Grande Encyclopédie Larousse 1971-1976Éd. 1971-1976
C

coordonnées astronomiques (suite)

Dans le second cas, la seconde coordonnée est l’arc équatorial γJ = α joignant le point γ à la trace équatoriale J du cercle horaire de l’étoile E. Cette quantité, appelée l’ascension droite α de l’étoile, est comptée de 0 à 24 heures à partir de γ dans le sens inverse du mouvement diurne. Comme le point γ participe au mouvement diurne, l’ascension droite α d’une étoile, comme sa déclinaison δ, est constante en première approximation. Les coordonnées α et δ sont dites coordonnées équatoriales de l’étoile E.

L’angle horaire du point γ est l’heure sidérale Hs du lieu d’observation. À un instant déterminé, on a la relation , ce qui revient à dire qu’au moment de passage au méridien d’une étoile E d’ascension droite α en Em l’horloge sidérale du lieu, si elle est correctement réglée, doit donner α comme indication. Cette propriété est à la base des déterminations astronomiques de l’heure.


Coordonnées écliptiques

Le plan de référence est le plan de l’écliptique σσ′ dans lequel le Soleil effectue son mouvement propre apparent. Le point γ, intersection du plan de l’écliptique et du plan de l’équateur céleste QQ′, définit la direction de référence Tγ.

Les coordonnées correspondant à ce système sont :
— la longitude écliptique, comptée de 0 à 24 heures à partir du point γ dans le sens du mouvement propre du Soleil sur son orbite, c’est-à-dire approximativement d’ouest en est ;
— la latitude écliptique β, comptée de 0 à ± 90° à partir du point K du plan de l’écliptique vers le pôle π de ce plan (positivement vers le nord). L’angle ω que font les deux plans de l’écliptique et de l’équateur est légèrement variable : il vaut actuellement 23° 27′ environ.

Étant donné les dimensions négligeables de la Terre et même du système solaire par rapport aux distances auxquelles se trouvent les étoiles, on peut prendre comme centre de la sphère des coordonnées écliptiques aussi bien la Terre que le Soleil. Il n’en est plus de même si l’on considère les astres du système solaire, pour lesquels on doit distinguer les valeurs géocentriques et héliocentriques des coordonnées écliptiques. Les premières dérivent directement des observations faites à partir d’observatoires terrestres ; les secondes définissent le mouvement des astres du système solaire autour du Soleil. La transformation des coordonnées géocentriques en coordonnées héliocentriques constitue un problème fondamental de l’astronomie des astres du système solaire, que l’on désigne généralement sous le nom de mécanique céleste.


Coordonnées galactiques

Si l’on remplace dans les paragraphes précédents les mots plan de l’écliptique par les mots plan moyen galactique, on définit de la même façon une longitude galactique L et une latitude galactique B. Par convention, on a adopté pour coordonnées équatoriales du pôle galactique boréal les valeurs
α =12 h 40 mn δ = + 28°.
L’un des deux points d’intersection du plan galactique avec le plan de l’écliptique se trouve dans la constellation de l’Aigle (dont l’étoile la plus brillante est Altaïr) en un point de déclinaison nulle et d’ascension droite + 18 h 40 mn. L’angle ω utilisé au paragraphe précédent doit être ici remplacé par la valeur 90° – 28°, soit 62°.


Coordonnées terrestres dites « géographiques »

Sur la Terre ellipsoïdale T, à l’intérieur de la sphère céleste, un point est déterminé par sa latitude et par sa différence de longitude avec celle d’un méridien origine.

— La latitude φ d’un point Q est l’angle que la verticale QZ fait avec le plan équatorial terrestre. Elle est aussi la hauteur du pôle au-dessus de l’horizon de ce lieu. L’arc P′Z a aussi pour valeur

— L’angle dièdre d’arête TP entre les plans méridiens de deux lieux terrestres Q et Q′, respectivement de latitudes φ et φ′ et de zéniths Z et Z′, s’appelle la différence de longitude ΔM de ces deux lieux. Celle-ci est égale à la différence des angles horaires et d’une même étoile E à un même instant physique.

La différence de longitude de deux lieux terrestres Q et Q′ est égale à la différence des heures sidérales en ces lieux au même instant physique. On peut également parler de la différence des heures de temps solaire moyen, car il s’agit en fait d’un angle exprimé en heures, minutes et secondes, indépendamment du mobile qui sert à le mesurer.


Variations dans les coordonnées astronomiques des étoiles

L’ascension droite et la déclinaison d’une étoile sont des quantités à peu près constantes. En fait, l’axe de rotation de la Terre n’est pas absolument fixe dans l’espace. Comme les forces d’attraction des deux astres les plus rapprochés de la Terre (la Lune et le Soleil) ne sont pas comprises dans le plan de l’équateur (elliptique) terrestre, il y a création d’un couple M qui tend à faire basculer la Terre de façon telle que le plan de l’équateur passe par l’astre perturbateur. L’accélération complémentaire ainsi introduite se traduit par une rotation ρ dans l’espace de l’axe Oz de rotation terrestre autour de l’astre polaire du plan contenant l’astre perturbateur. Cette rotation est complexe, et l’axe de rotation terrestre décrit sur un petit cercle de la sphère une trajectoire festonnée dont l’effet est double.
1o Il y a une rotation continue (dans le sens rétrograde) de l’axe Ox autour du point O dans le plan xOy. Ce mouvement (uniforme) est dit mouvement de précession. Il a une expression complexe du fait de l’existence de deux astres perturbateurs qui se déplacent dans deux plans différents.
2o Du fait des variations de position de l’axe terrestre autour d’une position moyenne, il y a un mouvement complexe dit de nutation. Celui-ci agit d’abord sur la vitesse de la rotation de l’axe Ox, qui cesse d’être uniforme en raison de l’adjonction d’un nombre de termes périodiques d’autant plus élevés que l’on cherche une précision plus grande. Ces termes sont dits de nutation en longitude. De plus, le mouvement de nutation modifie la position dans l’espace de l’axe Oz de rotation terrestre, animé de variations périodiques complexes, influant sur l’obliquité de l’écliptique. Ce sont les termes de nutation en obliquité.