chapitre 6

Bulletin de la Société d'Astronomie du Valais Romand (SAVAR) page : 4
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Se repérer dans le ciel (suite) par Alain Kohler
6. Les trajectoires des planètes sur la sphère céleste
La plupart des planètes (en dehors de Pluton et de
Mercure) ont des trajectoires qui se trouvent quasiment
dans un plan confondu avec le plan de l'écliptique. Cela
a comme conséquence qu'une planète doit se
chercher, sur la sphère céleste, au voisinage de
l'écliptique.
On distingue les planètes intérieures à l'orbite de la
Terre : ce sont Mercure et Vénus. Elles sont à observer
de préférence lorsqu'elle sont, angulairement parlant, le
plus éloigné du Soleil. Ces deux planètes font, vues
depuis la Terre, des mouvements de va et vient autour
du Soleil, tantôt étant à l'est, tantôt étant à l'ouest de
l'astre du jour.
Mercure ne s'écarte jamais plus de 30 degrés du Soleil, si
bien que son observation est assez difficile à cause de la
proximité de l'astre du jour. Il faut l'observer juste après
le coucher du Soleil à l'ouest ou juste avant le lever du
Soleil à l'est.
Vénus ou "l'étoile du berger" est plus facile à observer
car elle est nettement plus brillante (c'est l'astre le plus
brillant après le Soleil et la Lune) et son élongation (= sa
distance angulaire par rapport au Soleil) peut atteindre
au maximum 48 degrés. On peut distinguer au télescope
les phases de Vénus (croissant, quartier, phase
gibbeuse).
Il y a les planètes extérieures à l'orbite de la Terre : ce
sont Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et
Pluton, les trois premières, visibles à l'oeil nu, étant de
loin les plus intéressantes.
Ces planètes sont à regarder tout spécialement
lorsqu'elles sont en opposition avec la Terre (c'est-à-dire
lorsqu'elles sont le plus proche de notre planète) : dans
cette situation, étant donné qu'elles sont sur la ligne
Soleil-Terre, elle se trouveront vers minuit au sud,
donc dans une situation favorable pour
l'observation. Le Soleil se trouve à une distance
angulaire de 180 degrés. Si l'opposition se fait en été, le
Soleil sera à une déclinaison élevée sur l'écliptique. Mais
si nous suivons alors l'écliptique sur 180 degrés, la
planète se trouve alors sur l'écliptique à une déclinaison
basse (négative). En conclusion :
si la planète est en opposition en été, elle se trouvera
basse sur l'horizon
si la planète est en opposition en hiver, elle se trouvera
haute sur l'horizon
Les planètes extérieures, comme le Soleil, se déplacent
d'ouest en est par rapport au fond du ciel. Toutefois, au
voisinage de leur opposition, elles paraissent ralentir,
s'arrêter, aller dans l'autre sens (d'est en ouest), s'arrêter
de nouveau et repartir à nouveau dans le sens ouest-est.
Historiquement, ce phénomène était difficilement
interprétable car on plaçait la Terre au centre de
l'Univers et tout devait tourner en mouvement circulaire
uniforme autour d'elle. Le modèle héliocentrique (Soleil
= centre de l'Univers) donna par contre une explication
simple de ce phénomène connu sous le nom de boucle
d'opposition, car c'est au voisinage de l'opposition que
ce mouvement d'aller-retour apparaît. L'explication
réside dans le fait que la Terre tourne plus vite que les
planètes extérieures et qu'un effet de perspective
(projection de la ligne de visée sur la sphère céleste)
produit cette boucle lorsque la Terre "rattrape" la
planète extérieure.
L’opposition des planètes extérieures
(1ère partie)
Aperçu historique
Le mouvement des « astres errants » (nos actuelles
planètes) dans les constellations était connu depuis
l’Antiquité. Comme les astronomes de l’époque
accordaient une importance très grande aux
mouvements circulaires uniformes (= à vitesse
constante), il était très dérangeant du point de vue de la
théorie de voir à certaines périodes ces planètes freiner,
s’arrêter, rétrograder, s’arrêter à nouveau et enfin
repartir dans le « bon » sens.
Le modèle de Ptolémée

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Explication héliocentrique du mouvement
rétrograde
Les planètes extérieures comme Mars, Jupiter ou
Saturne se déplacent moins vite que la Terre et prennent
donc plus de temps pour faire une révolution autour du
Soleil : 1 an 321 jours pour Mars, près de 12 ans pour
Jupiter et 29,5 ans pour Saturne. Ce sont les périodes
dites sidérales.
La période synodique est le temps qui s’écoule entre
deux oppositions consécutives : elle est de 2 ans et 49
jours en moyenne pour Mars, 1 an et 33 jours pour
Jupiter et 1 an et 13 jours pour Saturne. Il est facile de
comprendre que cette période synodiqueest plus petite
quand la planète est plus lointaine : la période sidérale
d’une planète lointaine étant plus grande, la Terre la «
rattrape » beaucoup plus vite. Evidemment, si la planète
était infiniment loin du Soleil, sa période sidérale
tendrait vers l’infini et la période synodique serait juste
de 1 an !!
Le schéma ci-contre met en évidence que le modèle
héliocentrique explique facilement le mouvement
rétrograde : la vitesse « négative » maximum se passe au
moment de l’opposition !
La dernière opposition de Mars a eu lieu le 28 août 2003
: elle était très favorable concernant le diamètre apparent
de Mars voisin de 25’’ d’arc consécutif à une distance
Terre-Mars une des plus petites observées ces derniers
siècles.
Par contre, puisque l’opposition a lieu en été, la planète
avait une déclinaison assez négative de – 16°, dans la
constellation du Verseau, ce qui correspondait à une
hauteur de seulement 28° au-dessus de l’horizon sud.
La photo ci-jointe est une série de photographies prises
chaque semaine au voisinage de cette opposition.
L’opposition de cette année 2005 vient le 7 novembre et
malgré un diamètre apparent plus faible, de l’ordre de
20’’d’arc, l’observation des détails en sera nettement plus
aisée liée à une déclinaison positive de + 16°, dans la
constellation du Bélier, correspondant à une hauteur
pratiquement de 60° au-dessus de l’horizon sud.
(à suivre)
Différents modèles ont été apportés pour sauver les apparences. L’apogée de ces modèles fut sans conteste
l’Almageste de Ptolémée. Dans cette somme de travaux astronomiques, Ptolémée fait une synthèse des modèles
géocentriques (Terre = centre de l’Univers) déjà connus et nous propose une explication du mouvement curieux
des planètes comme résultant d’une superposition de deux mouvements circulaires principaux : le mouvement
circulaire global, nommé déférent, de la planète autour de la Terre et un mouvement circulaire plus petit, nommé
épicycle, centré sur le déférent. Ces mouvements superposés vus de la Terre donnent à l’observateur l’impression
que la planète rétrograde à certains moments
Ce modèle n’explique pas parfaitement ce qui est observé et il fallut l’améliorer par des combinaisons d’autres
mouvements circulaires, des excentrages etc… si bien que l’astronomie de position devint jusqu’au XVIIème siècle
une véritable mécanique céleste très compliquée.
Tout devint plus simple depuis la révolution copernicienne héliocentrique (Soleil = centre de l’Univers) et les
travaux de Kepler (trajectoire elliptique des planètes autour du Soleil).
Le mouvement rétrograde de la planète Mars :
Explication du phénomène (en haut) et photographie