Le repérage sur Terre et dans le ciel

Les différents systèmes de coordonnées

Pour se repérer à la surface de la Terre que l'on peut assimiler à une sphère, il suffit de deux coordonnées : la latitude et la longitude.

Si la mesure de la latitude est assez simple, celle de la longitude est plus complexe. Il a fallu attendre le 17ème siècle et l'invention de gardes-temps (horloges) pour pouvoir réaliser des mesures assez précises.
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A bord des navires, les mesures se faisaient à l'aide de sextants, depuis la fin du 20ème siècle, ils ont été remplacés par les GPS. Il est possible de réaliser une maquette simplifié de sextant.

Comment repérer un astre dans le ciel ?

Quand nous observons les étoiles ou tout autre astre, nous n'avons aucune notion de leur distance. Elles nous semblent toutes à la même distance. Pour reprendre une idée de plusieurs millénaires, elles semblent fixées sur une sphère. Donc pour les repérer il suffit de disposer de deux coordonnées comme pour le repérage d'une ville à la surface de la Terre.

Comme pour les coordonnées terrestres, il faudra définir un plan de référence et une direction privilégiée. Suivant les choix faits, on distinguera :

- les coordonnées horizontales, dans ce cas le plan de référence est le plan horizontal et la direction le Sud. On définit alors la hauteur h de l'astre et son azimut a. Ces coordonnées vont dépendre du lieu d'observation. Des télescopes sont montés sur montures azimutales qui utilisent ces coordonnées.
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Il est possible de mesurer la hauteur du Soleil (voir activité : comment mesurer la hauteur du Soleil ?).

- les coordonnées horaires, dans ce cas le plan de référence est le plan équatorial et la direction celle du Sud . On définit alors la déclinaison d de l'astre et son angle horaire H.
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- les coordonnées équatoriales, dans ce cas le plan de référence est le plan équatorial et la direction celle du point vernal (point g). On définit alors la déclinaison d de l'astre et son ascension droite a. Ces coordonnées ne dépendent plus du lieu d'observation, il est possible de faire des tables donnant ces coordonnées pour les étoiles. La plupart des télescopes sont montés sur montures équatoriales. Consultez notre diaporama.

Il est possible de mesurer la déclinaison du Soleil (voir activité : comment mesurer la déclinaison du Soleil ? )

- les coordonnées écliptiques, le plan de référence est le plan écliptique et la direction celle du point vernal (point g). On définit alors la déclinaison écliptique b de l'astre et son ascension droite écliptique l.
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Remarques :

Pour les astres proches (Lune, Soleil, planètes, comètes, ...) les coordonnées équatoriales ou écliptiques varient chaque jour, surtout à cause du déplacement de ces astres. Par contre pour les objets lointains (étoiles, nébuleuses, galaxie, amas, ...) ces coordonnées ne varient pratiquement pas. La variation annuelle est due parfois au déplacement pour les étoiles les plus proches, mais elle est surtout due au phénomène de précession des équinoxes. Comme la Terre n'est pas une sphère parfaite, elle tourne comme une toupie, son axe a un mouvement de précession (1 tour en 27 000 ans). Ainsi lors de la construction des pyramides d'Egypte, le pôle Nord n'était pas dans la direction de a de la Petite ourse, mais de a du Dragon (Thuban).

Du fait de ce mouvement de l'axe, par rapport aux étoiles, le plan équatorial oscille ; son intersection avec le plan de l'écliptique change et la position du point g également. La déclinaison et l'ascension droite d'une étoile varie d'une année sur l'autre. C'est une variation faible, la variation sur l'ascension droite est de l'ordre de 50" par an (360 en 27 000 ans).