d’une étoile de déclinaison connue δ. À condition de compter ζ_m positivement au sud du zénith et négativement au nord, on aura :
— pour un passage supérieur
φ = δ + ζ_m ;
— pour un passage inférieur
φ = (180 – δ) + ζ_m.

Les observations peuvent être faites au théodolite ou au cercle méridien.