LES COORDONNEES EN ASTRONOMIE

INTRODUCTION :

C'est dans le propre des hommes de tout classer, ranger pour pouvoir comparer, retrouver facilement ce qui aura été répertorié. Ainsi, tout objet observable dans le ciel est forcément repérable dans un système de coordonnées. Comme sur la Terre, l'homme a besoin d'un système de repérage afin de localiser un astre.

Pour tout système de ce type il est nécessaire d'avoir un point d'origine, un point zéro. Ce dernier est arbitraire et l'homme va pouvoir jouer sur cet élément pour définir des systèmes différents de coordonnées.

LES COORDONNEES TERRESTRES :

Ce système de coordonnées a pour plan principal l'équateur terrestre et la ligne des pôles lui est perpendiculaire. On a choisi comme méridien d'origine le méridien qui passe par l'observatoire de Greenwich. La latitude d'un lieu A sera sa distance angulaire à l'équateur ; elle est égale à la hauteur du pôle au-dessus de l'horizon. La longitude est l'angle que fait le méridien local avec celui de Greenwich G.

Mais en fonction des astres que nous voulons observer, certains systèmes de coordonnées sont plus ou moins pratiques à utiliser pour un astronome amateur. Il existe principalement 4 types de coordonnées utilisés en astronomie :

1 ) Le système de coordonnées horizontales ou azimutales

2 ) Le système de coordonnées équatoriales

3 ) Le système de coordonnées écliptiques

4 ) Le système de coordonnées galactiques

auxquels il faut rajouter un système hybride, très employé par les marins : le système de coordonnées horaires.

LES COORDONNEES AZIMUTALES :

C'est le système de coordonnées le plus simple à utiliser, mais pas forcément le plus utile. Dans le cas de ces coordonnées, l'observateur est défini comme étant le point d'origine de tout le système. On projette autour de lui une sphère imaginaire sur laquelle toutes les étoiles viennent se coller. Cette sphère imaginaire est appelée sphère céleste locale.

L'horizon est représenté par le plan de l'horizon, l'observateur voit donc tout ce qui est au dessus de ce cercle. S'il regarde directement à la verticale au-dessus de lui, le point le plus haut est appelé le zénith (l'opposé de ce point est le nadir, mais il ne le voit pas puisqu'il est situé sous ses pieds). On peut noter que pour un observateur diamétralement opposé à lui sur la Terre, son zénith correspond au nadir du dit observateur. Nous utiliserons le plan de l'horizon comme plan de référence et nous définirons 2 coordonnées à partir de ce plan : l'AZIMUT et la HAUTEUR.

La coordonnée en azimut :

Le point d'origine des azimuts a été fixé, en astronomie, au SUD, puis compté de 0° à 360° dans le sens des aiguilles d'une montre. De ce fait, nous allons trouver plein Sud, le 0°, puis à l'Ouest 90°, puis au Nord l'azimut 180° ensuite à l'Est l'azimut 270° puis enfin nous revenons au Sud avec l'azimut 360° ou 0°.

Petite remarque : les marins emploient ce type de coordonnées, mais ils ont décidé de fixer l'origine des azimuts au Nord, et ils comptent dans le même sens.

La coordonnée en altitude ( h ) :

Le point d'origine des hauteurs a été fixée sur l'horizon, puis comptée de 0° à 90° en partant de l'horizon vers le zénith. Donc nous avons 0° à l'horizon, et 90° au dessus de notre tête ( au zénith ).

Les deux axes de coordonnées étant ainsi définis, nous pouvons donc maintenant localiser aisément une étoile, grâce à sa coordonnée en azimut et à sa coordonnée en altitude.

Il existe dans ce système une coordonnée complémentaire : la distance zénithale. C'est l'angle que font le zénith et l'étoile visée. En fait hauteur de l'astre + distance zénithale du même astre = 90 °. Remarque : le cercle (non représenté ici) passant par l'étoile et parallèle à l'horizon est l'almancatara, c'est un parallèle de hauteur. L'analogie avec les coordonnées terrestres donne :

équateur = horizon

pôle = zénith

latitude = hauteur

méridien = azimut

Du fait que l'observateur représente le centre du système, nous nous rendons vite compte qu'une coordonnée fournie dans ce référentiel, n'est valable que pour un lieu donné et pour un instant précis ce qui n'est pas très exploitable en astronomie : les coordonnées d'une étoile ne seront pas les mêmes selon que vous l'observerez du Havre ou bien de Brest. Sans compter que la rotation de notre bonne vieille planète, qui entraîne dans son mouvement tous les objets dans le ciel, va sans cesse modifier les coordonnées de l'étoile !

Bref : les coordonnées horizontales/ azimutales d'un astre varient continuellement ... pas facile pour communiquer entre astronomes ...

LES COORDONNEES EQUATORIALES :

C'est le système de coordonnées le plus utilisé en astronomie. Quand vous devez spécifier un point à la surface de la Terre, vous utilisez ce que les géomètres appellent les coordonnées sphériques, ce que nous appelons usuellement " LATITUDES & LONGITUDES "

Imaginons maintenant que nous projetions ces latitudes et ces longitudes sur la sphère céleste, nous obtenons alors respectivement les DECLINAISONS, et les ASCENSIONS DROITES.

Il y a énormément de choses à dire sur ce type de coordonnées.

Fonctionnement : nous avons vu que le système azimutal dépendait du lieu de l'observateur. Dans le système équatorial, le point d'origine est différent : c'est le centre de la Terre. De même, le plan de référence ne sera plus l'horizon mais l'équateur céleste. Ce dernier est la projection de l'équateur terrestre dans l'espace.

a) Le point vernal :

Les planètes tournent autour du Soleil dans un plan appelé l'écliptique.

le système solaire et le plan de l'écliptique vus de profil

le système solaire et le plan de l'écliptique vus de 3/4

Ainsi le Soleil décrit dans le ciel, en un an, un mouvement apparent vu depuis la Terre comme un grand cercle : ce cercle, c'est l'écliptique.

L'intersection de l'équateur céleste et de l'écliptique donne une droite appelée ligne des nouds. Les deux plans se coupent en deux points (deux noeuds) et l'angle formé par ces deux plans est de 23°27' : c'est l'obliquité de l'écliptique. L'un de ces points est appelé le POINT VERNAL (ou point gamma) : il correspond au noud ascendant. C'est le point de référence de notre système, il se trouve dans le plan de l'équateur céleste. Toutes les ascensions droites seront comptées à partir de ce point zéro.

b) Remarque :

Durant l'année, le soleil passera donc au-dessus de l'équateur céleste (déclinaison positive) entre le printemps et l'automne, puis en-dessous (déclinaison négative) de l'équateur céleste entre l'automne et le printemps suivant. Ainsi le Soleil coupe dans sa course montante l'équateur céleste au niveau du noud ascendant au moment de l'équinoxe du printemps. Puis il coupe l'équateur céleste dans sa course descendante au niveau du noud descendant au moment de l'équinoxe d'automne.

Les points intermédiaires sont les solstices. Le mot équinoxe veut dire égalité entre la durée de la nuit et du jour. Le mot solstice signifie immobilité (apparente) du Soleil dans le ciel.

Mais revenons à la définition de la déclinaison et de l'ascension droite :

c) La DECLINAISON ( souvent symbolisée par la lettre grecque Delta ) :

Les déclinaisons sont arbitrairement comptées positivement de l'équateur vers le pôle Nord, et négativement de l'équateur vers le pôle Sud. Le pôle Nord se trouvant à + 90°, l'équateur matérialise l'origine des déclinaisons donc 0°, le pôle Sud, se trouvant lui à - 90° de déclinaison.

Notez que l'équateur dans le ciel se trouve toujours à une hauteur de 90° - la latitude du lieu d'observation. Par exemple, pour Le Havre, l'équateur céleste dans la direction du Sud sera à une hauteur de 90° - 49°31' soit 40°29'.

d) L'ASCENSION DROITE (souvent symbolisée par la lettre grecque Alpha) :

Le point d'origine des coordonnées d'ascensions droites est le point vernal (point gamma ). L'ascension droite se mesure en sens opposé à celui de la rotation diurne de la sphère céleste (donc comptée positivement vers l'Est à partir du point vernal). Elle peut être chiffrée en degrés d'angle de 0° à 360°, mais les astronomes ont coutume de l'exprimer en heures, minutes et secondes, ce qui est finalement assez logique puisqu'il faut 24 H pour que la rotation de la Terre nous fasse parcourir ce grand cercle.

Avec ce système de coordonnées équatoriales, la position d'une étoile est définie une bonne fois pour toutes grâce à sa déclinaison et à son ascension droite et celà pour tous les observateurs terrestres et quelque soit la saison d'observation.

Mais pour un observateur sur la Terre il n'y a rien de fixe dans ce dispositif de coordonnées, mais au contraire une espèce de manège infernal où le Soleil et le système de coordonnées tourne par rapport à lui. C'est pourquoi le système de coordonnées équatoriales n'est utilisé que par les astronomes : une fois leur télescope soigneusement mis en station, avec l'axe d'ascension droite bien calé en direction du pôle Nord céleste, il leur suffit de se servir des graduations de l'axe d'ascension droite et de l'axe de déclinaison pour pointer des nébuleuses ou des galaxies invisibles à l'oeil nu : elles seront alors pile dans le champ de l'oculaire du télescope.

e) Les choses se compliquent ...

Malheureusement, ce système de coordonnées si apprécié des astronomes n'est pas d'une fiabilité totale : en effet la Terre, sous l'influence du Soleil, de la Lune et des autres planètes, voit son axe de rotation perturbé : celui-ci se déplace et effectue un tour complet en 26 000 ans, à la manière d'une toupie. C'est ce que les astronomes appellent le phénomène de précession.

Ainsi notre étoile polaire actuelle ne montrera le pôle Nord dans l'avenir. Dans 11000 ans, c'est l'étoile Véga de la Lyre qui sera la plus proche du pôle Nord céleste. Il y a 3000 ans c'était Tubhe, la principale étoile de la constellation du Dragon.

En plus de ce mouvement de précession, il existe une deuxième perturbation, sous la forme d'une oscillation périodique de faible amplitude : c'est la nutation.

Ces mouvements de l'axe de rotation de la Terre sont dus aux actions cumulés du soleil, de la lune et des planètes du système solaire. Il faut encore y ajouter le mouvement propre des étoiles : chacune d'entre elle vit sa vie et se déplace au sein de notre galaxie au fil des grands courants d'étoiles qui l'agite. De ce fait, au cours des millénaires, la position des étoiles varie.

La précession, la nutation et le mouvement propre des étoiles affectent donc nos belles coordonnées célestes équatoriales, ce qui oblige les astronomes à les corriger dans le temps, et donc de spécifier l'EPOQUE pour laquelle elles sont fournies. Par convention, l'époque change tous les 50 ans. Nous pouvons donc utiliser encore actuellement les coordonnées J2000 sans introduire trop d'erreurs dans nos pointages d'étoiles.

f) Quelques équations pour les forts en maths :

Pour convertir les coordonnées équatoriales en coordonnées azimutales, il existe deux équations :

L'équation (1) permet de calculer la hauteur. Quand on remplace l'équation (3) dans l'équation (2), on trouve, en simplifiant, la formule permettant de calculer l'azimut :

Bien évidemment, il existe également des équations permettant de convertir des coordonnées altazimutales en coordonnées équatoriales :

g) Quelques autres définitions :

Le demi-cercle PN, zénith, Sud, PS est appelé méridien local. Quand un astre se trouve au méridien local, on dit aussi qu'il culmine ou qu'il transite. C'est à ce moment que l'astre est au plus haut dans le ciel. Les autres demi cercles sont appelés cercles horaires. La sphère céleste accomplit en effet presque exactement un tour complet en un jour sidéral, lequel est divisé en 24 H comme le jour solaire. C'est pour cette raison que l'on peut donc dire que les 360° sont parcourus en 24 H. En 1 heure une étoile parcourt 15° dans le ciel ( 360 / 24 =15 ). Dans le prolongement de ce raisonnement, en 1 minute de temps, une étoile parcourt 15' d'arc, et en 1 seconde de temps, 15" d'arc.Tandis que hauteur et azimut d'un astre varient continuellement, la déclinaison et l'ascension droite demeurent, l'une et l'autre, inchangées. En effet, durant la rotation de la sphère céleste, la distance d'un astre à l'équateur ne varie pas, ainsi que l'angle ( a ) = point vernal ( g ) - méridien de l'étoile, puisque le point vernal est lui aussi entraîné dans la rotation apparente de la sphère céleste. De plus ce type de coordonnées n'est pas lié au lieu d'observation. Le système de coordonnées équatoriales décrit précédemment est donc très pratique pour définir des positions d'objets célestes dans l'absolu mais ce système de coordonnées tourne est entraîné dans le ciel par la rotation de la Terre. Les astronomes ont donc défini deux autres systèmes de coordonnées pour essayer de se faciliter la vie. Cette apparente complexité cache en fait une habile combinaison entre les dispositifs d'observations, de mesure, et de calcul. Ces deux systèmes sont de type coordonnées sphériques et portent les noms de : . Coordonnées azimutales, déjà décrites plus haut . Coordonnées horaires

h) Un petit exercice pratique sympa à réaliser : repérer Jupiter en plein jour :

Ce petit exercice d'observation est facile à réussir au moyen d'une simple paire de jumelles montées sur un trépied photographique. Il suffit de connaître, grâce aux éphémérides, l'heure du passage de Jupiter au méridien de votre lieu d'observation. Les astronomes appellent également cet instant le "transit" de Jupiter devant cette ligne imaginaire qui va du pôle Nord au pôle Sud en passant par votre jardin. Vous verrez également parfois employé le terme de "culmination" de Jupiter puisque le franchissement du méridien correspond au moment où Jupiter sera le plus haut dans le ciel.

Commencez par installer vos jumelles et leur trépied sur la ligne imaginaire de votre méridien, en direction du Sud, et réglez leur inclinaison par rapport à la ligne d'horizon pile poil sur la hauteur qu'aura Jupiter au moment de son transit : les éphémérides vous indiquent la déclinaison de Jupiter dans le ciel. Vous n'avez plus alors qu'à effectuer une petite conversion grâce à l'équation ci-dessous :

hauteur de Jupiter au-dessus de l'horizon = 90° - la latitude votre lieu d'observation + la déclinaison de Jupiter.

Si vous ignorez votre latitude, vous trouverez ci-joint un tableau indiquant la latitude des principales villes de France. Vous trouverez également, sur Internet, un petit site qui recense les coordonnées géographiques de pratiquement tous les patelins de France.

Eventuellement, pour bien régler la hauteur de vos jumelles, aidez-vous d'un rapporteur.

Plus sophistiqué, le théodolite atomique à rétropédalage exponentiel et molette pithécanthropique du club d'astronomie de Toussaint :

Ensuite, il ne vous reste plus qu'à attendre l'heure du passage de Jupiter au méridien donnée par les éphémérides : à cet instant précis, le petit dique blanc de Jupiter sera en plein dans le champ de vos jumelles.

Si vous souhaitez une plus grande précision, pensez à corriger l'heure des éphémérides, qui est donnée généralement pour le méridien de Greenwich (0° de longitude), en fonction la longitude de votre lieu d'observation : c'est très facile, il vous suffit d'enlever 4 minutes pour chaque degré de longitude de différence avec Greenwich si vous habitez à l'Est de son méridien et, au contraire, d'ajouter 4 minutes pour chaque degré de longitude si vous habitez plus à l'Ouest. Petit exemple pratique : Fécamp est situé à 0 degré 25 mn d'arc à l'Est du méridien de Greenwich, soit, "grosso modo", un demi-degré de différence. Il faut donc corriger l'heure donnée par les éphémérides en y apportant une correction de - 2 minutes. Attention cependant : parfois, certaines éphémérides sont données non pas pour le méridien de Greenwich mais pour celui de Paris, qui est situé par 2 degrés 20 mn de longitude Est. Le principe de correction à appliquer reste cependant analogue. Pour vous fixer les idées, vous trouverez ci-joint un tableau qui vous fournira la correction horaire en fonction de la longitude des principales villes de France.

LES COORDONNEES HORAIRES :

Ce système est un hybride entre le système azimutal et le système équatorial. On utilise ici aussi le pôle céleste et l'équateur céleste. Le plan de référence sera l'équateur céleste et le point d'origine le sud (méridien local). Ce système est très employé par les marins.

a) L'angle horaire ( H) :

L'angle horaire est l'angle dièdre entre le méridien du lieu et le cercle horaire de l'astre. L'étoile est toujours sur le même "parallèle" (déclinaison) mais son "méridien" varie avec l'heure et le lieu. Dans ce cas là, seul l'angle horaire variera (quand une heure passe, l'angle horaire H augmente d'une heure) il est compté positivement dans le sens rétrograde, en heures et ses fractions. Sur le schéma il est représenté par l'angle H.

L'angle horaire du point vernal (gamma) appelé T varie donc aussi au cours du temps. Il est appelé le TEMPS SIDERAL mais c'est un angle.

c) La déclinaison (d) :

La déclinaison dans le système horaire reste inchangée par rapport au système équatorial des astronomes.

LES COORDONNEES ECLIPTIQUES :

Beaucoup moins utilisé pour le positionnement des objets du ciel profond, ce système de coordonnées est surtout employé pour définir l'emplacement des objets du système solaire. Etant donné que la plupart des objets gravitant dans le système solaire sont regroupés quasiment dans le même plan ( sauf Pluton, quelques astéroïdes, et les comètes ), il a été défini un nouveau référentiel : le centre du système n'est plus le centre de la Terre mais le centre du Soleil et le plan de référence n'est plus l'équateur céleste mais l'écliptique, c'est à dire le plan de révolution de la Terre autour du Soleil.

L'origine de ce référentiel est encore une fois notre fameux point vernal.

les axes et le "quadrillage" des coordonnées écliptiques

Fonctionnement :

a) La longitude écliptique ( l ) :

La longitude écliptique est comptée sur l'écliptique de 0 à 360 ° dans le sens direct, l'origine étant le point vernal. On l'emploie parfois pour les observations comparatives portant sur de longues périodes, car ce type de coordonnées est plus stable, du fait que le plan de l'écliptique reste bien plus stable que le plan équatorial. On néglige bien souvent la nutation.

b) La latitude écliptique ( b ) :

La latitude céleste est comptée positivement de 0 à 90° entre l'écliptique et le pôle Nord écliptique, et négativement dans l'autre sens.

LES COORDONNEES GALACTIQUES :

Dans les coordonnées galactiques géocentriques, l'angle est compté à partir du centre de la galaxie sur le plan galactique. Ce système de coordonnées n'est employé que pour l'étude de notre galaxie et le repérage des objets extragalactiques. Je n'ai pas encore vu d'applications en astronomie amateur. Les coordonnées galactiques sont la latitude et la longitude galactique(s)

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