La Terre évolue sur une trajectoire plane : une ellipse. Son excentricité très faible (0,017) en fait pratiquement un cercle. La distance moyenne au soleil (environ 150 millions de km) est utilisée comme unité de longueur dans le système solaire (principalement, car les distances interstellaires sont trop grandes) : c'est l'unité astronomique (UA).
L'axe de rotation de la Terre, passant
par ses pôles n'est pas perpendiculaire au plan de la
trajectoire (l'écliptique). Il s'écarte de la
perpendiculaire d'un angle de 23°26'. C'est le seul chiffre
qui va nous permettre d'expliquer les mouvements de la voûte
céleste et le phénomène des saisons. Tout
d'abord, visualisons l'horizon que nous voyons en un point de la
Terre.
La figure ci-dessous montre les
différentes positions de la Terre par rapport au
Soleil.
Ainsi en été, le Soleil
est haut dans le ciel : il fait chaud. La figure ci-contre montre
de plus qu'au SE (Solstice d'été, le 21 Juin) le
Soleil, en une journée, doit parcourir AA' : les jours sont
longs.
Mais en hiver, le Soleil est bas dans le
ciel : il fait froid (l'énergie solaire est plus
"étalée"). Au SH (Solstice d'Hiver, le 21
Décembre), le soleil parcourt BB' en une journée :
les jours sont courts.
Ce sont les premières
conséquences de l'inclinaison de l'axe de rotation de la
Terre.
La figure 1 montre qu'aux équinoxes, la séparation entre nuit et jour passe par les pôles. Ainsi chaque point de la Terre voit le Soleil pendant 12 h et la nuit pendant 12h: d'où le nom "équinoxe". D'autre part la figure 4 montre (et c'est une conséquence de ce qui précède) que le Soleil se lève exactement à l'est et se couche exactement à l'ouest, ce qui n'est pas le cas des autres jours de l'année.
Aux solstices, les figures 1 et 4 montrent que la durée d'ensoleillement est extremum (max au SE et min au SH) comme la hauteur du Soleil (max au SE et min au SH).
C) Autres conséquences
Observons sur la fig.1 les
phénomènes se produisant aux pôles. Sur l'arc
EA-SH-EP, le pôle Nord est plongé dans une nuit de
six mois, malgré la rotation de la Terre. C'est le seul
point de la Terre qui puisse voir le Soleil six mois
ininterrompus, ou ne pas le voir sur la même durée:
en effet, en EA et EP, tout point de la Terre voit le Soleil 12h
de suite, sauf (à la limite) les pôles.
Cependant, en SE et SH, pour tout point
dans ce que l'on appelle le cercle polaire (mis en évidence
en SE fig.1), le soleil ne se couche et ne se lève pas dans
la journée. Les 2 cercles polaires sont à ...
23°26' des pôles. Pour tout point intérieur
à ces régions polaires, il existe une période
de l'année (de plusieurs jours pour l'intérieur,
jusqu'à 6 mois pour les pôles, mais d'une seule
journée pour un point sur les cercles) où le Soleil
ne se couche pas, et une période où le Soleil ne se
lève pas. D'où le Soleil de minuit...
On peut aussi remarquer qu'aux
pôles, la rotation propre de la Terre ne fait pas varier la
hauteur du Soleil dans le ciel. Ainsi celui-ci de lève,
monte jusqu'à une hauteur de...oui! 23°26', et se
couche tous les six mois ! Le cycle complet est bouclé en
un an (on peut donc dire que les journées sont 365 plus
longues aux pôles qu'en Europe).
Intéressons-nous aux
régions équatoriales. En EP et EA (fig.1), le Soleil
est à la verticale de l'équateur : il passe donc au
zénith à 12h en chaque point de
l'équateur.
L'évolution de l'inclinaison de
la Terre par rapport aux rayons provenant du Soleil, entre
solstice et équinoxe, nous indique que les latitudes les
plus hautes où le Soleil peut être au zénith
sont celles où il est effectivement au zénith
à midi en SE et SH. Les deux cercles correspondant à
ces latitudes (qui valent +23°26' et -23°26') sont les
tropiques. Le Soleil est donc au zénith des tropiques
à midi aux solstices (tropique du Capricorne en
été et tropique du Cancer en hiver). La bande
située entre les deux tropiques (région "tropicale")
est l'ensemble des points du globe où le Soleil peut
être au zénith (à midi) au moins une fois dans
l'année. Et l'équateur terrestre est l'ensemble des
points du globe où le Soleil s'éloigne le moins du
zénith pendant l'année (au maximum de 23°26'
bien sûr). Par comparaison, à Paris, le Soleil est
à 20° au dessus de l'horizon en hiver (soit à
70° du zénith) et à 65° en
été (à 25° du zénith). On
comprend pourquoi les régions tropicales ont un climat
si... exotique!
Nous allons maintenant nous occuper du
mouvement des étoiles, et introduire la sphère
céleste. Nous observerons, pour ce faire, les mouvements de
la Terre d'un autre point de vue : au lieu de représenter
la Terre "inclinée" et son plan de révolution
horizontal, on se placera sur la Terre en mettant horizontalement
le plan de l'horizon, et l'on observera le mouvement des astres
sur une demi-sphère céleste. Ce changement de
perspective permettra aussi de mieux comprendre ce que nous avons
vu jusqu'à maintenant.
II) La sphère céleste
A) Représentation et
mouvements
Tout d'abord, constatons que la
taille de la Terre est négligeable devant sa distance
aux étoiles, et même aux planètes. Elle
sera représentée, ainsi que l'observateur
terrien, par un point sur les schémas
suivants.
L'axe de rotation de la Terre a
une direction fixe malgré le mouvement de
révolution : il "traverse" donc la sphère
céleste en deux points immobiles par rapport aux
étoiles (qui sont considérés, ce qui
est pratiquement vrai, comme immobiles). Il faut remarquer
que pour un observateur fixe à la surface de la
Terre, ces points sont aussi fixes par rapport au ciel qu'il
voit : ils constituent les pôles Nord et Sud
célestes. De même l'équateur terrestre
définit un plan de direction fixe : ce plan coupe la
sphère céleste en l'équateur
céleste.
La figure ci-dessous montre une représentation du
ciel qu'il est pratique d'avoir en tête. L'angle PHI
représente la latitude du lieu.
Remarque
:
Pour ce qui concerne l'astronomie,
seule la latitude compte et change l'aspect du ciel. La
longitude n'a pas d'importance, du fait de la rotation de la
Terre.
L'angle PHI de la figure vaut donc, pour nous, environ 49°. Il est à remarquer que le pôle Nord céleste est très proche d'une étoile brillante, appelée "étoile polaire". Si vous cherchez la direction du pôle (par exemple pour orienter grossièrement une monture de télescope, comme nous le verrons plus tard), il suffit de chercher une étoile brillante, dans la direction du nord géographique, à une hauteur d'environ 50° au-dessus de l'horizon.
Remarque sur le mouvement des
pôles :
L'axe de rotation de la Terre n'est en
fait pas fixe. Il décrit un cône (figure ci-dessus)
en 26000 ans. C'est le phénomène, très
important, de précession des équinoxes (il s'agit
bien en effet de précession d'après les angles
d'Euler). Il se superpose un phénomène de nutation
(les petites ondulations) d'une période de 18,6 ans. Bien
que faible, le déplacement a été
découvert par les Grecs, dans l'Antiquité ! La
précession ne change rien à l'œil nu, à
l'échelle des siècles, mais les coordonnées
des étoiles doivent être modifiées
régulièrement car les déplacements sont
visibles dans un télescope sur un siècle (voire
moins). On peut aussi noter que, du fait du mouvement de l'axe,
les pôles célestes se déplacent sur la
voûte céleste: ainsi dans 14000 ans, l'étoile
polaire sera Véga de la Lyre !
Revenons aux mouvements des étoiles. La Terre tournant
autour de son axe Nord-Sud, un observateur verra les
étoiles bouger. Comme les pôles, eux, ne bougent pas,
les étoiles durant la nuit vont décrire des cercles
pour l'observateur (figure ci-dessus). Les astres apparaissent
à l'horizon Est et disparaissent sur l'horizon
Ouest.
La figure précédente
montre les mouvements apparents des étoiles suivant la
situation géographique de l'observateur sur le globe
terrestre. Nous correspondons au troisième cas. Remarquez
la calotte polaire, au pôle Sud, qui est constituée
des étoiles que nous ne pourrons jamais voir sous nos
latitudes. On peut noter que la Petite Ourse et Cassiopée
sont dans la calotte Nord (elles sont à moins de 49°
du pôle Nord céleste) et donc ne se couchent jamais
pour nous (on ne peut pas s'en rendre compte car on ne les voit
pas en plein jour).
Observons maintenant les mouvements du
Soleil au cours de l'année. Ils sont dus aux
déplacements de la Terre. La figure ci-contre montre que
pour la Terre le Soleil décrit sur la sphère
céleste la projection du plan de l'écliptique sur
cette sphère. Cette trajectoire sera aussi appelée
écliptique. C'est un "diamètre" de la sphère,
comme l'équateur, qui fait un angle de 23°26' avec ce
dernier.
Reprenons la figure 1. Aux
équinoxes, on constate que l'axe Terre-Soleil est confondu
avec la droite intersection du plan de l'écliptique et du
plan de l'équateur. Ainsi les deux intersections de
l'écliptique et de l'équateur céleste sont
les positions du Soleil sur la voûte céleste aux
équinoxes. L'un de ces points sera important lorsque nous
utiliserons les coordonnées célestes : c'est le
point qui, à 0H à l'équinoxe d'Automne, est
sur le méridien local, vers le Sud, à une hauteur
égale à la colatitude du lieu
(colatitude=90°-latitude). C'est le point vernal (noté
GAMMA) position du Soleil à l'équinoxe de printemps
(EP).
B) La bande zodiacale
L'écliptique est
généralement représenté sur une carte
céleste. Il passe à travers un certain nombre de
constellations, que l'on appelle constellations du zodiaque. La
figure suivante montre ces constellations : vous reconnaissez les
signes astrologiques. Mais où interviennent les
planètes ?
Il est maintenant admis que le
système solaire s'est formé à partir d'une
nébuleuse de gaz en rotation. Or Poincaré a
montré dans les années 1900 que toute masse en
rotation avait tendance à s'aplatir en disque (ce qui
expliquerait du même coup les anneaux de
Saturne).
Ainsi les planètes formées
comme des grumeaux sur le disque primitif. Cela a une
conséquences visible : les plans de leurs trajectoires sont
pratiquement tous confondus, à 1 ou 2° près,
avec le plan de l'écliptique, plan de révolution de
la Terre. Pluton est un cas à part : c'est peut-être
un ancien satellite de Neptune, ce qui explique que sa trajectoire
s'éloigne jusqu'à 17° de
l'écliptique.
Sur la voûte céleste, les
planètes ont des trajectoires qui ne s'éloignent pas
à plus de 2° (4 diamètres lunaires) de
l'écliptique : elles transitent donc aussi à travers
les constellations zodiacales, ce qui explique leur importance en
astrologie...
Le fait que les planètes se
déplacent pratiquement sur l'écliptique simplifie
considérablement la compréhension de leur situation
dans le ciel.
Remarque :
La Lune se déplace aussi, en
première approximation, sur
l'écliptique.
Positions de l'écliptique
durant l'année :
La figure 1 permet de prévoir ces
positions. Voici les plus importantes.
Si l'on considère deux plans sécants et que l'on fait tourner le système de PI autour d'un axe perpendiculaire au plan P1, P1 ne change pas (c'est le cas du plan équatorial) alors que P2 se transforme en son symétrique par rapport à P1 (Plan écliptique) :
Par conséquent, en hiver, le
Soleil est bas en journée, les planètes et la Lune
sont hautes dans la nuit (observation favorables), tandis qu'en
été, le Soleil est haut en journée, les
planètes et la Lune sont basses dans la nuit.
Tout ceci est tiré du fait que
les planètes et la Lune se déplacent sur le plan de
l'écliptique. Bien sûr, lorsque la lune est visible
le jour, les conclusions relatives à sa hauteur
changent.
- à midi à l'EP.
- à minuit à l'EA.
LAMBDA=latitude du lieu
(environ 49°)
ALPHA=23°26'
On constate qu'à nos latitudes, l'écliptique n'est visible que vers le Sud à tout moment de l'année. C'est aussi sur le méridien, au Sud, que les étoiles et planètes culminent au milieu de la nuit. Lors de la recherche d'un site d'observation, on cherchera donc une vue dégagée vers le sud, d'autant plus que c'est dans cette direction que se trouvent les constellations les plus riches en étoiles (il y a peu d'étoiles dans la direction du pôle Nord céleste).