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)

Retour haut page

Inf rmation

Accueil |

Nos

activités du

mois

| Le club de

Toussaint

| Les

éphémérides

| Les

dossiers

| Le

glossaire

| Contacts | Les

liens

Merci de nous faire part de toutes vos remarques, critiques et commentaires sur ce site

- L'utilisation de ce site signifie que vous en acceptez les conditions -

Conditions d'utilisation du site " Copyright "© Tous droits réservés.