Cours de Mécanique céleste classique

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Copyright ( c○ LDL) 2002, L. Duriez - Cours de Mécanique céleste • Partie 1 • section 1.5.0 • Page 36 de 396
pôle, du cercle de base correspondant, d’un grand cercle origine contenant le pôle, d’un sens dans lequel on
mesure les rotations autour de ce pôle.
En astronomie, la sphère trigonométrique représente l’ensemble des lignes de visées depuis un point O, et est
appelée sphère céleste (elle est vue de l’extérieur). Les repères astronomiques rencontrés le plus souvent dans
les applications de la mécanique céleste, sont le repère équatorial et le repère écliptique.
Le repère équatorial a pour cercle de base le
grand cercle parallèle à l’équateur terrestre ayant
pour pôle le pôle nord P . Les coordonnées sphériques
correspondantes α et δ sont des coordonnées
équatoriales, analogues aux longitudes et latitudes
géographiques, mais s’appellant respectivement
ascension droite et déclinaison.
E
l
ɛ
P
α
γ
M
b
δ
l
ɛ
α H
écliptique
équateur
L’ascension droite est mesurée sur l’équateur dans le sens direct, de 0 à 24 h, à partir d’un certain point γ non
lié au globe terrestre, appelé aussi point vernal ou équinoxe de printemps. Ce point est défini en relation avec le
repère écliptique. Ce dernier a pour cercle de base le grand cercle parallèle à l’écliptique, nom donné au plan de
l’orbite que la Terre décrit en un an autour du Soleil ; son pôle nord est E. Sur la sphère céleste centrée sur la
Terre, le Soleil décrit en un an et dans le sens direct le grand cercle de l’écliptique. Ces deux cercles se coupent en
deux points γ et γ ′ en formant un angle ɛ appelé obliquité de l’écliptique (ɛ vaut actuellement 23 ◦ 26 ′ ). Le point
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