On peut calculer la position d'un corps céleste,
telle qu'elle apparaît depuis différents lieux.
Les coordonnées géocentriques ont dans ce cas un intérêt pratique pour le point central de la Terre et
les coordonnées topocentriques pour le lieu
de l'observateur à la surface de la Terre.
Les coordonnées géocentriques sont
celles qui sont établies pour le calcul des éphémérides.
Si vous voulez des coordonnées topocentriques, les calculs
seront plus nombreux, ce qui durera un peu plus longtemps. Les
coordonnées géocentriques sont quasiment des valeurs
moyennes, au vu de toutes les coordonnées topocentriques
possibles.
Correction de parallaxe
Les positions apparentes des corps célestes
changent lorsqu'on les observe en différents points de
la Terre. Plus le corps observé est proche de la Terre,
plus grand est l'angle de correction dans le ciel pour un déplacement
à la surface de la Terre : cet angle s'appelle parallaxe
ou correction de parallaxe.
Si vous vous représentez le corps à
observer comme se trouvant dans le plan équatorial de la
Terre, les plus grands écarts apparaissent par rapport
à la position géocentrique pour le pôle Nord
et Sud et tous les lieux de la Terre où la Lune se trouve
justement à l'horizon. Pour une distance moyenne de la
Lune de 384400 km, la parallaxe représente environ 3422
secondes d'arc, donc presque 1° ! Si la Lune se situe au
périgée, elle n'est éloignée que de
356410 km et la parallaxe vaut 3691 secondes d'arc, ainsi plus
d'un degré. Si vous imaginez à présent que
la Lune est immobile et qu'elle est observée depuis l'équateur,
sa position se modifie lors du lever et du coucher de la double
parallaxe, donc deux degrés environ. Cela équivaut
presque au quadruple diamètre (apparent) de la Lune !
Parallaxes de planètes
La parallaxe est pour la Lune proche, comme cela
à déjà été dit est très
importante. Tous les autres corps (mis à part des astéroïdes
ou comètes passant à proximité de la Terre)
sont beaucoup plus lointains et ont de ce fait une parallaxe bien
moins importante. Lors d'une conjonction inférieure, Vénus
peut se rapprocher de la Terre jusqu'à 41 millions de km
ce qui représente encore cent fois la distance de la Lune,
et pourtant c'est le corps qui se rapproche le plus dans le système
solaire. Sa parallaxe s'élève à environ 32
secondes d'arc, de sorte que des observateurs placés aux
antipodes de la Terre voient une différence de sa position
topocentrique d'un peu plus d'une minute d'arc. C'est comme par
hasard le diamètre apparent de Vénus lors d'une
conjonction inférieure.
Non ce n'est pas un hasard car Vénus est presque
aussi grande que la Terre et c'est pourquoi les deux angles sont
pratiquement identiques. En principe, cet angle, donc le double
de la parallaxe maximale du corps, correspond à la taille
apparente de la Terre vu depuis le corps.
Pour les autres corps du système solaire les
parallaxes sont encore plus faibles, celle du Soleil est en moyenne
environ 9 secondes d'arc, Pluton à son l'aphélie
en revanche atteint seulement 0.2 secondes arc.
Pour des astres encore plus éloignés
comme les étoiles, les parallaxes ne sont plus mesurables.
Pour l'étoile la plus proche, Alpha Centauri, la parallaxe
diurne ne fait plus qu'un 30000eme de seconde d'arc.
Parallaxe annuelle
La révolution annuelle de la Terre autour
du Soleil, modifie également la position de l'observateur
et ceci sur 300 millions de km environ (l'2 UA; ou UA est une
unité astronomique qui vaut : 149.6 millions de km). On
désigne par parallaxe annuelle l'angle de la modification
apparente d'un corps, lorsqu'on le mesure depuis la Terre et depuis
le Soleil (la valeur maximale de cette parallaxe n'intervient
que si le corps observé se situe perpendiculairement par
rapport à la ligne Terre - Soleil). Pour une étoile
comme Alpha Centauri avec une distance de la Terre d'à
peu près 4.3 années-lumière, il en résulte
une parallaxe de 0.76 secondes arc environ.