Écliptique - Ecliptic
L' écliptique est le plan de l'orbite de la Terre autour du Soleil. Du point de vue d'un observateur sur Terre, le mouvement du Soleil autour de la sphère céleste au cours d'une année trace un chemin le long de l'écliptique sur fond d'étoiles . L'écliptique est un plan de référence important et constitue la base du système de coordonnées de l' écliptique .
Mouvement apparent du Soleil
L'écliptique est la trajectoire apparente du Soleil au cours d'une année .
Parce que la Terre met un an pour orbiter autour du Soleil, la position apparente du Soleil prend un an pour faire un circuit complet de l'écliptique. Avec un peu plus de 365 jours dans une année, le Soleil se déplace chaque jour d'un peu moins de 1° vers l'Est. Cette petite différence dans la position du Soleil par rapport aux étoiles fait qu'un point particulier de la surface de la Terre rattrape (et se tient directement au nord ou au sud) du Soleil environ quatre minutes plus tard chaque jour que si la Terre n'avait pas tourné ; un jour sur Terre dure donc 24 heures plutôt que le jour sidéral d' environ 23 heures et 56 minutes . Encore une fois, il s'agit d'une simplification, basée sur une Terre hypothétique qui orbite à une vitesse uniforme autour du Soleil. La vitesse réelle à laquelle la Terre orbite autour du Soleil varie légèrement au cours de l'année, de sorte que la vitesse à laquelle le Soleil semble se déplacer le long de l'écliptique varie également. Par exemple, le Soleil est au nord de l'équateur céleste pendant environ 185 jours par an et au sud de celui-ci pendant environ 180 jours. La variation de la vitesse orbitale représente une partie de l' équation du temps .
En raison du mouvement de la Terre autour du centre de masse Terre-Lune , la trajectoire apparente du Soleil vacille légèrement, avec une période d'environ un mois . En raison de perturbations supplémentaires par les autres planètes du système solaire , le barycentre Terre-Lune oscille légèrement autour d'une position moyenne d'une manière complexe.
Relation avec l'équateur céleste
Parce que l'axe de rotation de la Terre n'est pas perpendiculaire à son plan orbital , le plan équatorial de la Terre n'est pas coplanaire avec le plan de l'écliptique, mais est incliné par rapport à celui-ci d'un angle d'environ 23,4°, ce qui est connu sous le nom d' obliquité de l'écliptique . Si l'équateur est projeté vers l'extérieur de la sphère céleste , formant l' équateur céleste , il traverse l'écliptique en deux points appelés équinoxes . Le Soleil, dans son mouvement apparent le long de l'écliptique, traverse l'équateur céleste en ces points, l'un du sud au nord, l'autre du nord au sud. Le passage du sud au nord est connu sous le nom d' équinoxe de printemps , également connu comme le premier point du Bélier et le nœud ascendant de l'écliptique sur l'équateur céleste. Le passage du nord au sud correspond à l' équinoxe d'automne ou nœud descendant .
L'orientation de l'axe de la Terre et de l'équateur ne sont pas fixes dans l'espace, mais tournent autour des pôles de l'écliptique avec une période d'environ 26 000 ans, un processus connu sous le nom de précession luni-solaire , car il est principalement dû à l'effet gravitationnel de la Lune et du Soleil sur le renflement équatorial de la Terre . De même, l'écliptique elle-même n'est pas fixe. Les perturbations gravitationnelles des autres corps du système solaire provoquent un mouvement beaucoup plus petit du plan de l'orbite terrestre, et donc de l'écliptique, connu sous le nom de précession planétaire . L'action combinée de ces deux mouvements est appelée précession générale et modifie la position des équinoxes d'environ 50 secondes d'arc (environ 0,014°) par an.
Encore une fois, il s'agit d'une simplification. Les mouvements périodiques de la Lune et les mouvements périodiques apparents du Soleil (en fait de la Terre sur son orbite) provoquent des oscillations périodiques de faible amplitude à court terme de l'axe de la Terre, et donc de l'équateur céleste, connues sous le nom de nutation . Cela ajoute une composante périodique à la position des équinoxes ; les positions de l'équateur céleste et de l'équinoxe (vernal) avec une précession et une nutation entièrement mises à jour sont appelées l' équateur et l'équinoxe vrais ; les positions sans nutation sont l' équateur moyen et l'équinoxe .
Obliquité de l'écliptique
L'obliquité de l'écliptique est le terme utilisé par les astronomes pour désigner l'inclinaison de l'équateur terrestre par rapport à l'écliptique, ou de l'axe de rotation de la Terre par rapport à une perpendiculaire à l'écliptique. Elle est d'environ 23,4° et diminue actuellement de 0,013 degré (47 secondes d'arc) tous les cent ans à cause des perturbations planétaires.
La valeur angulaire de l'obliquité est trouvée par l'observation des mouvements de la Terre et d'autres planètes sur de nombreuses années. Les astronomes produisent de nouvelles éphémérides fondamentales à mesure que la précision de l' observation s'améliore et que la compréhension de la dynamique augmente, et à partir de ces éphémérides, diverses valeurs astronomiques, y compris l'obliquité, sont dérivées.
Jusqu'en 1983, l'obliquité pour n'importe quelle date était calculée à partir des travaux de Newcomb , qui analysa les positions des planètes jusqu'en 1895 environ :
ε = 23°27′08,26″ − 46,845″ T − 0,0059″ T 2 + 0,00181″ T 3
où ε est l'obliquité et T est des siècles tropicaux de B1900.0 à la date en question.
À partir de 1984, la série DE d'éphémérides générées par ordinateur du Jet Propulsion Laboratory est devenue l'éphéméride fondamentale de l' Almanach astronomique . L'obliquité basée sur DE200, qui a analysé les observations de 1911 à 1979, a été calculée :
ε = 23°26′21,45″ − 46,815″ T − 0,0006″ T 2 + 0,00181″ T 3
où ci-après T est des siècles juliens à partir de J2000.0 .
Les éphémérides fondamentales du JPL ont été continuellement mises à jour. L' Almanach astronomique 2010 précise :
ε = 23°26′21,406″ − 46,836769″ T − 0,0001831″ T 2 + 0,00200340″ T 3 − 0,576×10 −6 ″ T 4 − 4,34×10 −8 ″ T 5
Ces expressions pour l'obliquité sont destinées à une grande précision sur une période de temps relativement courte, peut-être plusieurs siècles. J. Laskar a calculé une expression pour ordonner T 10 bon à 0,04″ /1000 ans sur 10 000 ans.
Toutes ces expressions sont pour l' obliquité moyenne , c'est-à-dire sans la nutation de l'équateur incluse. L' obliquité vraie ou instantanée inclut la nutation.
Plan du système solaire
|
|
|
| Vues de dessus et de côté du plan de l'écliptique, montrant les planètes Mercure , Vénus , Terre et Mars . La plupart des planètes orbitent autour du Soleil à peu près dans le même plan que celui de la Terre, l'écliptique. | Quatre planètes se sont alignées le long de l'écliptique en juillet 2010, illustrant comment les planètes orbitent autour du Soleil dans presque le même plan. Photo prise au coucher du soleil, vers l'ouest sur Surakarta, Java, Indonésie. | |
La plupart des principaux corps du système solaire orbitent autour du Soleil dans presque le même plan. Cela est probablement dû à la façon dont le système solaire s'est formé à partir d'un disque protoplanétaire . La représentation actuelle la plus proche du disque est probablement connue sous le nom de plan invariable du système solaire . L'orbite de la Terre, et par conséquent, l'écliptique, est incliné un peu plus de 1 ° au plan invariable, l'orbite de Jupiter est dans un peu plus de 1 / 2 °, et les autres planètes principales sont tous à environ 6 °. Pour cette raison, la plupart des corps du système solaire apparaissent très près de l'écliptique dans le ciel.
Le plan invariable est défini par le moment angulaire de l'ensemble du système solaire, essentiellement la somme vectorielle de tous les moments angulaires orbitaux et de rotation de tous les corps du système ; plus de 60% du total provient de l'orbite de Jupiter. Cette somme nécessite une connaissance précise de chaque objet du système, ce qui en fait une valeur quelque peu incertaine. En raison de l'incertitude concernant l'emplacement exact du plan invariable et parce que l'écliptique est bien définie par le mouvement apparent du Soleil, l'écliptique est utilisée comme plan de référence du système solaire à la fois pour la précision et la commodité. Le seul inconvénient d'utiliser l'écliptique au lieu du plan invariable est que sur des échelles de temps géologiques, il se déplacera par rapport à des points de référence fixes dans le fond lointain du ciel.
Plan de référence céleste
L'écliptique forme l'un des deux plans fondamentaux servant de référence pour les positions sur la sphère céleste, l'autre étant l' équateur céleste . Perpendiculaires à l'écliptique se trouvent les pôles de l'écliptique, le pôle nord de l'écliptique étant le pôle nord de l'équateur. Des deux plans fondamentaux, l'écliptique est plus proche de l'immobilité par rapport aux étoiles de fond, son mouvement dû à la précession planétaire étant d'environ 1/100 de celui de l'équateur céleste.
Les coordonnées sphériques , appelées longitude et latitude écliptiques ou longitude et latitude célestes, sont utilisées pour spécifier les positions des corps sur la sphère céleste par rapport à l'écliptique. La longitude est mesurée positivement vers l'est de 0° à 360° le long de l'écliptique à partir de l'équinoxe de printemps, la même direction dans laquelle le Soleil semble se déplacer. La latitude est mesurée perpendiculairement à l'écliptique, à +90° vers le nord ou -90° vers le sud aux pôles de l'écliptique, l'écliptique lui-même étant de 0° de latitude. Pour une position sphérique complète, un paramètre de distance est également nécessaire. Différentes unités de distance sont utilisées pour différents objets. Dans le système solaire, des unités astronomiques sont utilisées et pour les objets proches de la Terre , des rayons ou des kilomètres terrestres sont utilisés. Un système de coordonnées rectangulaires droitier correspondant est également utilisé occasionnellement ; l' axe des x est dirigé vers l'équinoxe de printemps , l' axe des y à 90° vers l'est et l' axe des z vers le pôle nord de l'écliptique ; l'unité astronomique est l'unité de mesure. Les symboles des coordonnées écliptiques sont quelque peu standardisés ; voir le tableau.
| Sphérique | Rectangulaire | |||
| Longitude | Latitude | Distance | ||
| Géocentrique | ?? | ?? | ?? | |
| Héliocentrique | je | b | r | x , y , z |
Les coordonnées écliptiques sont pratiques pour spécifier les positions des objets du système solaire, car la plupart des orbites des planètes ont de petites inclinaisons par rapport à l'écliptique et apparaissent donc toujours relativement proches de celle-ci dans le ciel. Parce que l'orbite de la Terre, et donc l'écliptique, bouge très peu, c'est une référence relativement fixe par rapport aux étoiles.
En raison du mouvement de précession de l'équinoxe , les coordonnées écliptiques des objets sur la sphère céleste changent continuellement. Spécifier une position en coordonnées écliptiques nécessite de spécifier un équinoxe particulier, c'est-à-dire l'équinoxe d'une date particulière, appelée époque ; les coordonnées se réfèrent à la direction de l'équinoxe à cette date. Par exemple, l' Almanach astronomique répertorie la position héliocentrique de Mars à 0h Heure Terrestre , le 4 janvier 2010 comme suit : longitude 118°09′15.8″, latitude +1°43′16.7″, vraie distance héliocentrique 1.6302454 AU, équinoxe moyen et écliptique de Date. Ceci spécifie l' équinoxe moyen du 4 janvier 2010 0h TT comme ci - dessus , sans ajout de nutation.
Éclipses
Parce que l' orbite de la Lune n'est inclinée que d'environ 5,145° par rapport à l'écliptique et que le Soleil est toujours très près de l'écliptique, les éclipses se produisent toujours sur ou à proximité. En raison de l'inclinaison de l'orbite de la Lune, les éclipses ne se produisent pas à chaque conjonction et opposition du Soleil et de la Lune, mais seulement lorsque la Lune est proche d'un nœud ascendant ou descendant en même temps qu'elle est en conjonction ( nouvelle ) ou en opposition ( plein ). L'écliptique est ainsi nommée parce que les anciens ont noté que les éclipses ne se produisent que lorsque la Lune la traverse.
Équinoxes et solstices
| écliptique | équatorial | |
| longitude | ascension droite | |
| Equinoxe de mars | 0° | 0h |
| solstice de juin | 90° | 6h |
| Equinoxe de septembre | 180° | 12h |
| solstice de décembre | 270° | 18h |
Les instants exacts des équinoxes et des solstices sont les moments où la longitude écliptique apparente (y compris les effets d' aberration et de nutation ) du Soleil est de 0°, 90°, 180° et 270°. En raison de perturbations de l'orbite terrestre et d'anomalies du calendrier , les dates de celles-ci ne sont pas fixes.
Dans les constellations
L'écliptique passe actuellement par les constellations suivantes :
Astrologie
L'écliptique forme le centre du zodiaque , une ceinture céleste d'environ 20° de latitude à travers laquelle le Soleil, la Lune et les planètes semblent toujours se déplacer. Traditionnellement, cette région est divisée en 12 signes de 30° de longitude, dont chacun se rapproche du mouvement du Soleil en un mois. Dans les temps anciens, les signes correspondaient à peu près à 12 des constellations qui chevauchent l'écliptique. Ces signes sont parfois encore utilisés dans la terminologie moderne. Le " Premier Point du Bélier " a été nommé lorsque le Soleil de l' équinoxe de mars était en fait dans la constellation du Bélier ; il s'est depuis déplacé en Poissons à cause de la précession des équinoxes .
Voir également
- Formation et évolution du système solaire
- Plan invariable
- Disque protoplanétaire
- Système de coordonnées célestes
Notes et références
Liens externes
- L'écliptique : la trajectoire annuelle du soleil sur la sphère céleste Département de physique de l'Université de Durham
- Saisons et simulateur d'écliptiques Université du Nebraska-Lincoln
- MESURER LE CIEL Guide rapide de la sphère céleste James B. Kaler, Université de l'Illinois
- Observatoire naval américain Earth's Seasons
- Les bases - l'écliptique, l'équateur et les systèmes de coordonnées AstrologyClub.Org
- Kinoshita, H.; Aoki, S. (1983). "La définition de l'écliptique". Mécanique céleste . 31 (4) : 329-338. Bibcode : 1983CeMec..31..329K . doi : 10.1007/BF01230290 . S2CID 122913096 .; comparaison des définitions de LeVerrier, Newcomb et Standish.