Astronomie populaire (Arago)/VII/09
CHAPITRE IX
longitudes et latitudes astronomiques
Nous avions d’abord rapporté les étoiles au cercle horaire de Sirius ; maintenant l’on sait comment on détermine l’arc de l’équateur, qui sépare le point qui correspond au cercle horaire de Sirius, du point de ce même équateur où est situé l’équinoxe de printemps ; on pourra donc prendre désormais pour point de départ des arcs mesurés sur l’équateur, et servant à la fixation des places des étoiles, le cercle horaire des équinoxes de printemps. Ces distances prises à partir de l’équinoxe de printemps, et comptées de l’occident à l’orient, s’appellent, comme on l’a vu, les ascensions droites. On a déjà dit aussi que les distances des étoiles à l’équateur comptées sur les cercles horaires correspondants se nomment les déclinaisons.
Nous avons déterminé la position des étoiles en les rapportant au pôle et à l’équateur, deux repères qui nous étaient fournis par les circonstances mêmes du mouvement diurne. Nous connaissons maintenant comment est située la courbe que le soleil paraît décrire chaque année. Nous pourrons donc fixer la place des étoiles, en les rapportant désormais à cette courbe. Supposons qu’à partir d’une étoile on mène un arc de grand cercle perpendiculaire à l’écliptique : la distance de l’étoile à l’écliptique, mesurée sur cet arc perpendiculaire, sera, par rapport à l’écliptique, ce qu’était la déclinaison par rapport à l’équateur. Cette distance angulaire s’appelle la latitude. La distance angulaire à l’équinoxe de printemps, du point d’intersection de l’écliptique avec le cercle de latitude de l’étoile, comptée non plus sur l’équateur, mais sur l’écliptique, s’appelle la longitude. On voit, en un mot, que la longitude et la latitude sont, par rapport au cercle écliptique, ce que les ascensions droites et les déclinaisons étaient relativement à l’équateur.
Les longitudes et les latitudes peuvent se déduire des ascensions droites et des déclinaisons avec toute la précision désirable, soit par une construction graphique exécutée sur le globe où sont déjà tracés l’équateur et l’écliptique, soit, ce qui est préférable, à l’aide du calcul.
Les longitudes sont sujettes, comme les ascensions droites, à un changement annuel dépendant de ce mouvement que nous avons appelé la précession des équinoxes, mais il faut établir ici une distinction essentielle, sur laquelle nous nous appuierons avec avantage quand nous remonterons des apparences à la réalité : c’est que le mouvement de précession altère à la fois les ascensions droites et les déclinaisons, tandis qu’il laisse les latitudes constantes ; en telle sorte que si l’on veut, à l’exemple des anciens, expliquer ces changements dans les coordonnées des astres, en laissant invariables dans le firmament l’équateur et l’écliptique, on est conduit à supposer que l’ensemble de toutes les étoiles est doué, indépendamment du mouvement diurne, d’un mouvement annuel de 50″, 3 par an, parallèle au plan de l’écliptique et dirigé de l’orient à l’occident.
Les anciens mesuraient directement avec leurs instruments les longitudes et les latitudes. Les modernes ont préféré déterminer les ascensions droites et les déclinaisons, et en déduire les deux autres coordonnées par le calcul ; cette méthode est beaucoup plus exacte que la première, parce que la lunette méridienne et le cercle mural se prêtent à des vérifications faciles, ce qui était loin d’exister pour les instruments employés autrefois.