1. LES COORDONNEES EN
ASTRONOMIE
INTRODUCTION :
C'est dans le propre des hommes de tout classer, ranger pour pouvoir comparer, retrouver
facilement ce qui aura été répertorié. Ainsi, tout objet observable dans le ciel est forcément
repérable dans un système de coordonnées. Comme sur la Terre, l'homme a besoin d'un
système de repérage afin de localiser un astre.
Pour tout système de ce type il est nécessaire d'avoir un point d'origine, un point zéro. Ce
dernier est arbitraire et l'homme va pouvoir jouer sur cet élément pour définir des systèmes
différents de coordonnées.
LES COORDONNEES TERRESTRES :
Ce système de
coordonnées a pour plan
principal l'équateur
terrestre et la ligne des
pôles lui est
perpendiculaire.
On a choisi comme
méridien d'origine le
méridien qui passe par
l'observatoire de
Greenwich.
La latitude d'un lieu A
sera sa distance
angulaire à l'équateur ;
elle est égale à la
hauteur du pôle au-
dessus de l'horizon.
La longitude est l'angle
que fait le méridien local
avec celui de Greenwich
G.
Mais en fonction des astres que nous voulons observer, certains systèmes de coordonnées
sont plus ou moins pratiques à utiliser pour un astronome amateur. Il existe principalement
4 types de coordonnées utilisés en astronomie :

2. 1 ) Le système de coordonnées horizontales ou azimutales
2 ) Le système de coordonnées équatoriales
3 ) Le système de coordonnées écliptiques
4 ) Le système de coordonnées galactiques
auxquels il faut rajouter un système hybride, très employé par les marins : le système de
coordonnées horaires.
LES COORDONNEES AZIMUTALES :
C'est le système de coordonnées le plus simple à utiliser, mais pas forcément le plus utile.
Dans le cas de ces coordonnées, l'observateur est défini comme étant le point d'origine de
tout le système. On projette autour de lui une sphère imaginaire sur laquelle toutes les
étoiles viennent se coller. Cette sphère imaginaire est appelée sphère céleste locale.
L'horizon est représenté par le plan de l'horizon, l'observateur voit donc tout ce qui est au
dessus de ce cercle. S'il regarde directement à la verticale au-dessus de lui, le point le plus
haut est appelé le zénith (l'opposé de ce point est le nadir, mais il ne le voit pas puisqu'il
est situé sous ses pieds). On peut noter que pour un observateur diamétralement opposé à
lui sur la Terre, son zénith correspond au nadir du dit observateur. Nous utiliserons le plan
de l'horizon comme plan de référence et nous définirons 2 coordonnées à partir de ce plan :
l'AZIMUT et la HAUTEUR.
La coordonnée en azimut :
Le point d'origine des azimuts a été fixé, en astronomie, au SUD, puis compté de 0° à 360°
dans le sens des aiguilles d'une montre. De ce fait, nous allons trouver plein Sud, le 0°,
puis à l'Ouest 90°, puis au Nord l'azimut 180° ensuite à l'Est l'azimut 270° puis enfin nous

3. revenons au Sud avec l'azimut 360° ou 0°.
Petite remarque : les marins emploient ce type de coordonnées, mais ils ont décidé de fixer
l'origine des azimuts au Nord, et ils comptent dans le même sens.
La coordonnée en altitude ( h ) :
Le point d'origine des hauteurs a été fixée sur l'horizon, puis comptée de 0° à 90° en
partant de l'horizon vers le zénith. Donc nous avons 0° à l'horizon, et 90° au dessus de
notre tête ( au zénith ).
Les deux axes de coordonnées étant ainsi définis, nous pouvons donc maintenant localiser
aisément une étoile, grâce à sa coordonnée en azimut et à sa coordonnée en altitude.
Il existe dans ce système une coordonnée complémentaire : la distance zénithale. C'est
l'angle que font le zénith et l'étoile visée. En fait hauteur de l'astre + distance zénithale du
même astre = 90 °. Remarque : le cercle (non représenté ici) passant par l'étoile et parallèle
à l'horizon est l'almancatara, c'est un parallèle de hauteur. L'analogie avec les coordonnées
terrestres donne :
équateur = horizon
pôle = zénith
latitude = hauteur
méridien = azimut
Du fait que l'observateur représente le centre du système, nous nous rendons vite compte
qu'une coordonnée fournie dans ce référentiel, n'est valable que pour un lieu donné et pour
un instant précis ce qui n'est pas très exploitable en astronomie : les coordonnées d'une
étoile ne seront pas les mêmes selon que vous l'observerez du Havre ou bien de Brest. Sans
compter que la rotation de notre bonne vieille planète, qui entraîne dans son mouvement
tous les objets dans le ciel, va sans cesse modifier les coordonnées de l'étoile !
Bref : les coordonnées horizontales/ azimutales d'un astre varient continuellement ... pas
facile pour communiquer entre astronomes ...

4. LES COORDONNEES EQUATORIALES :
C'est le système de coordonnées le plus utilisé en astronomie. Quand vous devez spécifier
un point à la surface de la Terre, vous utilisez ce que les géomètres appellent les
coordonnées sphériques, ce que nous appelons usuellement " LATITUDES &
LONGITUDES "
Imaginons maintenant que nous projetions ces latitudes et ces longitudes sur la sphère
céleste, nous obtenons alors respectivement les DECLINAISONS, et les ASCENSIONS
DROITES.

5. Il y a énormément de choses à dire sur ce type de coordonnées.
Fonctionnement : nous avons vu que le système azimutal dépendait du lieu de
l'observateur. Dans le système équatorial, le point d'origine est différent : c'est le centre de
la Terre. De même, le plan de référence ne sera plus l'horizon mais l'équateur céleste. Ce
dernier est la projection de l'équateur terrestre dans l'espace.
a) Le point vernal :
Les planètes tournent autour du Soleil dans un plan appelé l'écliptique.

6. le système solaire et le plan de l'écliptique vus de profil
le système solaire et le plan de l'écliptique vus de 3/4
Ainsi le Soleil décrit dans le ciel, en un an, un mouvement apparent vu depuis la Terre
comme un grand cercle : ce cercle, c'est l'écliptique.
L'intersection de l'équateur céleste et de l'écliptique donne une droite appelée ligne des
nouds. Les deux plans se coupent en deux points (deux noeuds) et l'angle formé par ces
deux plans est de 23°27' : c'est l'obliquité de l'écliptique. L'un de ces points est appelé le
POINT VERNAL (ou point gamma) : il correspond au noud ascendant. C'est le point de
référence de notre système, il se trouve dans le plan de l'équateur céleste. Toutes les
ascensions droites seront comptées à partir de ce point zéro.

7. b) Remarque :
Durant l'année, le soleil passera donc au-dessus de l'équateur céleste (déclinaison positive)
entre le printemps et l'automne, puis en-dessous (déclinaison négative) de l'équateur
céleste entre l'automne et le printemps suivant. Ainsi le Soleil coupe dans sa course
montante l'équateur céleste au niveau du noud ascendant au moment de l'équinoxe du
printemps. Puis il coupe l'équateur céleste dans sa course descendante au niveau du noud
descendant au moment de l'équinoxe d'automne.

8. Les points intermédiaires sont les solstices. Le mot équinoxe veut dire égalité entre la
durée de la nuit et du jour. Le mot solstice signifie immobilité (apparente) du Soleil dans le
ciel.
Mais revenons à la définition de la déclinaison et de l'ascension droite :

9. c) La DECLINAISON ( souvent symbolisée par la lettre grecque Delta ) :
Les déclinaisons sont arbitrairement comptées positivement de l'équateur vers le pôle
Nord, et négativement de l'équateur vers le pôle Sud. Le pôle Nord se trouvant à + 90°,
l'équateur matérialise l'origine des déclinaisons donc 0°, le pôle Sud, se trouvant lui à - 90°
de déclinaison.
Notez que l'équateur dans le ciel se trouve toujours à une hauteur de 90° - la latitude du
lieu d'observation. Par exemple, pour Le Havre, l'équateur céleste dans la direction du Sud
sera à une hauteur de 90° - 49°31' soit 40°29'.
d) L'ASCENSION DROITE (souvent symbolisée par la lettre grecque
Alpha) :
Le point d'origine des coordonnées d'ascensions droites est le point vernal (point gamma ).
L'ascension droite se mesure en sens opposé à celui de la rotation diurne de la sphère
céleste (donc comptée positivement vers l'Est à partir du point vernal). Elle peut être
chiffrée en degrés d'angle de 0° à 360°, mais les astronomes ont coutume de l'exprimer en
heures, minutes et secondes, ce qui est finalement assez logique puisqu'il faut 24 H pour
que la rotation de la Terre nous fasse parcourir ce grand cercle.

10. Avec ce système de coordonnées équatoriales, la position d'une étoile est définie une
bonne fois pour toutes grâce à sa déclinaison et à son ascension droite et celà pour tous les
observateurs terrestres et quelque soit la saison d'observation.

11. Mais pour un observateur sur la Terre il n'y a rien de fixe dans ce dispositif de
coordonnées, mais au contraire une espèce de manège infernal où le Soleil et le système de
coordonnées tourne par rapport à lui. C'est pourquoi le système de coordonnées
équatoriales n'est utilisé que par les astronomes : une fois leur télescope soigneusement
mis en station, avec l'axe d'ascension droite bien calé en direction du pôle Nord céleste, il
leur suffit de se servir des graduations de l'axe d'ascension droite et de l'axe de déclinaison
pour pointer des nébuleuses ou des galaxies invisibles à l'oeil nu : elles seront alors pile
dans le champ de l'oculaire du télescope.

12. e) Les choses se compliquent ...
Malheureusement, ce système de coordonnées si apprécié des astronomes n'est pas d'une
fiabilité totale : en effet la Terre, sous l'influence du Soleil, de la Lune et des autres
planètes, voit son axe de rotation perturbé : celui-ci se déplace et effectue un tour complet
en 26 000 ans, à la manière d'une toupie. C'est ce que les astronomes appellent le
phénomène de précession.

13. Ainsi notre étoile polaire actuelle ne montrera le pôle Nord dans l'avenir. Dans 11000 ans,
c'est l'étoile Véga de la Lyre qui sera la plus proche du pôle Nord céleste. Il y a 3000 ans
c'était Tubhe, la principale étoile de la constellation du Dragon.
En plus de ce mouvement de précession, il existe une deuxième perturbation, sous la forme
d'une oscillation périodique de faible amplitude : c'est la nutation.
Ces mouvements de l'axe de rotation de la Terre sont dus aux actions cumulés du soleil, de
la lune et des planètes du système solaire. Il faut encore y ajouter le mouvement propre des
étoiles : chacune d'entre elle vit sa vie et se déplace au sein de notre galaxie au fil des
grands courants d'étoiles qui l'agite. De ce fait, au cours des millénaires, la position des
étoiles varie.
La précession, la nutation et le mouvement propre des étoiles affectent donc nos belles
coordonnées célestes équatoriales, ce qui oblige les astronomes à les corriger dans le
temps, et donc de spécifier l'EPOQUE pour laquelle elles sont fournies. Par convention,
l'époque change tous les 50 ans. Nous pouvons donc utiliser encore actuellement les
coordonnées J2000 sans introduire trop d'erreurs dans nos pointages d'étoiles.
f) Quelques équations pour les forts en maths :
Pour convertir les coordonnées équatoriales en coordonnées azimutales, il existe deux
équations :
L'équation (1) permet de calculer la hauteur. Quand on remplace l'équation (3) dans
l'équation (2), on trouve, en simplifiant, la formule permettant de calculer l'azimut :
Bien évidemment, il existe également des équations permettant de convertir des
coordonnées altazimutales en coordonnées équatoriales :

14. g) Quelques autres définitions :
Le demi-cercle PN, zénith,
Sud, PS est appelé
méridien local. Quand un
astre se trouve au méridien
local, on dit aussi qu'il
culmine ou qu'il transite.
C'est à ce moment que
l'astre est au plus haut dans
le ciel. Les autres demi
cercles sont appelés cercles
horaires. La sphère céleste
accomplit en effet presque
exactement un tour
complet en un jour sidéral,
lequel est divisé en 24 H
comme le jour solaire.
C'est pour cette raison que
l'on peut donc dire que les
360° sont parcourus en 24
H. En 1 heure une étoile
parcourt 15° dans le ciel (
360 / 24 =15 ). Dans le
prolongement de ce
raisonnement, en 1 minute
de temps, une étoile
parcourt 15' d'arc, et en 1
seconde de temps, 15"
d'arc.Tandis que hauteur et
azimut d'un astre varient
continuellement, la
déclinaison et l'ascension
droite demeurent, l'une et
l'autre, inchangées. En
effet, durant la rotation de
la sphère céleste, la
distance d'un astre à
l'équateur ne varie pas,
ainsi que l'angle ( a ) =
point vernal ( g ) - méridien
de l'étoile, puisque le point
vernal est lui aussi entraîné
dans la rotation apparente

15. de la sphère céleste. De
plus ce type de
coordonnées n'est pas lié au
lieu d'observation. Le
système de coordonnées
équatoriales décrit
précédemment est donc
très pratique pour définir
des positions d'objets
célestes dans l'absolu mais
ce système de coordonnées
tourne est entraîné dans le
ciel par la rotation de la
Terre. Les astronomes ont
donc défini deux autres
systèmes de coordonnées
pour essayer de se faciliter
la vie. Cette apparente
complexité cache en fait
une habile combinaison
entre les dispositifs
d'observations, de mesure,
et de calcul. Ces deux
systèmes sont de type
coordonnées sphériques et
portent les noms de :
. Coordonnées azimutales,
déjà décrites plus haut
. Coordonnées horaires
h) Un petit exercice pratique sympa à réaliser : repérer Jupiter en plein
jour :
Ce petit exercice d'observation est facile à réussir au moyen d'une simple paire de jumelles
montées sur un trépied photographique. Il suffit de connaître, grâce aux éphémérides,
l'heure du passage de Jupiter au méridien de votre lieu d'observation. Les astronomes
appellent également cet instant le "transit" de Jupiter devant cette ligne imaginaire qui va
du pôle Nord au pôle Sud en passant par votre jardin. Vous verrez également parfois
employé le terme de "culmination" de Jupiter puisque le franchissement du méridien
correspond au moment où Jupiter sera le plus haut dans le ciel.
Commencez par installer vos jumelles et leur trépied sur la ligne imaginaire de votre
méridien, en direction du Sud, et réglez leur inclinaison par rapport à la ligne d'horizon pile
poil sur la hauteur qu'aura Jupiter au moment de son transit : les éphémérides vous
indiquent la déclinaison de Jupiter dans le ciel. Vous n'avez plus alors qu'à effectuer une
petite conversion grâce à l'équation ci-dessous :

16. hauteur de Jupiter au-dessus de l'horizon = 90° - la latitude votre lieu d'observation + la
déclinaison de Jupiter.
Si vous ignorez votre latitude, vous trouverez ci-joint un tableau indiquant la latitude des
principales villes de France. Vous trouverez également, sur Internet, un petit site qui
recense les coordonnées géographiques de pratiquement tous les patelins de France.
Eventuellement, pour bien régler la hauteur de vos jumelles, aidez-vous d'un rapporteur.
Plus sophistiqué, le théodolite atomique à rétropédalage exponentiel et molette
pithécanthropique du club d'astronomie de Toussaint :
Ensuite, il ne vous reste plus qu'à attendre l'heure du passage de Jupiter au méridien
donnée par les éphémérides : à cet instant précis, le petit dique blanc de Jupiter sera en
plein dans le champ de vos jumelles.

17. Si vous souhaitez une plus grande précision, pensez à corriger l'heure des éphémérides, qui
est donnée généralement pour le méridien de Greenwich (0° de longitude), en fonction la
longitude de votre lieu d'observation : c'est très facile, il vous suffit d'enlever 4 minutes
pour chaque degré de longitude de différence avec Greenwich si vous habitez à l'Est de son
méridien et, au contraire, d'ajouter 4 minutes pour chaque degré de longitude si vous
habitez plus à l'Ouest. Petit exemple pratique : Fécamp est situé à 0 degré 25 mn d'arc à
l'Est du méridien de Greenwich, soit, "grosso modo", un demi-degré de différence. Il faut
donc corriger l'heure donnée par les éphémérides en y apportant une correction de - 2
minutes. Attention cependant : parfois, certaines éphémérides sont données non pas pour le
méridien de Greenwich mais pour celui de Paris, qui est situé par 2 degrés 20 mn de
longitude Est. Le principe de correction à appliquer reste cependant analogue. Pour vous
fixer les idées, vous trouverez ci-joint un tableau qui vous fournira la correction horaire en
fonction de la longitude des principales villes de France.
LES COORDONNEES HORAIRES :
Ce système est un hybride entre le système azimutal et le système équatorial. On utilise ici
aussi le pôle céleste et l'équateur céleste. Le plan de référence sera l'équateur céleste et le
point d'origine le sud (méridien local). Ce système est très employé par les marins.
a) L'angle horaire ( H) :
L'angle horaire est l'angle dièdre entre le méridien du lieu et le cercle horaire de l'astre.
L'étoile est toujours sur le même "parallèle" (déclinaison) mais son "méridien" varie avec
l'heure et le lieu. Dans ce cas là, seul l'angle horaire variera (quand une heure passe, l'angle
horaire H augmente d'une heure) il est compté positivement dans le sens rétrograde, en

18. heures et ses fractions. Sur le schéma il est représenté par l'angle H.
L'angle horaire du point vernal (gamma) appelé T varie donc aussi au cours du temps. Il
est appelé le TEMPS SIDERAL mais c'est un angle.

19. c) La déclinaison (d) :
La déclinaison dans le système horaire reste inchangée par rapport au système équatorial
des astronomes.
LES COORDONNEES ECLIPTIQUES :
Beaucoup moins utilisé pour le positionnement des objets du ciel profond, ce système de
coordonnées est surtout employé pour définir l'emplacement des objets du système solaire.
Etant donné que la plupart des objets gravitant dans le système solaire sont regroupés
quasiment dans le même plan ( sauf Pluton, quelques astéroïdes, et les comètes ), il a été
défini un nouveau référentiel : le centre du système n'est plus le centre de la Terre mais le
centre du Soleil et le plan de référence n'est plus l'équateur céleste mais l'écliptique, c'est à
dire le plan de révolution de la Terre autour du Soleil.
L'origine de ce référentiel est encore une fois notre fameux point vernal.

20. les axes et le "quadrillage" des coordonnées écliptiques
Fonctionnement :
a) La longitude écliptique ( l ) :
La longitude écliptique est comptée sur l'écliptique de 0 à 360 ° dans le sens direct,
l'origine étant le point vernal. On l'emploie parfois pour les observations comparatives
portant sur de longues périodes, car ce type de coordonnées est plus stable, du fait que le
plan de l'écliptique reste bien plus stable que le plan équatorial. On néglige bien souvent la
nutation.
b) La latitude écliptique ( b ) :
La latitude céleste est comptée positivement de 0 à 90° entre l'écliptique et le pôle Nord
écliptique, et négativement dans l'autre sens.

21. LES COORDONNEES GALACTIQUES :
Dans les coordonnées galactiques géocentriques, l'angle est compté à partir du centre de la
galaxie sur le plan galactique. Ce système de coordonnées n'est employé que pour l'étude
de notre galaxie et le repérage des objets extragalactiques. Je n'ai pas encore vu
d'applications en astronomie amateur. Les coordonnées galactiques sont la latitude et la
longitude galactique(s)
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