PLAN de la visite du système solaire
LA
MESURE DES DISTANCES
La mesure de la Terre
Comprendre
- Concepts fondamentaux
RETOUR
ACCUEIL
LES SAISONS
|
cliquer ici pour obtenir les dates des
saisons d'une année quelconque
Comprendre
- Concepts fondamentaux
RETOUR ACCUEIL
COMMENT SE REPERER DANS LE CIEL ?
La sphère céleste
Le repère équatorial
Le repère local
Repérage d´un astre inconnu
Le passage d´un astre au méridien
Le rattachement aux étoiles voisines
L´instrumentation
Comment se repérer dans
le ciel ?
Lorsque l´on regarde le ciel depuis le sol terrestre,
comment trouver les astres du système solaire, les étoiles, comment savoir où
nous nous trouvons dans l´espace ? Nous voyons une voûte céleste
constellée de points brillants dont certains en mouvement, mais nous n´avons
pas la sensation de nous mouvoir nous-mêmes dans l´espace. L´idée d´une Terre
fixe au centre de l´univers s´impose tout naturellement, mais, à la réflexion,
les choses ne sont pas si simples que cela. Voyons comment comprendre comment
ça marche à partir de nos observations.
Tout d´abord nous devons constater que les étoiles et les
planètes ne restent pas fixes sur la voûte céleste. Leurs mouvements
proviennent soit du mouvement de la Terre autour de son axe (mouvement diurne),
soit du mouvement de la Terre autour du Soleil (mouvement apparent des corps du
Soleil et des planètes), soit du mouvement propre de ces astres (insignifiant
pour les étoiles mais régulier et très détectable pour les planètes).
L´astronomie de position va nous aider à déméler tous ces mouvements qui se
superposent.
Tout d´abord, notre perception du ciel est celle d´une
sphère : étoiles et planètes sont toutes -apparemment- à la même
distance de nous. Notre perception du relief, en effet, s´arrête à quelques
dizaines de mètres de nous : au-delà, nous ne percevons plus de
relief, donc plus de distances mais seulement des angles.
Nous sommes donc, chacun d´entre nous, le centre d´une
sphère sur laquelle nous voyons les corps célestes : on l´appelle la
sphère céleste et on va mesurer des angles sur cette sphère.
Mais comment s´y retrouver ? D´autant plus que
cette sphère semble tourner : au-dessus d´un lieu donné, on ne voit
pas toujours les mêmes étoiles...
On va procéder comme sur la surface de la
Terre : on va tracer des méridiens et des parallèles, choisir un
méridien origine et un équateur. Pour cela il y a plusieurs façons d´aborder le
problème.
|
|
|
|
La sphère céleste équatoriale définie |
La sphère céleste locale définie |
Pour déterminer un équateur dans le ciel, c´est assez
simple : on remarque tout d´abord que toutes les étoiles semblent
tourner sur des petits cercles autour de l´étoile polaire (c´est le mouvement
diurne de la Terre). Ainsi, l´équateur terrestre se projette sur la sphère
céleste et dessine un équateur céleste aisé à trouver. Le mouvement de rotation
de la Terre autour de son axe apparaît donc de cette façon. On peut maintenant
compter des angles sur la sphère céleste comme les latitudes sur la Terre. On
appelle cet angle une "déclinaison" que l´on compte de -90° à +90° du
pôle Sud au pôle Nord. Le pôle Nord est matérialisé par une étoile qui semble
fixe : l´étoile polaire.
|
|
|
Les coordonnées équatoriales : |
Pour déterminer un méridien origine, c´est un peu plus
compliqué. Tout d´abord, la sphère céleste semble tourner, ce qui ne facilite
pas le choix d´un méridien origine. Mais on peut l´imaginer s´arrêter un
instant. L´idée la plus simple serait de prendre une étoile quelconque et de
dire que le méridien qui passe par cet étoile est le méridien origine. Outre le
fait que l´on n´est pas sûr que l´étoile est vraiment fixe, un tel repère n´est
pas, a priori, logique, car un tel méridien origine n´aurait pas de sens
astronomique, ni dynamique, car rappelons-le, tout bouge et il est important de
relier les repères sur la sphère céleste à ces mouvements. C´est le mouvement
de rotation de la Terre autour de son axe qui nous désigne l´équateur céleste
(mouvement lié à la durée du jour). Ce sera le mouvement de la Terre autour du
Soleil qui va nous désigner le méridien origine qui sera relié, on le verra
plus tard, à l´année.
Sur la sphère céleste que nous avons arrêtée, les étoiles
sont fixes mais certains astres (autrefois appelés "astres errants")
s´y déplacent : les planètes, la Lune et surtout le Soleil, même si
ce dernier cache les étoiles près desquelles il passe. Le Soleil décrit un
grand cercle sur la sphère céleste en un an : c´est un mouvement
apparent dû à la révolution annuelle de la Terre autour du Soleil. On parle
ainsi souvent de l´orbite du Soleil car, au point de vue cinématique,
c´est-à-dire lorsque l´on ne considère pas les forces en jeu (la dynamique), on
considère que c´est le Soleil qui tourne autour de la Terre!
Comme la Terre ne tourne pas autour du Soleil dans le plan
de l´équateur (l´axe de la Terre est incliné), le grand cercle décrit par le
Soleil sur la sphère céleste coupe l´équateur céleste en deux points opposés.
Vu de la Terre, le Soleil parcourt ce grand cercle en un an. A l´un des points
d´intersection ci-dessus il passe au-dessus de l´équateur et à l´autre il passe
dessous. Le premier est appelé nœud ascendant et le deuxième est appelé nœud
descendant.
Le nœud ascendant est aussi appelé point vernal, point g
(gamma) ou équinoxe de printemps (le nœud descendant correspond à l´équinoxe
d´automne). Le Soleil y passe au 21 mars. Le grand cercle décrit par le Soleil
définit le plan orbital de la Terre : c´est l´écliptique.
C´est le méridien passant par le point vernal qui sera
désigné comme méridien origine de la sphère céleste pour le repère équatorial.
Les longitudes d´un astre dans un tel système sont appelées "ascensions
droites". Elles sont comptées positivement vers l´est de 0 à 24 heures (et
non de 0 à 360° bien que ce soient des angles).
On peut également prendre le plan de l´écliptique (le plan
de la révolution de la Terre autour du Soleil) comme plan de référence. Dans ce
repère on définira son pôle comme le pôle de l´écliptique et l´origine des
méridiens à l´équinoxe (le point d´intersection de l´équateur terrestre). Dans
ce repère (repère écliptique), on comptera les positions des astres en
longitudes et latitudes.
|
|
|
Repère
écliptique : Q est le pôle de l´écliptique |
Nous avons donc défini un système qui permet de repérer un
astre par ses coordonnées (ascension droite et déclinaison) dans le ciel, mais
un problème subsiste : pour un observateur en un lieu donné, ce
repère n´est pas fixe par rapport à lui : comment trouver le méridien
origine pour calculer une position ?
Revenons à notre sphère céleste initiale. Nous sommes à la
surface de la Terre et nous regardons le ciel. Comment définir un repère très
simple sur cette sphère céleste ? L´équateur de référence peut être
défini tout simplement par le plan horizontal qui nous entoure. La latitude
d´un astre sera en fait sa hauteur au-dessus de l´horizon. Le pôle sera alors
naturellement pris au-dessus de notre tête, au zénith. Le méridien origine sera
pris dans la direction du Sud puisque c´est là que les astres culminent dans
leur mouvement journalier (mouvement
diurne) : il sera facile à trouver même sans aucune indication a
priori. La longitude d´un astre dans ce repère sera l´azimut.
|
|
|
|
Les coordonnées équatoriales : |
Les coordonnées locales : |
On remarque que le pôle du repère équatorial que nous avons
défini précédemment se trouve sur le méridien origine du repère local (repère
horizontal). On peut donc définir un repère local ayant comme équateur
l´équateur céleste et comme méridien origine la direction du Sud (méridien du
lieu). Dans ce repère équatorial local, la déclinaison d´une étoile est la même
que dans le repère équatorial absolu, c´est à dire indépendant du mouvement de
rotation diurne de la Terre. Par contre, la longitude d´un astre sera comptée à
partir du méridien du lieu. On l´appellera l´"angle horaire" (compté
en heures dans le sens rétrograde -vers l´ouest-). Dans le repère local, il
faut noter que l´azimut, la hauteur et l´angle horaire varient au cours du
temps même pour un astre fixe.
Revenons au problème initial : comment trouver
une étoile dont on connaît l´ascension droite et la
déclinaison ? Pour cela il nous faut connaître à chaque instant la
position de l´origine des ascensions droites c´est-à-dire du point vernal
(équinoxe). L´angle horaire du point vernal (l´angle séparant le point vernal
du méridien du lieu) est une quantité calculable pour un lieu
donné : elle est appelée "temps sidéral local". Il faut
bien noter que le temps sidéral est un angle, pas un temps.
Ainsi pour un lieu donné :
Angle horaire d´une étoile H = angle horaire du point g - ascension
droite de l´étoile a
Soit H = T - a
Par contre, trouver l´azimut et la hauteur d´une étoile
nécessite ensuite de résoudre le triangle sphérique étoile-pôle Nord
céleste-zénith du lieu.
Quand on observe un objet inconnu dans le ciel, comment
mesure-t-on pratiquement ses coordonnées ascension droite et
déclinaison ?
Le passage d´un
astre au méridien
La méthode la plus ancienne consiste à attendre que cet
astre passe au méridien du lieu. A ce moment, on mesure sa hauteur au-dessus de
l´horizon (c´est son point culminant) et on comprend, en regardant les sphères
célestes locales et équatoriales que la hauteur mesurée donne directement la
déclinaison si on connaît la latitude du lieu d´observation. Le problème peut
être inversé : si on connaît la déclinaison de l´astre, on peut en
déduire la latitude du lieu : c´est le principe du point en mer.
|
|
|
La déclinaison mesurée grâce à la hauteur h |
Pour l´ascension droite, il suffit de noter l´heure du
passage au méridien. A ce moment l´angle horaire est nul, et connaissant le
temps sidéral local (calculable), on en déduit l´ascension droite de l´astre.
Cette méthode a l´inconvénient de nous faire attendre que l´astre passe au
méridien et de ne permettre qu´une seule mesure par jour. Pour résoudre ce
problème, on a fabriqué des instruments permettant de mesurer une hauteur pour
un azimut quelconque.
Le rattachement aux
étoiles voisines
La technique photographique ou d´imagerie électronique se
pratique avec un télescope fournissant une image d´une partie du ciel, un
"champ" dont la dimension est mesurée en angle sur le ciel.
Transformer des mesures en millimètres sur l´image en angles sur le ciel
nécessite d´avoir une image de l´objet inconnu entouré d´images d´étoiles de
catalogue dont on connaît les coordonnées. Le processus de réduction
astrométrique va permettre de calculer l´échelle de l´image qui transformera
des millimètres en unités d´angle et l´orientation qui indiquera la direction
de l´est selon l´équateur céleste. Cela nous conduira aux positions en
ascension droite et déclinaison cherchées. Le processus de réduction
astrométrique repose sur ces principes mais se complique pour plusieurs
raisons :
-l´image réalisée est plane alors que l´image d´un morceau de sphère céleste au
foyer d´un télescope est sphérique. Il faut tenir compte de la projection
réalisée;
-l´optique du télescope n´est pas parfaite et engendre des déformations du
champ (pas d´isotropie de l´échelle ni de l´orientation) et les
caractéristiques du télescope (focale de l´optique) ont la fâcheuse tendance à
se modifier avec la température;
-la réfraction atmosphérique rapproche les astres du zénith : une
correction spécifique est aussi nécessaire et dépend de l´état de l´atmosphère
au dessus du télescope.
Ces effets sont pris en compte en introduisant des inconnues dans le processus
de réduction. Un plus grand nombre d´étoiles de catalogues est alors nécessaire
pour étalonner le champ observé. La haute précision astrométrique est à ce
prix.
Les catalogues d´étoiles ont beaucoup progressé au cours
des dernières années et on dispose actuellement d´un "bornage" ou
"arpentage" dense du ciel par les étoiles de catalogue.
|
A droite, le champ du satellite
Phœbé de Saturne, pris le 21 mars 1998 à 2h 52m UTC à l´observatoire de
Haute-Provence (champ de 12 minutes de degré, télescope de 120 cm). On
identifie l´astre mobile de deux manières : |
|
|
A droite l´image de référence ne
contenant pas l´astre Phœbé. Cette image a été prise avec le télescope de
Schmidt de l´observatoire du Mont Palomar à une date bien antérieure. On
identifie les mêmes étoiles du champ que l´on va retrouver dans le catalogue
(ci-dessous à droite). |
|
|
Il reste à identifier des
étoiles connues de catalogue qui permettront d´étalonner le champ
(détermination de l´échelle en angle par millimètre et de l´orientation par
rapport au repère équatorial des ascensions droites et des déclinaisons).
Ci-contre à droite une carte de champ extraite du "Guide Star
catalogue", un catalogue très dense d´étoiles construit pour permettre
le pointage du Télescope Spatial. |
|
L´instrumentation pour les mesures astrométriques a
énormément évolué au cours du temps. Les instruments anciens ne faisaient que
du pointage de visée à l´œil nu.
Sont apparus ensuite les instruments optiques à observation visuelle à l´aide
d´un micromètre (il fallait placer l´astre à la croisée d´un réticule de visée
et lire des cercles gradués) : c´est le cas des héliomètres.
Avec la photographie, on pouvait conserver l´observation après coup et
l´analyser et la mesurer tranquillement. Il y eut d´abord les réfracteurs (type
"carte du ciel") bientôt supplantés par les télescopes de Schmidt. Ces
instruments servirent à cartographier systématiquement le ciel. Les plaques
photographiques conservées de nos jours sont toujours utiles.
Aujourd'hui, on utilise des récepteurs électroniques CCD (à transfert de
charges) qui fournissent directement des images numériques aisément analysables
et mesurables.
