Le formulaire de calcul

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Par définition, les dates des équinoxes et des solstices, et donc les débuts des saisons astronomiques, sont les instants pour lesquels la longitude planétocentrique apparente du Soleil (incluant les effets de l’aberration et du mouvement du pôle) est un multiple entier de 90°.

Les dates des débuts des saisons peuvent être exprimées au sein du formulaire dans l’un des deux calendriers proposés : grégorien ou julien.

Les instants des débuts des saisons sont exprimés en Temps universel coordonné (UTC) à partir de l’année 1962 et en Temps universel (UT1) avant l’année 1962.

Les saisons sur Terre

En été, il fait chaud et en hiver, il fait froid. Voilà des truismes qu’un Monsieur de La Palice n’aurait pas reniés. Intuitivement, nous pourrions penser qu’en été nous nous trouvons plus près du Soleil qu’en hiver. C’est l’effet radiateur qui nous fait penser cela. Plus vous vous rapprochez du radiateur, plus vous ressentez sa chaleur. Pourtant, c’est exactement l’inverse qui se produit. La Terre est au plus près du Soleil entre le 2 et le 5 janvier, on dit alors qu’elle est au périhélie de son orbite. Elle se retrouve au plus loin du Soleil environ six mois plus tard, entre le 4 et le 6 juillet ; on parle alors d’aphélie (vue dans la lettre d’information de juillet-août). Ceci est la conséquence directe du fait que la trajectoire décrite par la Terre autour du Soleil n’est pas celle d’un cercle parfait, mais celle d’une ellipse, sorte de cercle ovalisé. Entre ces deux points extrêmes de l’orbite de la Terre, l’écart en distance au Soleil est de 5 millions de kilomètres environ, soit à peine 3 % de la distance moyenne de la Terre au Soleil, qui est de l’ordre de 150 millions de kilomètres, très insuffisant pour expliquer les écarts de température observés entre l’hiver et le printemps.

L’été de l’hémisphère boréal correspond toujours à l’hiver de l’hémisphère austral et inversement. Un terrien australien pourrait donc facilement s’abandonner à l’idée que l’hiver survient quand la Terre s’éloigne du Soleil, et que l’été est de retour lorsqu’elle s’en rapproche. Il n’en est rien.

La vérité est ailleurs

C’est principalement une histoire d’inclinaison. C’est l’été dans l’hémisphère nord parce que la partie septentrionale de la Terre penche vers le Soleil, marquant ainsi le solstice de juin (20 ou 21 juin). Dans le même temps, c’est l’hiver dans l’hémisphère sud parce que la partie australe de la Terre penche dans une direction éloignée du Soleil. Les rayons du Soleil frappent alors la Terre de façon très oblique, distribuant la chaleur qu’ils contiennent sur une surface beaucoup plus grande que s’ils tombaient quasiment verticalement. Par conséquent, chaque petite portion de surface terrestre reçoit moins de chaleur. Inversement, lorsque l’hémisphère sud penche en direction du Soleil, c’est alors l’hémisphère nord qui s’oriente dans une direction opposée correspondant au solstice de décembre (21 ou 22 décembre).

D’une manière générale, l’hémisphère tourné vers le Soleil reçoit davantage de chaleur solaire que celui qui lui tourne le dos. Ceci tient à plusieurs raisons : la quantité de chaleur reçue du Soleil sur une surface de 1 m² par exemple sera plus grande, car les rayons y tombent moins obliquement. En outre, au terme d’une rotation entière de la Terre, la totalité de l’hémisphère tourné vers le Soleil aura reçu la lumière solaire, de l’équateur au pôle, ce qui se conjugue avec le fait que la durée du jour est alors plus longue, il reçoit donc la chaleur solaire également plus longtemps.

Ce penchant qu’a la Terre d’orienter tantôt un hémisphère tantôt l’autre vers le Soleil provient de l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre dans l’espace qui est de 23,5° environ. Si la Terre n’était pas inclinée, en d’autres termes si elle tournait autour du Soleil en gardant une position pour ainsi dire droite, les saisons n’existeraient pas : pas de chute de feuilles en automne, pas de neige en hiver, pas de nettoyage de printemps, pas de vacances d’été, pas de saison sèche, de saison de pluies, pas de changements dans la durée du jour qui serait toujours égale à celle de la nuit. En un mot : une éternelle uniformité.

Inversement, une inclinaison trop forte rendrait les saisons extrêmes. C’est le cas sur Uranus, dont l’inclinaison de l’axe de rotation est de 97°, la planète est donc presque couchée. Si la Terre avait la même inclinaison, la durée du jour – et donc aussi celle de la nuit – pourrait durer entre plusieurs semaines et quelques mois selon la latitude où l’on se trouverait. En été, le pôle Nord ferait constamment face au Soleil, de sorte qu’il y ferait bien plus chaud que dans le Sahara, entraînant la fonte des glaces polaires, lesquelles se reconstitueraient durant l’hiver.

Il existe cependant deux moments dans l’année durant lesquels aucun des deux hémisphères ne penche de façon privilégiée en direction du Soleil. Ce sont les équinoxes de mars (19 ou 20 mars) et de septembre (22 ou 23 septembre), ils marquent le début du printemps et de l’automne. La longueur du jour est alors égale à celle de la nuit, caractéristique qui explique l’étymologie latine du mot qui provient de aequus (égal) et nox (la nuit). Ce sont aussi les seuls moments de l’année durant lesquels le Soleil se lève exactement à l’est et se couche exactement à l’ouest.

Ces quatre moments particuliers, les deux solstices et les deux équinoxes, définissent ainsi les commencements des quatre saisons de l’année. La variation de la distance au Soleil explique uniquement l’inégalité de la durée des saisons. L’été boréal (hiver austral) qui va du solstice de juin à l’équinoxe de septembre est la saison la plus longue : 93,7 jours. À l’opposé, l’hiver boréal (été austral) qui va du solstice de décembre à l’équinoxe de mars dure 89 jours. Quant au printemps boréal (automne austral), allant de l’équinoxe de mars au solstice de juin, il dure 92,7 jours. Enfin, l’automne boréal (printemps austral), compris entre l’équinoxe de septembre et le solstice de décembre, compte 89,9 jours. Ce déséquilibre entre les saisons provient de la forme non circulaire de l’orbite terrestre. Lorsque la Terre se trouve à son aphélie (position la plus éloignée du Soleil), elle subit moins fortement la force d’attraction du Soleil qu’à son périhélie (position la plus proche du Soleil). Le Soleil tend donc à tirer moins fort sur la Terre, celle-ci se déplace alors également moins vite sur son orbite. Comme l’aphélie survient de nos jours autour du 4 juillet, cela explique pourquoi l’été boréal est la saison la plus longue, tout simplement parce que la Terre passe davantage de temps dans cette région de son orbite que dans toute autre région. À l’opposé, au périhélie proche du 4 janvier, l’attraction du Soleil est maximale, rendant également maximale la vitesse de la Terre dans l’espace. C’est pourquoi la saison hivernale de l’hémisphère nord est la plus courte. C’est là tout l’avantage de vivre dans l’hémisphère nord plutôt que dans l’hémisphère sud, les étés y sont plus longs et les hivers plus courts, mais cela s’arrête là.

Il n’en a pas toujours été ainsi et il n’en sera pas toujours ainsi. Si l’on reliait le périhélie à l’aphélie, lieux diamétralement opposés de l’orbite de la Terre autour du Soleil, par une ligne imaginaire – appelée ligne des apsides -, on constaterait que cette ligne tourne lentement dans le sens du mouvement de la Terre autour du Soleil. La Terre met un peu plus de 365 jours pour faire le tour du Soleil, quant à la ligne des apsides, elle met 135 000 ans. D’une certaine manière, le Soleil joue au hula-hoop avec l’orbite de la Terre. Conjugué à cela, un autre phénomène astronomique survient, celui de la précession des équinoxes. Connu depuis l’Antiquité hellène, il se caractérise par le déplacement des équinoxes – et donc aussi des solstices – dans un sens opposé à celui de la ligne des apsides. Ainsi, de nos jours, l’équinoxe de mars va à la rencontre du périhélie et l’équinoxe de septembre va à la rencontre de l’aphélie. Ce déplacement du lieu des équinoxes et des solstices parcourt la totalité de l’orbite terrestre en 26 000 ans environ. Cela ne signifie pas pour autant que la date calendaire des équinoxes et des solstices va elle aussi changer, car notre calendrier est précisément construit pour que ces dates se conservent à un ou deux jours près sur des milliers d’années. En revanche, la combinaison de ces deux mouvements antagonistes, lents et réguliers, va avoir des conséquences à long terme sur les saisons, leur durée et leurs caractéristiques propres – on désigne cette combinaison sous le terme de précession climatique. En effet, cette combinaison revient à définir une autre période longue de temps de 21 500 ans qui marque le retour de la coïncidence entre la ligne des équinoxes et la ligne des apsides. Cela peut sembler terriblement long comparé au mouvement annuel de la Terre, mais cela implique quand même un recul régulier des dates calendaires du passage de la Terre par son périhélie, ou par son aphélie, d’un jour tous les 58 ans (faites la division de 21 500 ans par 365,25 jours qui est le nombre de jours dans une année). Autrement dit, l’instant du périhélie arrive en moyenne 25 minutes plus tard chaque année. Si l’on recule dans le passé, périhélie et solstice de décembre tombaient le même jour il y a un peu plus de 800 ans, vers les années 1250, durant le siècle de Saint-Louis. Si l’on avance dans le futur, le périhélie viendra à la rencontre du solstice d’été dans approximativement 9 700 ans. Il faudra alors se préparer à des étés caniculaires et des hivers glacés.

Ce lent recul semble contredire les dates de passage de la Terre à son périhélie (lieu de son orbite où elle est au plus près du Soleil) et à son aphélie (lieu de son orbite où elle est au plus loin du Soleil) publiées chaque année par les grands bureaux d’éphémérides internationaux. Ces dates oscillent sur un intervalle de deux ou trois jours. Le périhélie est atteint entre le 2 et le 5 janvier ; quant à l’aphélie, c’est entre le 4 et le 6 juillet. La Lune est responsable de ce petit balancement. En réalité, la Lune ne tourne pas autour de la Terre. Il peut s’avérer surprenant de lire cela, mais c’est pourtant la vérité. La Lune, comme la Terre d’ailleurs, tourne autour d’un autre centre que celui de la Terre. Ce centre est appelé barycentre du système Terre-Lune et est situé à une distance de 4 700 km du centre de la Terre. Ce centre est donc tout de même à l’intérieur de la Terre. Comme le périhélie et l’aphélie sont définis par la distance entre le centre du Soleil et le centre de la Terre, la position de la Terre dans son mouvement mensuel autour de ce barycentre affecte de façon substantielle les dates de passage de la Terre par son périhélie ou par son aphélie. Puisque chaque année, la position de la Lune à ces dates n’est pas la même par rapport au barycentre Terre-Lune, il en va de même de la position de la Terre et donc des dates de passage par le périhélie et l’aphélie.

À cet instant, l’ascension droite n’est pas exactement égale à 12 h et la déclinaison du centre du Soleil n’est pas nulle, car la latitude apparente du centre du Soleil n’est pas nulle, mais ces deux dernières valeurs sont proches de zéro. La direction du centre du Soleil est alors très proche de la direction opposée au point gamma, intersection de l’écliptique et de l’équateur céleste. La définition de cette direction est donc unique sur la sphère céleste.

Il ne faut pas confondre la direction de l’équinoxe d’automne qui est unique et le fait que le Soleil passe par cette direction. Ainsi, dans l’hémisphère nord, le début de l’automne correspond au passage du Soleil dans la direction de l’équinoxe d’automne, alors que ce même phénomène traduit le début du printemps dans l’hémisphère sud.

Notre calendrier (le calendrier grégorien) est construit de manière à éviter la dérive des dates des changements de saisons en conservant une date quasi fixe pour le début de chaque saison.

La date de l’équinoxe d’automne est, en 2023, le samedi 23 septembre à 6 h 50 min 0,80 s UTC, soit à 8 h 50 min 0,80 s en Temps légal français (UTC + 2 h). À cet instant, la latitude géocentrique du centre du Soleil est de − 0,18″, son ascension droite est de 11 h 59 min 59,995 s et sa déclinaison est de − 0,16″. Comme on le constate, la déclinaison et la latitude sont très proches de zéro et l’ascension droite est très proche de 12 h. C’est pourquoi l’on dit souvent que le Soleil est dans la direction opposée au point gamma, ce qui est en partie exact, dans la mesure où le diamètre apparent du Soleil est de l’ordre de trente minutes d’angle.

Néanmoins, pour un calcul à la seconde de temps près, le choix de la définition est important. En effet, la déclinaison du centre du Soleil est nulle à 6 h 49 min 50,75 s UTC et l’ascension droite du centre du Soleil est égale à 12 h à 6 h 50 min 2,65 s UTC.

Dans le calendrier grégorien, créé en 1582, l’équinoxe d’automne peut tomber le 21, 22, 23 ou 24 septembre. Il tombe en général le 22 ou le 23 septembre. Il tombera le 21 septembre en 2092 et ce sera la première fois depuis la création du calendrier grégorien. Cela se reproduira en 2096, puis en 2464, 2468, 2472, 2476, 2480, 2484, 2488, 2492, 2493, 2496 et 2497. Il est tombé un 24 septembre en 1803, 1807, 1903, 1907, 1911, 1915, 1919, 1923, 1927 et 1931, il tombera de nouveau à cette date en 2303. Vous trouverez ci-dessous un document dans lequel sont données les dates des équinoxes sur la période allant de 1583 à 2999 (ce document a été élaboré en 2008 avec des valeurs UTC extrapolées à partir de 2008, il peut donc y avoir des petits écarts avec les valeurs calculées chaque nouvelle année).

Le jour de l’équinoxe, si l’on fait abstraction de la réfraction atmosphérique, la durée de la nuit est égale à la durée du jour et c’est également le jour auquel le Soleil se lève plein est et se couche plein ouest.

Cette comète périodique a été découverte en 1986 par l’astronome australien Malcom Hartley sur une plaque prise par le télescope de Schmidt de 40 cm de l’observatoire australien de Siding Spring. Comme Malcom Hartley a découvert plusieurs comètes, il est parfois coutume d’appeler cette comète Hartley 2. Sa période, c'est à dire le temps nécessaire pour qu’elle effectue un tour complet autour du Soleil, est de 6,47 ans. Cet objet fait partie de la famille des comètes de Jupiter. Les astres de cette famille ont tous des périodes courtes comprises entre un minimum de 5 ans et un maximum de 20 années. Rappelons que la plus célèbre des comètes, 1P/Halley, a une période orbitale de 76 ans, et que C1995 O1/Hale-Bopp, que l’on a pu observer à l’œil nu en avril 1997, a actuellement une période de 2 533 ans. Depuis sa découverte en 1986, 103P/Hartley est donc déjà passée 6 fois au plus près du Soleil. Notons que son périhélie, c'est à dire sa position la plus approchée du Soleil, est situé à 1,06 au du Soleil, soit au niveau de l’orbite terrestre (1 au = la distance Terre-Soleil). Cela signifie qu’elle peut être assez proche de la Terre lorsqu’elle est au périhélie. C’est ce qui s’est produit en 2010, puisque la comète n’était qu’à 0,12 au de la Terre. Elle a alors atteint la magnitude 4 et était visible à l’œil nu.

Rappelons que les comètes sont, en simplifiant, des « boules de neige sale ». 103P/Hartley est célèbre pour avoir été survolée par la sonde américaine Deep Impact, lors de la mission EPOXI (Extrasolar Planet Observation and Deep Impact Extended Investigation) en novembre 2010. Le noyau a pu être survolé le 4 novembre de cette année à seulement 700 km d’altitude, ce qui a permis de collecter de nombreuses informations. Sa période de rotation sur lui-même est de 18,1 heures. Comme une grande majorité de comètes, ce noyau a une forme de pomme de terre, dont le grand axe mesure ici environ 2,25 km. Pour mieux situer cette taille, il est intéressant de rappeler que le noyau de la comète de Halley mesure 15 km × 8 km × 8 km et que celui de Hale-Bopp, hors norme, atteint les 60 km. Pour autant, s’il est petit, le noyau de 103P/Hartley est qualifié par les astronomes d’hyperactif, entre autres parce que même des zones non éclairées par le Soleil émettent des jets de gaz et de poussières.

Quid de son passage de 2023 ?

Les calculs montrent qu’elle atteindra son périhélie le 12 octobre 2023. Elle devrait alors briller à la magnitude 8,4. Ce n’est pourtant pas à cette date qu’elle devrait être la plus intéressante à observer, car environ 3 semaines plus tôt, elle passera au périgée, c'est à dire au plus près de la Terre (0,383 au, soit 57,27 millions de kilomètres de la Terre), le 26 septembre 2023, date à laquelle on espère une magnitude située entre 7 et 8. Est-ce donc la date à laquelle il convient de l’observer ? Peut-être pas, car notre satellite, la Lune, va venir jouer les trouble-fête et perturber les conditions d’observation. Avec une pleine lune le 28 septembre 2023, il sera compliqué de la distinguer dans un fond de ciel noyé de lumière lunaire. Pour celui qui serait intéressé de l’observer ou de la photographier en septembre ou octobre, il conviendra de la viser plutôt au cours de deux « fenêtres de tir » bien sûr centrées sur la nouvelle lune : du 10 septembre au 24 septembre, la pleine lune de ce mois ayant lieu le 29, puis du 10 octobre au 24 octobre.

Comment observer 103P/Hartley ?

Avec une magnitude qui avoisine 7 ou 8 en septembre, elle sera bien entendu hors de portée de l’œil humain (en théorie capable d’atteindre la magnitude 6). Il faudra donc impérativement se munir de jumelles, d’une petite lunette ou d’un petit télescope. Par chance, pour ce passage en 2023, la comète se trouvera très haut dans le ciel : du 1^er au 16 septembre, elle sera dans la constellation de Persée, puis du 17 septembre au 2 octobre, dans celle du Cocher (voir carte du ciel ci-dessous pour aider au repérage). Ces deux constellations faisant la jonction entre le ciel d’automne et le ciel d’hiver, nous pourrons les observer plutôt en deuxième partie de nuit en septembre. Notons que 103P/Hartley va frôler l’amas ouvert M34 dans la nuit du 31 août au 1^er septembre. Les photographes pourront immortaliser ce beau rapprochement. Pensez à nous envoyer vos images !

Que verra-t-on ?

Attention ! Hartley 2 n’est ni Hale-Bopp ni Neowise ! Ce n’est qu’une petite comète de la famille des Jupiter. Lorsqu’elle est au plus près du Soleil, la sublimation des glaces provoque l’apparition d’une coma (chevelure) ronde autour du noyau. C’est cette petite tache grise qu’il faudra rechercher dans le ciel aux jumelles ou aux instruments. Il est peu probable qu’une queue soit visible à l’observation visuelle. Par contre, une pose photo de quelques minutes avec un téléobjectif, ou mieux, au foyer d’un instrument, peut faire apparaître des jets de gaz ou une queue.

Lire le 7^e épisode : « Diviser pour mieux mesurer »

L’astrométrie est aussi l’une des premières activités des astronomes de l’Antiquité. Elle est au fondement de l’astronomie. Sans elle et sans le gain en précision associé à cette branche, acquis au fil du temps jusqu’à nos jours, l’astronomie n’aurait pu se développer. Il était donc urgent de revenir aux racines de l’astronomie.

Le 19 mai 2023, une supernova (SN 2023 ixf) a été découverte par l’astronome japonais Koichi Itagaki dans la galaxie du Moulinet (M101) située dans la constellation de la Grande Ourse. Les étudiants du DU ECU ont entrepris de l’observer à l’oculaire du télescope de 80 cm de diamètre de l’OHP.

Ayant pu facilement l’identifier à l’œil nu, ils ont ensuite choisi de l’imager au télescope de 120 cm de diamètre (ci-avant), puis de confirmer la supernova par spectroscopie au télescope de 152 cm (ci-dessous).

Le spectre acquis permet de valider le type d’objet comme étant une supernova. On peut en effet constater que les raies spectrales correspondant à des éléments chimiques présents dans la supernova sont très décalées vers le bleu. Ce décalage correspond à un effet Doppler engendré par un déplacement rapide des éléments observés. Lorsqu’une étoile devient une supernova, elle éjecte ses couches supérieures à grande vitesse. Lorsque cette étoile est observée par la méthode de spectroscopie, on peut alors constater que ces couches externes se rapprochent de nous et donc que les raies spectrales sont décalées vers le bleu.