Cours d’astronomie fondamentale Planétarium Galilée (Montpellier Agglo) 1 Notions en astronomie de position par G. Jasniewicz, Astronome Laboratoire Univers & Particules de Montpellier CNRS/UM2 1 Préambule sur les distances dans le ciel Vitesse de la lumière ≈ 300 000 km/s 1 seconde-lumière ≈ 300 000 km 1h = 3600s 1 heure-lumière ≈ 1 milliard de km 1 année = 365 x 24 = 8760h 1 année-lumière ≈ dix mille milliards de km Distance de la Terre à la Lune : env 1s de lumière Distance de la Terre au Soleil : 8mn de lumière (150 millions de km) Distance de Neptune (la planète la plus lointaine) : 4 heure-lumière Distance de Voyager : 19 heures-lumière Confins du système solaire : 1 année-lumière Première étoile : 4 année-lumière 2 Préambule sur les angles, tailles ou distances angulaires dans le ciel Un cercle : 360°; 1 droite : 180°; 1 angle droit : 90° 1°= 60’ ; 1’ = 60“ 360°= 2 π radian en trigonométrie 1° ≈ 0.02 rad 1rad ≈ 57° 360°= 24h en astronomie (Equateur) 1°= 4mn 1h = 15° 3 Distance angulaire entre Bételgeuse et Rigel dans Orion ≈ 18° Taille angulaire de la nébuleuse d’Orion ≈ 1° Taille angulaire de la Lune ≈ 30’ Taille angulaire du Soleil ≈ 30’ Taille angulaire de Vénus : entre 10" et 66" Taille angulaire de Neptune ≈ 2" Taille angulaire de Bételgeuse (SGR) ≈ 0.025" Orion : taille 24 AL (24x1013km) Distance : 1344 AL δ = 0.02 rad = 1° Lune : taille 3500km Distance : 380 000 km δ = 0.01 rad = ½°= 30’ Appelons δ le diamètre angulaire (en radian) d’un objet lointain δ=d/D où d est la taille physique (en km) de l’objet et D sa distance à l’observateur (en km) Attention : vitesse angulaire (°/s ou radian/s) ≠ vitesse (km/s) 4 Préambule sur les rayons lumineux incidents Pour une source lumineuse proche, les lignes de projection de l’ombre portée partent de la source. Les rayons incidents (lumineux) provenant d’une source lointaine sont parallèles entre eux 5 Rotation de la Terre sur elle-même ©Acker (Ganeval) La Terre tourne d’Ouest en Est Le Soleil et les étoiles tournent 6 d’Est en Ouest Définitions : horizon, zénith, latitude d’un point sur Terre Zénith Zénith HORIZON DE L’OBSERVATEUR = plan tangent à la Terre en ce point ZENITH = direction perpendiculaire à l’horizon, passant par le centre de la Terre (nadir dans la direction opposée) LATITUDE = angle l, hauteur du point au dessus de l’équateur terrestre 7 l Horizon : plan tangent à la Terre au point d’observation angle l : latitude du lieu d’observation angle S : hauteur de l’Etoile polaire au-dessus de l’horizon angle l = angle S 8 Hauteur de l’étoile polaire au-dessus de l’horizon est un angle l = Latitude du lieu d’observation l ©Acker (Ganeval) l = 43.6°à Montpellier 9 Rotation de la Terre autour du Soleil dans le plan de l’écliptique Tropique du capricorne Tropique du cancer 10 23°30’ 23°30’ Tropique du Cancer est à l = 23.5° 11 Le Soleil est au zénith à midi Les rayons du Soleil sont perpendiculaires 12 à l’axe de rotation Les rayons du Soleil sont perpendiculaires à l’axe de rotation de la Terre lors des équinoxes Le Soleil est dans le plan équatorial de la Terre lors des deux équinoxes 13 Hauteurs et azimuths du Soleil aux solstices et aux équinoxes © Acker (Rihn) Au méridien : lent déplacement du Soleil vers le Nord entre l’équinoxe de printemps 14 et le soltice d’été ; vers le Sud entre l’équinoxe d’automne et et le solstice d’hiver. Cercle de latitude l Rayons du Soleil A midi, hauteur du Soleil au dessus de l’horizon : 90°- l Pour l = 0, on retrouve bien que le soleil est au zénith à midi 15 Cercle de latitude l Hauteur du Soleil au-dessus de L’horizon au méridien: 90°- ( l - ε) = 113.5° - l l ε En été, les rayons du Soleil font à midi un angle de 23.5° avec le plan de l’Equateur 16 Azimuths des levers et couchers du Soleil En Eté, azimuth du lever du Soleil : A = Arcos sin δ cos l pour l < 66°34’ (sud du cercle polaire) En Hiver, azimuth du lever du Soleil : A = Arcos - sin δ cos l N Eté Coucher O Eté Lever E Hiver Lever Hiver Coucher S δ = 23°26’ sin δ = 0.398 δ = - 23°26’ sin δ = 0.398 Montpellier : l = 43.6° A☼(Hiver) = 123° A☼(Eté) = 57° Strasbourg : l = 48.5° A☼(Hiver) = 127° A☼(Eté) = 53° 17 Hauteurs et culminations du Soleil Hiver H = 66.5° – l 90°- 23°30’ = 66°30’ = 66.5° 90°+ 23°30’ = 113°30’ = 113.5° Equinoxes H = 90° – l Eté Montpellier Hiver l = 43.6° H = 23° H = 113.5° – l Strasbourg Hiver l = 48.5° H = 18° Equinoxes H = 46.4 ° Equinoxes H = 41.5° Eté Eté H = 70° H = 65° 18 Menhirs d’Yverdon (Suisse romande) N Quel est l’azimut du Soleil à son lever le jour du solstice d’été à Yverdon (latitude 46°46’) ? α Un archéologue prétend que l’alignement des menhirs 2 à 6 découverts dans la région d’Yverdon donne cet azimut. Est-ce plausible ? l= 46.8° A☼(Eté) = 54.5° α = 54.5 ± 0.5° OUI, c’est plausible ! 19 Notion de Temps, Heure et durée • Temps : défini en astronomie à partir d’un phénomène cyclique, souvent en tant que durée ; exemple : Temps solaire ; Temps sidéral • Heure : construite à partir d’un temps astronomique et d’une origine ; exemple : 12h quand le soleil passe au méridien 20 L’heure solaire: problème…. • La durée qui sépare 2 passages du Soleil au méridien varie au cours de l’année… • En astronomie de position, on envisage donc un soleil vrai et un soleil moyen ; le jour solaire moyen est de 24h par définition (tout au long de l’année) ! L’échelle de temps solaire moyen suppose que le Soleil soit toujours dans le plan de l’équateur terrestre, ce qui n’est vrai qu’aux équinoxes. La première définition astronomique de la seconde jusqu'en 1960 : c'était la 86400ème partie du jour solaire moyen 21 Cours d’astronomie fondamentale Planétarium Galilée (Montpellier Agglo) 2 Notions en astronomie de position 14 nov 2013 par G. Jasniewicz, Astronome Laboratoire Univers & Particules de Montpellier CNRS/UM2 22 Le choix du méridien de Greenwich comme méridien origine et le découpage de la surface terrestre en 24 fuseaux horaires de 15° datent de la conférence internationale de Washington de 1884. En 1976 : GMT = TU Mouvement de la Terre Ouest-Est En hiver, TU + 1h (CET) La Terre tournant d’Ouest en Est, le Soleil passe à Montpellier avant d’être passé à Greenwich Heure civile: heure solaire moyenne sur un fuseau horaire 12h à Greenwich 13h à Paris 16h à Moscou 8h à New York France, Temps civil : En été, TU + 2h à partir du dernier dimanche d’octobre à partir du dernier dimanche de mars 23 © Acker (Rihn) Au méridien : lent déplacement du Soleil vers le Nord entre l’équinoxe de printemps et le soltice d’été ; vers le Sud entre l’équinoxe d’automne et et le solstice d’hiver. 24 La vitesse de ces lents déplacements n’est pas la même au cours de l’année. La différence entre la durée du jour solaire vrai fournie par le cadran solaire- et le temps solaire moyen varie pour plusieurs raisons : • L‘obliquité de l’axe de la Terre avec le plan orbital de la Terre (écliptique). Le Soleil moyen étant défini sur l’équateur terrestre, la différence entre le temps solaire moyen et le temps solaire vrai varie de façon saisonnière ; elle est plus grande aux solstices qu’aux équinoxes. 25 • L’excentricité de l’orbite terrestre Selon la 3ème loi de Képler, le rayon vecteur Terre-Soleil balaie des aires égales (A = B) en des temps égaux : donc la Terre se déplace plus vite sur son orbite quand elle est proche du Soleil (périhélie) et plus lentement quand elle est loin du Soleil (aphélie). L'angle que doit parcourir la Terre pour ramener le Soleil à midi n'est pas le même suivant la distance Terre-Soleil (il est plus grand quand cette distance est petite) Attention : la ligne des apsides ne coïncide pas avec les lignes des saisons… 26 Equation du temps : Temps solaire moyen - Temps solaire vrai (mn) TSM = TSV + E Le Temps Universel (UT) : Temps solaire moyen de Greenwich 27 Equation du temps : Temps Solaire Moyen – Temps Solaire Vrai © Fulcrand & Bourge Le 7 novembre, la correction est -16.1mn ; le 14 nov elle est de -15.4mn. 28 Du cadran solaire au Temps légal – Temps solaire vrai + Equation du temps = Temps solaire moyen – Temps solaire moyen + longitude = Temps solaire moyen de Greenwich = UT Longitudes comptées positivement à l’Ouest, négativement à l’Est et données en heures d’angle (24 heures = 360°) – UT + décalage horaire = Temps civil TLégal France = T cadran + E + longitude + 1 heure (ou 2 heures en été) Calcul de l’heure légale ou Temps Civil (TC) lors du passage du Soleil vrai au méridien de Montpellier, le 7 novembre 2013. TC = 12h + E + longitude + 1 heure ; E= -16.1mn ; L =3°52’38"=3.877°= -15mn 30s TC = 12h 28mn 29 Le 7 novembre, il est midi au soleil quand il est et midi et demi à votre montre… Sur certains cadrans solaires, la correction E+L est prise en compte en même temps, et écrite sur le cadran, car L est une constante. Exemple cadran solaire de Megève : L = 6.6167° (360° 24h ) (6.6167° 26.5mn Est ) Le 7 novembre E = – 16.1mn E + L = – 16.1mn – 26.5mn = – 42.6mn Il est donc midi vrai de Megève, à : 12h – 42.6m = 11h 17.4mn TU = 12h 17.4mn TC 30 © Fulcrand & Bourge 31 Heure solaire et Temps sidéral • Heure civile (à notre montre) en un lieu sur Terre : Heure civile de Greenwich (=TU) + correction Correction = un certain nombre d’heures à additionner ou retrancher selon le fuseau horaire • Temps sidéral en un lieu sur Terre à une heure donnée : Temps sidéral à Greenwich + correction Correction tient compte de la longitude 32 Jour solaire moyen et Jour sidéral Angle dont a tourné la Terre autour du Soleil en 1 jour 33 D’où viennent ces 4 mn ? Mouvement de la Terre autour du Soleil : 365.25 j 360° 1 j 360°/ 365.25 = 0.986 ° Mouvement de rotation de la Terre sur son axe : 360 ° 24 h 0.986 ° (0.986 x 24 h ) / 360 = 3.94 mn (4 mn environ) La durée du jour sidéral est donc de : 24h – 3.94 mn = 23h 56mn 4s Une étoile repasse au méridien 4mn plus tôt chaque jour !! Au bout de 15 j cela fait 1h de décalage avec l’heure solaire, Au bout de 1 mois cela fait 2h de décalage avec l’heure solaire, Au bout de 3 mois cela fait 6h de décalage avec l’heure solaire… Il est possible que l’ étoile ne soit plus visible !! 34 Comment définir l’ "heure" sidérale, ou heure au temps des étoiles ? Au cours de l’année certaines étoiles sont visibles, mais 6 mois plus tard35elles ne le sont plus… Définition de coordonnées équatoriales indépendantes du lieu d’observation Projection des coordonnées géographiques dans le ciel Un point sur Terre a des coordonnées fixes Un point dans le Ciel doit avoir des coordonnées fixes • Latitude l Déclinaison δ • Longitude L Ascension droite α • Équateur terrestre Equateur céleste • Origine des Longitudes ??? 36 Le Soleil est dans le plan équatorial terrestre lors des équinoxes 37 • Sur Terre, l’origine des Longitudes est l’intersection du méridien de Greenwich avec l’Equateur terrestre • Quel point de repère dans le ciel pour les ascensions droites ? Le plan de l’équateur céleste projeté dans le ciel est un grand cercle Le plan orbital de la Terre autour du Soleil (= plan de l’écliptique) projeté dans le ciel est aussi un grand cercle Deux points remarquables dans le ciel : les intersections du grand cercle de l’Equateur céleste avec le grand cercle de l’Ecliptique C’est l’un de ces 2 points qui va servir de point origine pour les ascensions droites 38 A quoi correspondent ils ? Lors des équinoxes, le Soleil appartient à la fois au plan de l’écliptique et au plan équatorial terrestre Les deux points d’intersection du grand cercle équatorial et du grand cercle de l’écliptique 39 correspondent aux équinoxes !! • C’est pourquoi les 2 points d’intersection des 2 grands cercles Equateur céleste et Ecliptique sont les points dits vernaux, correspondant aux Equinoxes sur Terre (vernal: du latin vernalis, de vernus «printanier», de ver «printemps»). • On utilise le point vernal du Printemps, nommé point γ comme origine des coordonnées équatoriales : α = 0, δ = 0 40 Coordonnées équatoriales Les coordonnées équatoriales d’une étoile sont fixes : elles ne dépendent pas des mouvements de la Terre, que ce soit sa rotation sur son axe, ou sa rotation autour du Soleil ! γ En revanche les coordonnées équatoriales du Soleil vont varier au cours de l’année ! 41 Positions du Soleil sur le grand cercle de l’écliptique aux quatre saisons ; il est au point vernal γ à l’équinoxe de printemps. 42 Coordonnées équatoriales α ascension droite RA δ déclinaison DEC 43 Visibilité des étoiles • De jour, on voit le Soleil, et donc on ne voit pas (sauf éclipse de Soleil) les étoiles « derrière » le Soleil • Mais, la nuit, on voit très bien les étoiles « opposées » au Soleil par rapport à la Terre. Exemple, au Printemps on voit bien la constellation de la Vierge « opposée » à la constellation des Poissons dans laquelle est le Soleil ; en novembre le Soleil entre dans la constellation du Scorpion, et la nuit on observe donc la constellation du Taureau ; et ainsi de suite pour toutes les constellations du zodiaque. La nuit, on voit très bien les étoiles qui ont une ascension droite α = αSoleil + 12h 44 Les constellations dans le plan de l’écliptique sont dites celles du zodiaque A l’équinoxe de printemps le Soleil est dans la constellation des Poissons qui s’étale dans le ciel autour du point γ (α =0, δ=0) 45 Ascensions droites moyennes des constellations du zodiaque • • • • • • • • Poissons (α=0h) Bélier (α=2h) Taureau (α=4h) Gémeaux (α=6h) Cancer (α=8h) Lion (α=10h) Vierge (α=12h) etc… Vierge (α=12h) Balance (α=14h) Scorpion (α=16h) Sagittaire (α=18h) Capricorne (α=20h) Verseau (α=22h) Poissons (α=0h) Printemps : Soleil est dans les Poissons ; Automne : Soleil est dans la Vierge 46 Eté : Soleil est dans les Gémeaux ; Hiver : Soleil est dans le Sagittaire La visibilité des étoiles au cours de l’année ©Acker (Ganeval) Les étoiles circumpolaires 47 Rapport entre hauteur et déclinaison d’une étoile au méridien • Au Nord du méridien Si δ >0 l’étoile est circumpolaire lorsque h > 0 l – (90 – δ) > 0 ; soit : δ > 90 – l l h=? • Au Sud du méridien Si δ < 0 (étoiles Sud) L’étoile est visible au dessus de l’horizon si |δ| < 90 – l h = l – (90 – δ) 48 Exemples A Montpellier: l = +43.6° 90°- l = 46.4°(colatitude) Etoile circumpolaire si : δ > +46.4° Etoile visible au Sud si : δ > - 46.4° Au VLT, c/o ESO, Chili : l = - 24.7° 90°- |l|= 65.3° Etoile circumpolaire si : δ < -65.3° Etoile visible au Sud si : δ < 65.3° 49 Ascensions droites moyennes des Etoiles Visibles au Méridien à Minuit (EVMM) en cours d’année Le Soleil est au point vernal à l’équinoxe de printemps Printemps : α(Soleil) = 0 Printemps α(Soleil)=0h Eté α(Soleil)= 6h Automne α(Soleil)=12h Hiver α(Soleil)=18h α(EVMM) ~ 12h α(EVMM) ~ 18h α(EVMM) ~ 0h α(EVMM) ~ 6h RAPPEL : Il faut rajouter 2h chaque mois à l’ascension droite des EVMM 50 Ascensions droites moyennes des O(bjets)V(isibles) au M(éridien) à M(inuit) en cours d’année Exemples Quand et où le Pole Ecliptique Sud 06 00 00.000 -66 33 38.55 est-il OVMM ? En Eté austral, dans l’hémisphère Sud ; circumpolaire pour l < -23.5° Quand et où la nébuleuse d’Orion 05 35 17.3 -05 23 28 est-elle OVMM ? En Hiver boréal et Eté austral, ds les Hémisphère N+S Quand et où Vega (Cygne) 18 36 56.33635 +38 47 01.2802 est-elle OVMM ? En Eté boréal, dans l’Hemisphère Nord ; circumpolaire pour l > 52° Quand et où Sirius (Gd chien) 06 45 08.91728 -16 42 58.0171 se lève t-il en même temps que le soleil ? En Eté boréal, et en Hiver austral ; lever héliaque (période de canicule en Egypte). 51 Cours d’astronomie fondamentale Planétarium Galilée (Montpellier Agglo) 3 Notions en astronomie de position 21 nov 2013 par G. Jasniewicz, Astronome Laboratoire Univers & Particules de Montpellier CNRS/UM2 52 Ascensions droites moyennes des Etoiles Visibles au Méridien à Minuit (EVMM) en cours d’année Le Soleil est au point vernal à l’équinoxe de printemps Printemps : α(Soleil) = 0 Printemps α(Soleil)=0h Eté α(Soleil)= 6h Automne α(Soleil)=12h Hiver α(Soleil)=18h α(EVMM) ~ 12h α(EVMM) ~ 18h α(EVMM) ~ 0h α(EVMM) ~ 6h RAPPEL : Il faut rajouter 2h chaque mois à l’ascension droite des EVMM 53 Ascensions droites moyennes des EVMM en cours d’année Exemples Le 7 novembre 2013, quelles sont les EVMM dans le ciel à Montpellier ? Alpha = 3h env entre automne et hiver par exemple : Bélier, Taureau dans le zodiaque L’ascension droite de Betelgeuse est α = 5h50 ; cette étoile est-elle observable cette nuit ? Oui, en seconde partie de nuit ! 54 Coordonnées horaires et temps sidéral Comment pointer les étoiles avec un télescope à un endroit et un moment donnés ? Pour cela il faut utiliser les coordonnées horaires de ces étoiles, qui tiennent compte de la rotation de la Terre sur son axe. Il est midi en un lieu sur Terre quand le Soleil passe au méridien, mais il n’est jamais midi en même temps pour des lieux non situés sur le même méridien De la même façon : Il y une heure sidérale précise, en chaque lieu sur Terre, pendant laquelle une étoile passe au méridien, mais cette heure sidérale n’est jamais la même pour des lieux non situés sur le même méridien Il faut connaître cette heure (temps) sidérale pour savoir quelles étoiles sont visibles dans le ciel. 55 Cercle horaire de l’étoile Cercle méridien du Lieu d’observation Définition de l’angle horaire H : c’est l’angle entre le méridien du lieu et le cercle horaire de l’étoile L’angle horaire d’une étoile, c’est donc aussi le temps que va mettre (ou qu’a mis) cette étoile pour passer (ou dépasser) le méridien. C’est cet angle qu’il faut afficher sur la monture équatoriale de votre télescope Définition du temps sidéral T : c’est l’angle horaire du point vernal 56 H + α = TS TS Angle horaire H de l’astre = Ange mesuré sur l’équateur céleste entre le méridien du lieu et le cercle horaire de l'astre Temps sidéral TS = en chaque lieu sur terre, Angle horaire du point vernal γ 57 Une étoile passe au méridien chez moi cette nuit ; quel est le temps sidéral chez moi à ce moment précis ? H = 0 pour cette étoile ; donc TS = α ; le temps sidéral en un lieu est égal à l’ascension droite de l’étoile qui passe au méridien !! (et réciproquement) Si α < TS, l’étoile a déjà passé le méridien ; Si α > TS, l’étoile monte vers le méridien Comment déterminer le temps sidéral chez moi, avant la tombée de la nuit ?? 58 Estimation approximative du temps sidéral • Le Soleil est au point vernal à l’équinoxe de printemps • α(Soleil) = 0 • • • • Printemps α(Soleil)=0h Eté α(Soleil)= 6h Automne α(Soleil)=12h Hiver α(Soleil)=18h α(EVMM) ~ 12h TS (à Minuit) ~ 12h α(EVMM) ~ 18h TS (à Minuit) ~ 18h α(EVMM) ~ 0h~ 00h TS (à Minuit) α(EVMM) ~ 6h~ 06h TS (à Minuit) Donc l’origine du temps sidéral est à minuit à l’équinoxe d’automne 59 X X X X 60 Calcul du temps sidéral en un lieu Les éphémérides du Soleil donnent le temps sidéral TSG,0 à 0h00 TU à Greenwich. On en déduit le temps sidéral TSG, toujours à Greenwich, mais à toute heure TU du temps universel en augmentant le temps sidéral de TU à un facteur près ; ce facteur rend compte de la différence entre 24h00 et 23h56 (1h TS = 1h TU x 1.0027379) Donc TSG = TSG,0 + TU x 1.0027379 (TSG,0 est fourni par les Ephémérides ) On passe ensuite au temps sidéral en tout lieu en retranchant au Temps sidéral à Greenwich la longitude L du lieu d'observation TSLieu = TSG - LLieu 61 TSMontpellier = TSG - LMontpellier Cette équation signifie que le temps sidéral dépend intimement du lieu d'observation. A un instant donné, chacun voit minuit à sa porte : les étoiles qui culminent au méridien dépendent du lieu d'observation, et donc le temps sidéral est partout différent (sauf pour les lieux de même longitude). Néanmoins, le temps sidéral correspondant au passage au méridien d'une étoile donnée est par définition le même en tout lieu. Par exemple : une étoile va culminer à Strasbourg (longitude 7°45' est) ou Brest (4°30' ouest) au même Temps Sidéral, mais ce passag e au méridien va survenir environ 49 minutes plus tardivement à Brest (entre ces deux dates, le temps sidéral à Greenwich aura dérivé de 8 s par rapport au temps universel) 62 Calcul du temps sidéral à Montpellier le 7 nov. 2013 à 21h TML (heure civile) Estimation approximative Automne 21 septembre TS à Minuit = 0h Hiver 21 décembre TS à Minuit = 6h Le TS avance de 2h chaque mois ; donc le 7 novembre TS à Minuit = 2h 30 C’est vrai en tout lieu sur Terre… donc aussi à Montpellier ! A 21h TML, donc 3h avant Minuit TS le 7 nov. à 21h = 23h 30 63 Calcul du temps sidéral à Montpellier le 7 nov. 2013 à 21h Heure d’hiver = TU + 1 h 21h heure légale = 20h TU TSG,TU = TSG,0 + TU x 1.0027379 TSG,0 Cf Cannat , Nautical Almanach, Ephémérides du BDL TSG,0 le 1 Novembre à 0hTU = 2,6306 h TSG,0 le 7 novembre = 2,6306 + 0,06571 x 7 = 3,0906 h TSG,20 le 7 novembre = 3,0906 + 20 x 1,0027379 = 23,145 h On passe ensuite au temps sidéral en tout lieu en retranchant au Temps sidéral à Greenwich la longitude L du lieu d'observation TSMontpellier = TSG - LMontpellier LMontpellier = 3.8833°= - 0,2589 h TS Montpellier le 7 Nov à 20h TU = 23,145h + 0,259h = 23,404 = 23h 24mn 14s 64 Cycle astronomique : la précession des équinoxes Déplacement du pôle dans le ciel de 360°en 25800 an s, soit 1°en 72 ans environ, soit 50 arcsec en 1 an… 65 Thuban : Étoile polaire vers - 3000 66 Précession des équinoxes Quelles conséquences ? L’axe de rotation va changer, le plan équatorial céleste également, et finalement le point γ va aussi changer sur de grandes échelles de temps : il va se déplacer sur le grand cercle de l’écliptique en rétrogradant… 67 Déplacement du Soleil au cours de l’année Déplacement du point vernal ; précession (rétrogradation) 68 INCIDENCES DE LA PRECESSION Pour le Soleil : Au Printemps le Soleil ne reste pas dans la même constellation plus de ~2150 ans +450 à +2550 : Poissons (origine du zodiaque) ¯ 1700 à + 450 : Bélier (pyramide Cheops) ¯ 3850 à ¯ 1700 : Taureau ¯ 6000 à ¯ 3850 : Gémeaux Les azimuths des levers et couchers du soleil (solstices & équinoxes) ne changent pas avec la précession ! Les dates des solstices & équinoxes ne changent pas non plus dans le calendrier grégorien ! mid 69 Il y a 3000 ans… • • • • • • • • Poissons (α=22h) Bélier (α=0h) P Taureau (α=2h) Gémeaux (α=4h) Cancer (α=6h) Eté Lion (α=8h) Vierge (α=10h) A etc… Vierge (α=10h) Balance (α=12h) Scorpion (α=14h) Sagittaire (α=16h) Capricorne (α=18h) Verseau (α=20h) Poissons (α=22h) D’où l’origine sur Terre des tropiques du Cancer et du Capricorne, et du symbole du Bélier pour le point γ !! 70 Pour les étoiles: • Le déplacement du point vernal selon l’effet de précession implique un changement des coordonnées équatoriales des étoiles avec le temps Les azimuths des levers et couchers des étoiles changent avec la précession ! Les dates des levers héliaques changent avec la précession ! • Il faut toujours préciser l’Equinoxe de référence (actuellement J2000 : point vernal origine de l’année 2000) correspondant aux coordonnées équatoriales des étoiles Variation des coordonnées équatoriales des étoiles : ∆α ∆t ∆δ ∆t où ∆t = (E - J2000) ; E : époque des observations 71 Keops ~ -2600 av. J.-C. ; orientation N/S et E/O à 3’ près 72 Pyramide du pharaon Khufu (Cheops) à Gizeh Orientation possible de couloirs/conduits de ventilation vers 4 étoiles, dont l’étoile polaire Thuban, Sirius (Isis), Orion (Osiris). Interprétation contestée, à cause de décalages de 1°ou plus… 73 2/3 A Uaxactum, ville maya au Guatemala, il y a deux temples face à face. L’observateur qui se trouvait au sommet de l’escalier du temple E-VII pouvait voir se lever le Soleil au solstice d’été derrière l’angle du petit temple de gauche; en revanche, aux équinoxes, le Soleil se levait derrière la porte du petit temple central et au solstice d’hiver derrière le coin du petit temple de droite. 74 Cycles solaires Année sidérale : 365 jours 6 h 9 m 10 s = 365.2564j (par rapport à une direction fixe dans l’espace) ; le calendrier chinois l’utilise parce qu'il se cale sur le mouvement des astres dans le zodiaque Année tropique : 365 jours 5h 48m 45s = 365.2422j (par rapport à la direction du point vernal) ; le calendrier grégorien l’utilise parce qu'elle fait revenir les saisons à la même date chaque année 75 Combien de jours dans le calendrier solaire ? 365 jours : Egyptiens, Mayas (haab) 360 jours : Mayas (tun) 365.25 jours : Année julienne (46 av. J.-C.) (3 années de 365j + 1 année de 366 j -année bissextile-) 365.2425 jours : Année grégorienne (1582) (certaines années séculaires ne sont plus bissextiles) 76 Quelle date pour le nouvel an du calendrier solaire ? 1) l’équinoxe de printemps Babylone, Perse 2) l’équinoxe d’automne Phénicie 3) le solstice d’hiver Rome (Numa Pompilius), Gaule, Inde du Sud 4) le solstice d’été Egypte, Athènes 77 5) le passage du Soleil au zénith Mayas (calendrier civil haab) 6) lever héliaque d’une étoile Babylone : Hounga ( α Bélier) Egypte : Sirius (α Grand Chien) 78 A Copan, capitale intellectuelle des mayas, le soleil est pendant 105j au Nord du zénith et pendant 260j au Sud du zénith 79 Cycles lunaires 80 Période synodique de la lune (le mois des lunaisons) Psynodique = 29.53 j 81 Lunaison: Psyn=29.53j étoile Période sidérale de la lune : Psid=27,32j étoile Soleil Période draconitique de la lune :Pdra=27,21j 82 Difficultés avec la lunaison : 1) La lunaison de 29.53j (à l’origine des mois) n’est pas égale à un nombre entier de jours ! 2) Il n’y a pas un nombre entier de lunaisons dans l’année (entre 12 et 13) ! 12 x 29.5j = 354 j ≠ 365 j 83 Alternance de mois de 29j, 30j, 31j Calendrier lunaire Exemples : - calendrier lunaire romain dit de Rumulus (10 mois de 30 ou 31 j = année de 304 j) - calendrier lunaire musulman de 354j Alternance de 12 mois de 29 et 30j Psyn- 29.5j = 0.03 j; dans un cycle de 30 années musulmanes, celà fait une différence de 30 x 12 x 0.03= 11 j entre le calendrier et la lune vraie ; c’est pourquoi il y a 11 années abondantes de 355 j dans le cycle lunaire musulman. 84 Comment concilier le rythme des saisons avec les lunaisons ? Calendrier luni-solaire Utilisation du cycle de Meton (Ve s. av. J.-C.) (235 lunaisons = 19.00 années tropiques) Utilisé par les babyloniens, les Chinois, etc... A ne pas confondre avec le saros : (223 lunaisons = 242 Pdrac = 18.04 années solaires) 85 Puisque un cycle de 12 lunaisons = 354 j, il y a 11 j de différence avec l’année des saisons de 365 j. On peut : • rajouter 1 mois intermédiaire tous les 3 cycles (3 x 11= 33 et 33 : 29.5 ~ 1) pour être en accord avec les saisons : Calendrier babylonien · ajouter 7 mois supplémentaires tous les 19 cycles (19 x 11= 209 et 209 : 29.5 = 7) Calendrier traditionnel chinois 86 FIN 87