Club d'astronomie du Lièvre endiablé

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Écliptique

Par Richard Fradette

Extrait du Vividus Lepus n°15

Les images qui suivent montrent une portion du ciel du côté Ouest le 21 de chaque mois à 21h00 HNE pour un observateur se trouvant à Mont-Laurier. Le centre de l’image à 30° au-dessus de l’horizon. L’horizon est présenté comme un arc de cercle horizontal. L’autre arc de cercle légèrement courbé est l’écliptique.

Le rôle de l’écliptique et particulièrement sont inclinaison par rapport à l’horizon est le sujet de cet article. L’écliptique est la trajectoire apparente du Soleil sur la voûte céleste vue depuis la Terre; là où le Soleil passe durant l’année.

Vue depuis l’espace, l’écliptique définit le plan de l’orbite terrestre. Les autres planètes se déplacent des orbites légèrement inclinées par rapport au plan de l’écliptique; ceci fait que les planètes ne sont jamais éloignées de l’écliptique dans le ciel. Les planètes se déplacent autour du Soleil comme nous sur la Terre; ainsi, la position d’une planète vue depuis la Terre change d’un mois à l’autre comme elle change d’une année à l’autre. Comme nous regardons le Soleil dans le ciel depuis la Terre et que nous tournons autour du Soleil, de notre point de vue, il semble que le Soleil se déplace parmi les constellations. Comme l’année est divisée en douze mois presque égaux et que chaque constellation se trouvant sur l’écliptique couvre environ 30° sur le cercle de l’écliptique, le Soleil se déplace d’une constellation à l’autre à chaque mois (ou presque). Ça fonctionne parce que 12 × 30° = 360°. Ceci ce confirme ici d’une image à l’autre.

J’ai représenté sur les images, les constellations traversées par le Soleil (toujours sur l’écliptique) et les planètes; ces constellations sont celles du zodiaque. Les constellations et le Soleil reviennent toujours à la même place à chaque année (plus précisément à chaque année sidérale) parce la Terre est revenue à la même place lorsqu’une année (sidérale) s’est écoulée. Cependant, les planètes ne reviennent pas à la même place à la même date de chaque année parce qu’elle ont leur propre mouvement autour du Soleil.

Plus la planète est proche du Soleil, plus elle va vite par rapport aux étoiles. Mercure et Vénus sont les plus rapides; elles ne s’éloignent pas beaucoup du Soleil. De notre point de vue plus reculé dans le système solaire, Mercure et Vénus sont toujours proches du Soleil; elles suivent ou devancent le Soleil qui lui-même fait le tour de l’écliptique en une année (sidérale).

Les autres planètes qui sont plus éloignées peuvent être vues dans la même direction que le Soleil (cette configuration s’appelle conjonction) comme dans la direction opposée (cette configuration s’appelle opposition) selon le moment de l’année. Plus la planète est loin, moins elle bouge vite par rapport aux étoiles. Si on prend l’exemple de Pluton (une planète naine), l’astre solaire le plus éloigné qui apparaît sur nos images (ci‑haut), on ne le voit pas bougé par rapport   aux étoiles.

Les planètes sont aussi appelées à juste titre astres errants.. Ainsi, Mercure et Vénus prennent un ans à faire le tour des constellations parce que ces planètes suivent ou devance le Soleil, Mars prend deux ans, Jupiter prend 12 ans, Saturne prend 30 ans, … et Pluton prend 250 ans. Pour l’astronome amateur, le fait le plus intéressant est cependant est la révolution synodique qui donne l’intervalle de temps qui s’écoule pour qu’une planète reviennent à la même place dans le ciel (ce qui implique que cette planète est dans la même configuration par rapport à la Terre et au Soleil. Le révolution synodique vaut 116 jours pour Mercure, 584 jours pour Vénus, 780 jours pour Mars…

On remarque que depuis juin 2008, Vénus devance le Soleil et s’en éloigne de plus en plus pour atteindre jusqu’à près de 45° à sa plus grande élongation qui se produira en janvier 2009 comme on le voit ci-dessus.

Cette position la plus favorable pour observer Vénus le soir après le coucher du Soleil à l’ouest se reproduit à tous les 584 jours. Par ailleurs, on voit que l’écliptique est plus ou moins penché sur l’horizon d’un mois à l’autre. Ainsi, l’observation de Mercure ou Vénus à sa plus grande élongation est d’autant plus favorable que l’écliptique se trouve redressé par rapport à l’horizon. C’est la recherche du moment le plus favorable pour l’observation de Mercure qui me motive à faire cet article; je recherche le mois de l’année où l’écliptique est le plus redressé à l’ouest à l’heure du coucher du Soleil. Sachant cela et sachant que la révolution synodique de Mercure n’est que de 116 jours, il y aura sûrement une année favorable où la plus grande élongation de Mercure coïncidera avec le bon mois que je vais trouver. Je pourrai alors pleinement «reconnaître le moment favorable» d’autant plus que seulement 1% de l’humanité a bien observé Mercure au moins une fois dans sa vie.

Si j’avais choisi de produire ces images à l’heure du coucher du Soleil, on aurait remarqué que celui-ci ne se couche pas au même endroit au cours de l’année.

Le soleil se couche franc Ouest (azimut 270°) aux équinoxes de printemps et d’automne (vers le 21 mars et 21 septembre), plus au Nord (azimut 306°) au solstice d’été (vers le 21 juin) et plus au Sud (azimut 235°) au solstice d’hiver (vers le 21 décembre). L’angle entre l’écliptique et l’horizon ainsi que et la position de leur point d’intersection n’est pas le même de mois en mois à 21h00 HNE comme on le voit ici. En plus, cet angle et cette position change d’heure en heure. Heureusement, cette difficulté s’estompe lorsqu’on sait que la Terre tourne sur elle-même de 30° en 2 heures ( ¹/₁₂ de journée sidérale Û ¹/₁₂ de rotation sidérale ) et d’environ 30° autour du Soleil par mois ( ~¹/₁₂ d’année (sidérale) Û ¹/₁₂ de révolution (sidérale)).

Je m’approche donc de mon but. À bien y regarder, on voit que l’écliptique se redresse beaucoup en janvier et février à 21h00 alors que le Soleil est couché depuis longtemps. Ainsi, l’écliptique au 21 janvier à 21H00 HNE (Vénus se couche) est comme au 21 février à 19H00 HNE (le Soleil est couché depuis 17H36 HNE) et comme au 21 mars à 17H00 HNE (le Soleil se couchera à 18H14 HNE).

À bien y penser, il me semble que cela fait du sens de dire que l’écliptique est le plus redressé à l’horizon aux équinoxes lors du lever et du coucher du Soleil à l’Est et à l’Ouest. Puis, à midi heure solaire, l’écliptique est la plus haute au Sud au solstice d’été et la plus basse au Sud au solstice d’hiver. À me reste à trouver quand sera la plus grande élongation de Mercure coïncidant avec l’équinoxe du printemps sachant que la dernière fois que Mercure était visible favorablement à l’Ouest date du 14 mai 2008 et cela se reproduit ainsi à tous les 116 jours : ça me donne le 22 mars 2011.

Je termine avec cette séquence d’images pour avril, mai et juin 2009 pour montrer que les constellations sont bien à leur mêmes place qu’en 2008 pour les mêmes dates et heures (à 365 jours d’intervalle). En particulier en comparant avril 2008 et avril 2009, on remarque avec précision la position de la constellation du Taureau puisqu’une ligne qui la représente coïncide avec l’horizon. Cependant, si on pousse un peu plus loin la géométrie à ce propos, pour que les constellations reprennent exactement leur place, il faut les 365,256 36 jours d’une année sidérale. La différence de 0,25636 jour entre l’année sidérale et l’intervalle entre le 21 mars 2008 et 2009 produit un déplacement des constellations de moins de ¹/₄°, ce qui ne se voit pas sur la figure. Pour montrer la différence entre l’année sidérale et l’année tropique, j’ajoute une dernière séquence de trois images. L’année tropique est l’intervalle de 365,242 19 jours qui s’écoule entre deux équinoxes du printemps.

Ces trois dernières images sont espacées dans le temps de 3360 ans; elles sont au moment où le Soleil se couche à l’Ouest à l’équinoxe du printemps; il y a en plus les coordonnées équatoriales et la constellation de la Petite Ourse qui montre la position de l’étoile polaire.

On remarque d’abord que l’étoile polaire n’est plus le Pole Nord Céleste sur le deux images ci-dessus car l’axe de rotation de la Terre se déplace comme une toupie en parcourant la surface d’un cône. Ce mouvement de l’axe de rotation de la Terre s’appelle la précession. L’arc de cercle entre l’écliptique et l’horizon est l’équateur céleste. Le plan de l’équateur céleste est le même que le plan de l’équateur terrestre; l’axe joignant les pôles Nord et Sud célestes se confond avec l’axe joignant les pôles Nord et Sud géographiques. Pendant la précession, l’angle de 23,5° entre l’équateur et l’écliptique demeure constant. Le point d’intersection entre l’équateur et l’écliptique est là où se trouve le Soleil à l’équinoxe du printemps; c’est le point vernal. Le déplacement du point vernal qui produit la précession des équinoxes s’accomplit sur une période de 25 775 ans. J’ai calculé que le point vernal c’est déplacé de 94° en 6720 années dans notre séquence d’images. La différence entre l’année sidérale et l’année tropique s’explique ainsi : (365,256 36 - 365,242 19) × 25 775 = 365,24 jours. L’année tropique est préférée à l’année sidérale pour faire revenir les saisons (équinoxes et solstices) aux mêmes dates (ou presque) plutôt que les constellations. S’il y a encore une différence de date pour l’équinoxe du printemps sur ces images, ça peut être due à d’autres caractéristiques orbitales qui affectent les saisons.