COORDONNEES CELESTES (astronomiques)


La détermination de la direction d'un astre sur la sphère céleste se fait par des coordonnées célestes de cet astre. Différents systèmes de coordonnées sont utilisés, choisis en fonction du but de l'observation et des problèmes à résoudre. Dans tous les cas ce sont deux angles au centre ou arcs de grands cercles définis par rapport à un plan choisi arbitrairement, passant par le centre de la sphère céleste, dit plan principal ou plan de référence, et par rapport à une demi-droite perpendiculaire à ce plan au centre de la sphère.


Coordonnées horizontales locales

Le centre 0 de la sphère céleste est le lieu où se trouve l'observateur (figure ci-dessous). 

 

 

Le plan fondamental est l'horizon astronomique ; la perpendiculaire en 0 à ce plan est donc la verticale nadir-zénith (NZ). Soit un astre M. Le demi plan passant par la droite NZ et l'astre M s'appelle le vertical de l'astre M ; il coupe la sphère céleste suivant le demi grand cercle NMZ et le grand cercle horizon en m. Sur ce grand cercle horizon la direction OS du sud est déterminée (Voir sphère céleste). On appelle azimut de M l'angle a = SOm ou l'arc Sm ; il se compte de 0 à 360° dans le sens rétrograde, c'est à dire dans le sens du mouvement diurne. Tous les astres situés sur un même vertical ont même azimut. On appelle hauteur de l'astre M l'angle h = mOM ou l'arc mM du vertical. Les hauteurs se comptent à partir de l'horizon, de 0 à + 90° vers le zénith si M se trouve au-dessus de l'horizon, de 0 à - 90° vers le nadir si M est au-dessous. a et h sont les coordonnées horizontales locales de M. On remplace quelquefois h par son complément algébrique, la distance zénithale z de M, qui se compte de 0 à 180° à partir de Z. Dans tous les cas on a : h + z = 90°.
Ces coordonnées se mesurent facilement et avec précision (théodolite) mais varient avec le lieu d'observation et pour un lieu donné varient d'un instant à l'autre (a varie de 360° en 24 h).


Coordonnées horaires (figure ci-dessous). 

 

 

Le système précédent est un système local rapporté au zénith. Un deuxième système local se rapporte cette fois aux pôles célestes. Le plan fondamental est le plan de l'équateur céleste, la perpendiculaire en 0 à ce plan est la ligne des pôles PP'. Le plan formé par la verticale NZ et la ligne des pôles PP' est le plan méridien du lieu 0 (plan de la feuille) ; il coupe l'équateur suivant EE' ; OS direction du sud dans l'horizon. Soit un astre M. Le demi-plan passant par la ligne des pôles et l'astre M coupe la sphère céleste suivant le demi grand cercle PMP' qui est appelé le cercle horaire de l'astre M ; ce cercle horaire coupe l'équateur en m. On appelle angle horaire de l'astre M l'angle de son cercle horaire et du demi méridien contenant le zénith : c'est l'angle au centre H = EOm ou l'arc Em de l'équateur. Il est compté positivement de 0 à 360° à partir de E et dans le sens rétrograde ; c'est le sens du mouvement diurne donc l'angle horaire croît de 360° en un jour sidéral ou 24 heures ; c'est pourquoi on compte aussi souvent l'angle horaire de 0 à 24 heures dans le sens rétrograde (l heure correspond à 15°), On appelle déclinaison de l'astre M l'angle formé par la direction de M et l'équateur : c'est l'angle au centre d = mOM ou l'arc mM du cercle horaire. On la compte à partir de l'équateur de 0 à + 90° vers le pôle nord et de 0 à - 90° vers le pôle sud. Au cours du mouvement diurne l'astre M décrit un petit cercle de la sphère céleste parallèle à l'équateur, donc sa déclinaison ne varie pas. Les coordonnées horaires sont bien adaptées à la représentation du mouvement diurne ; mais leur mesure est moins précise que celle des coordonnées horizontales, la direction de la ligne des pôles étant plus difficile à déterminer avec précision que celle de la verticale.


Coordonnées équatoriales (figure ci-dessous). 

 

 

Dans les systèmes précédents la direction d'un astre sur la sphère locale est définie par ses coordonnées horizontales variables toutes deux ou par ses coordonnées horaires dont l'une est variable. Pour définir un système dans lequel les coordonnées d'un astre sont indépendantes du mouvement diurne il faut utiliser la sphère des fixes et choisir des éléments de référence indépendants de ce mouvement et du lieu d'observation. On garde le plan de l'équateur céleste comme plan fondamental ; on retrouve alors pour l'une des coordonnées, la déclinaison d = mOM ou l'arc mM du cercle horaire. La deuxième coordonnée est mesurée sur l'équateur à partir d'un point remarquable, le point vernal g (voir ce mot) ; on appelle ascension droite de l'astre M l'angle au centrer a = g0m ou l'arc gm de l'équateur comptée de 0 à 360° ou plus généralement de 0 à 24 heures dans le sens direct, c'est-à-dire dans le sens de la rotation de la Terre sur elle-même (on rencontre encore le symbole AR initiales de la dénomination latine ascencio recta). Ascension droite et déclinaison sont les coordonnées équatoriales de l'astre M, celles que l'on trouve dans les catalogues d'étoiles et sur les cartes stellaires.
Ces coordonnées ne sont constantes qu'en première approximation. En réalité la précession des équinoxes (voir ce mot) fait varier lentement le point vernal et déplace le plan de l'équateur ce qui amène une lente variation des coordonnées équatoriales. C'est pourquoi on indique, pour ces coordonnées, une année de référence et des tableaux donnent les corrections à faire.


Coordonnées écliptiques (figure ci-dessous). 

 

 

Le plan de l'équateur n'étant pas rigoureusement stable, les astronomes utilisent aussi comme plan fondamental le plan de l'écliptique qui conserve une direction très constante ; la perpendiculaire en 0 coupe alors la sphère des fixes en deux points P et P' appelés pôles de l'écliptique ; le demi-cercle PMP' coupe l'écliptique en m. La longitude céleste de l'astre M est l'angle au centre L = gOm ou l'arc gm du grand cercle écliptique, comptée à partir du point vernal g de 0 à 360° dans le sens direct (sens du mouvement apparent du Soleil, au cours d'une année, sur l'écliptique). La latitude céleste de l'astre M est l'angle au centre l = mOM ou l'arc mM compté à partir de l'écliptique de 0 à + 90° dans le sens du pôle nord P de l'écliptique, de 0 à - 90° dans le sens du pôle sud. Ces coordonnées écliptiques s'emploient essentiellement dans l'astronomie théorique pour déterminer les orbites des corps célestes.