Les coordonnées en astronomie

 

Introduction

 

Il est dans le propre des hommes, de toujours tout trier, classer, ranger pour pouvoir à loisir comparer, retrouver facilement ce qui aura été répertorié.

De ce fait tout objet observable dans le ciel est forcément localisable dans un système de coordonnées. Mais en fonction de ce que nous voulons observer, certains systèmes sont plus ou moins pratiques à utiliser, de même qu'en ce qui concerne les objets de notre proche banlieue ( le système solaire ), les coordonnées sont définies pour un lieu d'observation sur terre.

Il existe principalement 4 Types de coordonnées

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

 

1 ) Le système de coordonnées horizontales ou azimutales

 

C'est de toute évidence le système de coordonnées le plus simple à utiliser, mais le moins uniforme.

Nous utilisons l'horizon comme plan de référence, nous définissons 2 coordonnées :

L'azimut, la hauteur.

Nous sommes situés au centre du repère

 

Fonctionnement :

coordonnée azimutale ( A ) :

L'origine des azimuts a été, en astronomie, fixé au SUD, puis compté de 0 à 360° dans le sens rétrograde ( sens des aiguilles d'une montre ). De ce fait, nous allons trouver plein Sud, le 0°, puis a 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°.

Mais attention, les marins, eux ont fixé l'origine des azimuts au Nord, et compté dans le même sens. Certains logiciels fonctionnent avec le repère au Nord ce qui peut être une source de confusion.

coordonnée altitude ( h ) :

L'origine des hauteurs a été fixée sur l'horizon, puis comptée de 0 a 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 ). En ayant défini les deux axes, nous pouvons donc localiser aisément un objet. Mais il existe une coordonnée complémentaire dans ce type de repère, c'est la distance zénithale. Elle représente l'angle que fait le zénith et l'étoile. En fait hauteur de l'astre + distance zénithale du même astre = 90 °

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, ceci étant dû à la rotation de notre bonne vieille planète qui dans son mouvement entraîne tous les objets dans le ciel.

Les coordonnées horizontales d'un astre varient continuellement.

 

1 ) Le système de coordonnées équatoriales

C'est de toute évidence le système de coordonnées le plus utilisé en astronomie ( Fig. 2 )

Quand vous devez spécifier un point à la surface de la Terre, vous utilisez sûrement 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 déclinaisons, et les ascensions droites.

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

Fonctionnement :

Déclinaisons ( d ) : 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.

L'équateur dans le ciel se trouve à une hauteur de ( 90° - latitude du lieu d'observation )

Donc pour Arles, nous trouverons dans la direction du Sud, l'équateur à une hauteur de 90° - 43°39' soit 46°21'.

Ascension droite (a ) : L'origine des ascensions droites est le point vernal ( g ). L'ascension droite se mesure en sens opposé à celui de la rotation diurne de la sphère céleste. Elle peut être chiffrée en degrés d'angle de 0° à 360°, mais nous avons plus souvent coutume de l'exprimer en heures, minutes et secondes.

wpe3.jpg (47800 octets)Fig 3

Mais malheureusement, la Terre sous l'influence du Soleil, de la Lune et des planètes voit son axe de rotation se déplacer et effectuer un tour complet en 26 000 ans. C'est ce que nous appelons le phénomène de précession celui même qui fait danser une toupie . (fig. 3)

La précession et le mouvement propre des étoiles affecte donc les coordonnées célestes, ce qui nous oblige a les corriger dans le temps, et donc de spécifier l'époque pour laquelle elles sont fournies. Par convention, l'époque change tous les 50 ans. Nous pouvons utiliser les coordonnées J2000 sans trop introduire d'erreurs dans nos pointages.

Revenons a la fig. 2, 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 24h comme le jour solaire c'est pour cette raison que l'on peut donc dire que les 360° sont parcourus en 24h soit en 1 heure un objet parcourt 15° dans le ciel ( 360 / 24 =15 ). Dans le prolongement de ce raisonnement, en 1 minute de temps, un objet 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.

 

wpe4.jpg (15487 octets)

1 ) Le système de coordonnées écliptique

 

Beaucoup moins utilisé pour le positionnement des objets du ciel profond, ce système de coordonnées peut être employé pour définir l'emplacement des objets du système solaire.

Etant donné que la plupart des objets gravitants dans le système solaire sont regroupés quasiment dans le même plan ( sauf Pluton ,quelques astéroïdes, et les comètes ), il a été défini un référentiel qui se trouve être le plan de révolution de la Terre autour du soleil. ( le plan de l'écliptique ).

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

Fonctionnement :

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

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.

 

Auteur : Hamman Christophe

Dernière mise à jour : 03-déc.-2000

Bibliographie :

http://pegase.unice.fr/~skylink/doc_astro/glossaire/coordonnees.html

http://www.skypub.com/backyard/celcoord.html

l'encyclopédie Astronomie édition ATLAS

Composition personnelle 2ad@astrosurf.com