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Nous sommes tous habitués à la latitude et à la longitude, les deux coordonnées qui servent à identifier un lieu déterminé de la surface terrestre, et donc d'une carte géographique. La latitude est mesurée en degrés nord ou sud suivant la position par rapport à l'équateur , la longitude, en degrés est ou ouest par rapport au méridien de Greenwich, adopté en 1884 comme point de référence international. Pour les coordonnées célestes, la déclinaison correspond à la latitude et se mesure en degrés par rapport au cercle fondamental représenté par l'équateur céleste (projection sur le ciel de l'équateur de notre planète), les valeurs de la déclinaison, de 0° à 90°, sont par convention positives pour les objets situés au nord de l'équateur céleste et négatives pour les objets situés au sud, l'ascension droite correspond à la longitude et se mesure en heures, minutes et secondes, d'est en ouest, avec pour origine le point gamma du Bélier(équivalent du méridien de Greenwich). Ce dernier coïncide avec l'intersection de l'équateur céleste et de l'écliptique (parcours apparent du Soleil, incliné à 23° par rapport à l'équateur). Quand le Soleil passe par ce point dans le sens sud-nord, c'est l'équinoxe de printemps ; dans le sens nord-sud, c'est l'équinoxe d'automne. Ce système de coordonnées, dites coordonnées équatoriales, est le plus répandu.La déclinaison est généralement représentée par le symbole delta et l'ascension droite par le symbole alpha. D'autres systèmes de coordonnées sont définis, généralement à des fins bien précises : les coordonnées horizontales, les coordonnées écliptiques (utilisées pour les planètes), les coordonnées galactiques (utilisées pour situer les objets par rapport à la Voie lactée)...
Pour déterminer les positions et les dimensions des objets, quelques points de repères :
L'observation avec la webcam virtuelle de VerTdeTerre.com vous indique la position en temps réel des constellations.
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Les Anciens parlaient d'étoiles fixes par opposition aux planètes, les étoiles vagabondes (planète, en grec, signifie astre errant).
Aujourd'hui, nous savons que les étoiles ne sont pas parfaitement fixes; elles ont un mouvement propre mais qui est cependant très
faible. On ne peut l'observer que pour les étoiles les plus proches, en comparant des photographies obtenues à intervalle de temps de
quelques années et en les positionnant par rapport aux étoiles beaucoup plus lointaines, immuables à cette échelle de temps. Nous connaissons aujourd'hui le mouvement propre de 300 000 étoiles environ, mais c'est seulement dans quelques cas que celui-ci dépasse une seconde d'arc par an. A notre point de vue, les mouvements propres peuvent être négligés. Les positions des étoiles dans le ciel ne dépendent pas seulement de leur mouvement propre, mais avant tout d'un effet géométrique bien connu : la parallaxe. Nous voyons les étoiles dans des directions différentes suivant la position de la Terre sur son orbite autour du Soleil et plus une étoile est loin, plus la différence entre ses deux directions diminue. La distance exacte entre deux points extrêmes de l'orbite de la Terre étant connue, on peut calculer très précisément la distance de l'étoile à partir de l'angle (la parallaxe) formé par les deux directions dans lesquelles on l'observe à partir de ces deux points opposés séparés de six mois. Ces angles sont tous très petits : moins d'une seconde d'arc ! Par exemple, la parallaxe de l'étoile la plus proche, Alpha du Centaure, est de 0,75 seconde d'arc. Les déplacements apparents des étoiles sur le ciel se répètent chaque année de manière identique et peuvent être facilement vérifiés. Les autres facteurs qui modifient en apparence la position des étoiles sont l'aberration de la lumière (due au mouvement de la Terre et à la vitesse finie de la lumière) et la réfraction atmosphérique (qui varie suivant la hauteur de l'astre au-dessus de l'horizon). Naturellement le mouvement propre d'une étoile ne peut être correctement mesuré qu'après la prise en compte de tous ces facteurs de distorsion. |
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Allongeons nous face au sud, au cours d'une belle nuit noire et transparente et observons le ciel à l'oeil nu. Après tout,
c'est peut-être le meilleur moyen d'en admirer la beauté, plus encore qu'à l'aide de jumelles puissantes ou de télescopes.
Après quelques heures de contemplation, nous remarquons que de l'est apparaissent sans arrêt de nouvelles étoiles, alors que
d'autres, qui étaient très hautes dans le ciel, sont en train de se coucher peu à peu vers l'occident. Ce fait est dù à la rotation de la Terre qui, en effectuant un tour sur elle-même en 23 heures 56 minutes et un peu plus de 4 secondes, nous révèle des panoramas célestes très divers. Quelques étoiles seulement, situées au niveau de nos épaules et un peu derrière nous, resteront toujours au-dessus de l'horizon, en décrivant des cercles plus ou moins amples autour du pôle Nord céleste, le pivot autour duquel nous semble tourner la voute etoilée.
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Mais l'aspect du ciel ne change pas seulement dans l'intervalle des quelques heures que dure la nuit ; il change aussi, mais beaucoup
plus lentement, d'une nuit à l'autre et d'un mois à l'autre, suivant les saisons. Ce phénomène est dù, lui aussi, au mouvement de la
Terre qui, en 365 jours et quart, c'est-à-dire en une année, effectue un tour complet autour du Soleil : c'est pourquoi la face de
notre planète plongée dans la nuit se trouve orientée dans des directions diverses du ciel.
Le mouvement des étoiles, au rythme des heures ou au rythme des saisons, n'est donc pas un mouvement réel et propre aux étoiles,
mais une conséquence de la rotation de la Terre et de sa révolution autour du Soleil. Les positions des étoiles les unes par rapport
aux autres ne changent pas, du moins à ce point de vue. Si nous continuons nos observations pendant une année complète, le nombre d'étoiles que nous pouvons apercevoir à l'oeil nu est d'environ six mille. A une heure donnée de la nuit, chaque saison a son panorama stellaire : les constellations du printemps, de l' été, de l' automne et de l'hiver. L'observation jusqu'à des heures avancées de la nuit rend possible la vision des étoiles observables à des heures plus commodes pendant la saison suivante. A chaque mois correspond un décalage de deux heures : ainsi, à minuit, passeront au méridien (la ligne nord-sud) des étoiles qui, un mois plus tard, seront dans la même position à dix heures du soir ; un mois plus tard encore, elles culmineront à huit heures du soir, et ainsi de suite. L'observation avec la webcam virtuelle de VerTdeTerre.com vous indique la position en temps réel des constellations. | 
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