Visibilité des planètes

(Planètes visibles entre les latitudes 60° Nord et 60° Sud et les constellations les plus voisines)

Mercure est invisible durant le mois de mars 2013.

Vénus est invisible durant le mois de mars 2013.

Mars est invisible au mois de mars 2013.

Jupiter est visible au crépuscule et une grande partie de la nuit, au cours du mois elle se lève de plus en plus tôt. En fin de mois elle se lèvera avant minuit vrai. Elle est tout le mois dans la constellation du Taureau.

Saturne est visible une grande partie de la nuit et à l'aube. Au cours du mois elle se lèvera de plus en plus tôt. Elle est tout le mois dans la constellation de la Balance.

Aspect des planètes au 16 mars 2013 Mercure, Vénus, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus

Ciel du mois

Cartes du ciel pour une observation vers le nord et vers le sud
à Paris le 15 mars 2013 à 23 h temps légal

Carte du ciel en direction du nord	Carte du ciel en direction du sud

Ces cartes du ciel montrent les étoiles brillantes et les planètes visibles dans le ciel de l'hémisphère nord, vers l'horizon sud et vers l'horizon nord, pour le 15 mars 2013 (23h). Le trait vertical correspond à la projection sur le ciel du méridien du lieu. L'arc de cercle rouge sur l'horizon sud représente l'écliptique (lieu de la trajectoire apparente du Soleil durant l'année). Les constellations visibles sur ces cartes sont, par ordre alphabétique des sigles :

Andromède (And), le Cocher (Aur), la Machine pneumatique (Ant), le Bélier (Ari), le Bouvier (Boo), la Girafe (Cam), Cassiopée (Cas), Céphée (Cep), le Grand Chien (CMa), le Petit Chien (CMi), le Cancer (Cnc), la Chevelure de Bérénice (Com), la Couronne Boréale (CrB),le Cratère (Crt), le Corbeau (Crv), les Chiens de Chasse (CVn), le Cygne (Cyg), le Dragon (Dra), les Gémeaux (Gem), Hercule (Her), l'Hydre femelle (Hya), le Lézard (Lac),le Lion (Leo), le Lièvre (Lep), le Petit Lion (LMi), le Lynx (Lyn), la Lyre (Lyr), la Licorne (Mon), Orion (Ori), Persée (Per), la Boussole (Pyx), la Grande Ourse (UMa), la Petite Ourse (UMi), la Poupe (Pup), le Sextant (Sex), le Taureau (Tau), le Triangle (Tri), la Vierge (Vir).

Le Soleil dans sa course apparente sur l'écliptique est accompagné de plusieurs planètes proches. Celles qui sont à l'est peuvent être observées au coucher du Soleil et au début de nuit selon leur élongation et leur magnitude, celles qui sont à l'ouest le seront en fin de nuit et au lever du Soleil sous les mêmes conditions. La figure suivante montre la configuration au 15 mars 2013.

Les cartes du ciel sont générées à l'aide du logiciel libre Stellarium.

Phénomènes astronomiques

Carte du ciel : trajectoire de la comète durant le mois de mars 2013

Cette comète a été découverte le 6 juin 2011 à l'aide du télescope de 1.8m Pan-STARRS situé à Hawaii (Haleaka) et spécialisé dans la détection des objets géocroiseurs (MPEC – 2011-L33).

Plusieurs observations antérieures à sa découverte furent trouvées par S. Larson (Mt. Lemmon Survey, Arizona, USA). Nous disposons maintenant d'une orbite ajustée sur 1385 observations réparties entre le 21 mai 2011 et le 9 février 2013. En octobre 2012 le diamètre de sa chevelure (coma) était de 120 000 km. Si l'évolution du dégazage de la comète se confirme, elle devrait atteindre en mars 2013 une magnitude voisine de zéro, elle aura alors un éclat similaire à celui de Vega de la Lyre, et sa queue aura de dix à vingt degrés de longueur. La comète passera au plus proche du Soleil le 10 mars 2013 à 4h 3m 12s UTC, sa distance au Soleil sera alors de 0,3154 ua (45,110 millions de kilomètres). Elle sera au plus proche de la Terre le 5 mars 2013 à 10h 7m 33s UTC, sa distance à la Terre sera alors de 1,09689 ua (164,092 millions de kilomètres).

Dans l'hémisphère nord, la comète sera visible le soir bas sur l'horizon à l'ouest dans les lueurs crépusculaires à partir du 10 mars 2013 à limite des constellations de la Baleine et des Poissons, mais sa faible élongation au Soleil (environ 15°) risque de rendre son observation relativement difficile en raison de la luminosité du ciel au coucher du Soleil. En fin de mois, l'élongation du Soleil atteindra une trentaine de degrés, mais sa magnitude aura augmenté et elle sera moins lumineuse.

Note cométaire de la comète

Nouvelles astronomiques

Peinture à l'huile d'Edouard Ender (1855) montrant Tycho Brahe (debout, la main sur un globe) expliquant à Prague en 1600 le globe céleste à l'empereur Rodolphe II (assis, tenant une palette de peintre à la main) (The Museum of the History of Science, Oxford). Sur la droite de la peinture se trouve un grand sextant fabriqué par Erasmus Habermel (1538-1606) (voir LI #87) ainsi qu'un second qui est l'œuvre de Joost Bürgi (1582-1632) – connu sous le nom de sextant de Kepler -, manipulé par un assistant plongé dans l'ombre, peut-être je jeune Kepler ? Les deux sextants ont été fabriqués en 1600 et ont une précision de 2' d'arc. Ils sont exposés au Musée Technique National de Prague.

Durant plus de 1 300 ans la précision des observations de positions reste pratiquement inchangée entre le catalogue de Ptolémée, donné pour l'année 137, et celui d'Ulugh Beg (1393-1449) pour l'année 1437. Ulugh Beg avait élevé un observatoire en 1420 sur une colline de Samarkand. Son catalogue comporte 1018 entrées et a une précision de l'ordre de 20ʹ.

Le renouveau vient au siècle suivant du pays d'Hamlet en la personne de Tycho Brahé (1546-1601). Tout comme Hipparque, c'est une étoile nouvelle apparue dans le ciel de novembre 1572 qui va définitivement décider Tycho à se doter de tous les moyens nécessaires pour parfaire la connaissance des cieux. Quelques années plus tard, Il obtient du roi Frédéric II du Danemark une île, l'île de Hven (Venus), pour y implanter un vaste et gracieux château-observatoire entièrement voué aux cieux : Uraniborg. Dans sa bibliothèque, il grave les positions des étoiles qu'il mesure, minutieusement et patiemment, 25 ans durant, sur un grand globe céleste de 1m60 de diamètre. Il disposait d'un grand quadrant de bronze de 4m50 de diamètre fixé au mur (sa précision a été estimée en 1978 à 34,6ʺ). Ses instruments, tous construits à Uraniborg, sont des sextants, quadrants et autres armilles équatoriales. Il ne néglige aucun détail pour s'assurer la meilleure précision possible : Il met en pratique le premier la méthode des transversales – dont le principe avait été énoncé par Levi Ben Gerson (1288-1344) - pour diviser les arcs de tous ses instruments en intervalles valant une minute d'angle ; Il améliore la technique de visée astronomique à l'aide de pinnules ; Il s'attaque à toutes les sources d'erreur et d'approximation : collimation, instruments enterrés pour les rendre insensibles au vent, réfraction (Brahé supposait une réfraction nulle pour les étoiles au-dessus de 20° de hauteur et pour le Soleil au-dessus de 45°) …

Sa nouvelle carte du firmament comporte 1 004 étoiles fixes (dont 777 localisée exactement, et le reste ajouté en hâte pour faire un chiffre rond avant le départ d'Uraniborg en 1597 pour Prague où il deviendra le mathématicien Impérial à la cour de l'empereur Rodolphe II). Une version imprimée des 777 positions précises parait en 1602 puis Kepler (1571-1630), son prolifique élève, éditera le catalogue complet des 1004 étoiles en 1627. La précision de son catalogue est de l'ordre de 2ʹ jusqu'à la magnitude 3 ; environ 15% des entrées, constituées des étoiles les plus faibles jusqu'à la magnitude 6, atteignent une précision de 10ʹ (Pour Tycho, qui observait à l'œil nu - la lunette n'apparut qu'au siècle suivant (voir LI #45) - la magnitude se ramenait réellement à la grandeur de l'étoile : Ainsi les étoiles de 1ere magnitude avaient un diamètre apparent de 120ʺ, 90ʺ pour les secondes, 65ʺ pour les troisièmes, 45ʺ pour les quatrièmes, 30ʺ pour les cinquièmes et 20ʺ pour les sixièmes).

Grâce à cette longue suite d'observations, Tycho remesure la vitesse de précession des équinoxes (voir LI #87) qu'il trouve égale à 51ʺ par an, valeur qu'il adopte pour ses tables de précession accompagnant son catalogue d'étoile. Au passage, il démontre l'inanité de la trépidation qu'il prouve provenir entièrement d'erreurs d'observation (système inventé par Thābit ibn Qurra (824-901) à Bagdad pour expliquer une supposée variation annuelle de la précession. Cette théorie, présente dans les tables alfonsines publiées en 1252, était encore universellement adoptée au temps de Tycho ; Copernic y croyait également). L'un des seuls paramètres fondamentaux qu'il ne redétermine pas est la parallaxe solaire - angle sous lequel est vu le rayon de l'orbite terrestre, c'est une manière d'exprimer la distance Terre-Soleil, la parallaxe solaire est en réalité de 8,79ʺ - pour laquelle il adopte la valeur de Ptolémée qui était déjà celle d'Aristarque de Samos au IVe siècle av. J.-C., soit 3ʹ. Dans une lettre à Kepler datée du 1er avril 1598, il écrit que l'orbite annuelle de la Terre (selon Copernic) ou l'épicycle de Mars (selon Ptolémée) semble varier en taille. C'est le premier pas vers la découverte de l'ellipticité des orbites par Kepler (Astronomia Nova, 1609, voir LI #47) qui sonnera comme le coup de grâce donné au dogme cosmographique des orbites circulaires.

Ses observations très précises des corps célestes – étoiles, planètes, comètes – aboutiront à briser les orbes solides, à abolir l'immuabilité de la zone supra lunaire, à ouvrir la voie vers la vraie forme des orbites. Sa révolution dans la méthode astronomique, c'est la précision jusqu'alors inégalée et la continuité des observations.

A retenir : précision du catalogue de Tycho Brahé : 2ʹ, soit l'équivalent sur la Lune d'un cratère d'environ 230 km de diamètre tel que le cratère Clavius, troisième plus grand cratère lunaire situé juste au sud-ouest du cratère … Tycho !

Portrait de Lacaille par Mlle Le Jeuneux (1762). On ignore si ce portrait a été réalisé du vivant de Lacaille.

Né le 15 mars 1713 à Rumigny dans les Ardennes, l'abbé Nicolas Louis de Lacaille a été l'un des plus grands observateurs du XVIIIe siècle. Autodidacte en astronomie et en mathématiques, Lacaille rejoint Paris en 1735 où il gagne l'amitié et l'estime de Jacques Cassini (Cassini II), directeur de l'Observatoire de Paris. En 1740, en compagnie de son fils, César-François Cassini (Cassini III), il remesure la longueur du méridien de Paris. Cette mesure très précise sera utilisée en 1793 par la Convention pour fixer temporairement la longueur du mètre (3 pieds 11,44 lignes de la Toise du Pérou ; en 1799, il sera définitivement fixé à 3 pieds 11,296 lignes). En 1741, à l'âge de 28 ans, il est admis comme membre de l'Académie des sciences. Durant cette période, il écrit plusieurs manuels couvrant des domaines aussi variés que les mathématiques, la mécanique, l'astronomie géométrique et physique, et l'optique. À partir de 1745, il se voit confier par le secrétaire perpétuel de l'Académie des sciences la publication des Ephémérides des mouvements célestes, éphémérides astronomiques établies pour dix ans.

Il est l'un des premiers à adopter la théorie de la gravitation de Newton : « La méthode de Newton ayant aboli cet usage établi de tout temps parmi les astronomes, que toute hypothèse qui sauvait les apparences était admissible ». Après la découverte par Bradley de l'aberration de la lumière (1728) et de la nutation (1748), Lacaille déclare à l'Académie que « tout est à recommencer », c'est-à-dire qu'il faut remesurer les positions des étoiles en tenant compte de ces effets. C'est pourquoi, il concevra le projet de cartographie du ciel austral.

À cette époque le ciel de l'hémisphère sud demeurait insuffisamment connu. Le seul travail sérieux avait été mené par Edmund Halley entre 1676 et 1678 sur l'ile de Sainte Hélène (il mesura la position de 376 étoiles). Lacaille décide donc de s'embarquer le 21 novembre 1750 pour la ville du Cap en Afrique du Sud où il va y séjourner près de trois ans. Il va déterminer la position de 9766 étoiles entre le pôle sud céleste et le tropique du Capricorne. Parmi ces étoiles, 42 étoiles nébuleuses sont mentionnées. De cet ensemble seront extraites 1930 étoiles visibles à l'œil nu afin d'en créer un planisphère. Il délimite 14 nouvelles constellations auxquelles il donne des noms d'instruments d'astronomie (l'Octant, le Télescope), de physique (le Burin, le Compas, l'Equerre, la Boussole) et d'art (l'Atelier du peintre). Son catalogue d'étoiles est publié par l'Académie des sciences en 1756 et sa liste de nébuleuses en 1755, soit 16 ans avant le célèbre catalogue de Messier.

En 1755, Il propose un projet de calcul des distances lunaires pour un almanach nautique en vue de la détermination pratique de la longitude en mer. Ce projet sera superbement ignoré par l'Académie des sciences. Toutefois, il sera annexé à la Connaissance des Temps des éditions de 1760 à 1762 dont l'IMCCE assure de nos jours la publication régulière. En revanche, les anglais l'adoptent immédiatement pour leur célèbre Nautical Almanach and Astronomical Ephemeris qui parait à Londres en 1767. Ces éphémérides seront en usage quasi universel tout au long des XVIIIe et XIXe siècles. Les distances lunaires ont ainsi continué à être publiées dans les almanachs anglais jusqu'en 1906.

Peu après sa disparition, le 21 mars 1762, son ami et collègue Maraldi collectera l'ensemble de ses manuscrits qu'il publiera en 1763 sous le titre de Coelum australe stelliferum. Lacaille aura été l'égal de l'anglais James Bradley et de l'allemand Tobias Mayer en tant que l'une des figures les plus importantes de l'astronomie de position du XVIIIe siècle. Ces trois astronomes décèderont la même année, en 1762.

En hommage, l'Observatoire de Paris lui consacrera une exposition à l'automne 2013.

Le passage à l'équinoxe de printemps en 2013

Par définition l'instant de l'équinoxe de printemps dans l'hémisphère nord correspond au moment où la longitude géocentrique apparente du centre du Soleil est égale à zéro degré. À cet instant l'ascension droite et la déclinaison du centre du Soleil ne sont pas nulles car la latitude apparente du centre du Soleil n'est pas nulle, mais toutes ces valeurs sont proches de zéro. La direction du Soleil est alors très proche de celle du 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 de printemps qui est unique et le fait que le Soleil passe par cette direction. Ainsi dans l'hémisphère nord le début du printemps correspond au passage du Soleil dans la direction de l'équinoxe de printemps alors que ce même phénomène traduit le début de l'automne dans l'hémisphère sud.

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

La date de l'équinoxe de printemps est, en 2013, le mercredi 20 mars à 11h 01m 56,0s UTC, soit le mercredi 20 mars à 12h 01m 56,0s heure légale française (UTC + 1h).

À cet instant, la latitude géocentrique du centre du Soleil est de -0,09", son ascension droite est de 0h 0m 00,002s et sa déclinaison est de -0,09". Comme on le constate, ces valeurs sont toutes très proches de zéro. C'est pourquoi on dit souvent que le centre du Soleil est dans la direction du point gamma. Néanmoins pour un calcul à la seconde de temps près, le choix de la définition est importante, en effet la déclinaison du centre du Soleil est nulle à 11h 02m 01,215s UTC et l'ascension droite du centre du Soleil est nulle à 11h 01m 54,81s UTC.

Depuis la création du calendrier grégorien (1582) l'équinoxe de printemps tombe le 19, 20 ou 21 mars. Aux XIX^e et XX^e siècles il est toujours tombé le 20 ou le 21 mars. Dans le passé, il est tombé le 19 mars en 1652, 1656, 1660, 1664, 1668, 1672, 1676, 1680, 1684, 1685, 1688, 1689, 1692, 1693, 1696, 1697, 1780, 1784, 1788, 1792 et 1796. Il tombera de nouveau le 19 mars en 2044. Le jour de l'équinoxe, si on fait abstraction de la réfraction atmosphérique, la durée de la nuit est égale à la durée du jour. C'est également le jour où le Soleil se lève plein est et se couche plein ouest.

Cette année l'équinoxe de printemps ne sera pas accompagné par une grande marée d'équinoxe de forte amplitude, le coefficient de la marée de vive-eau la plus proche du 20 mars sera de 105 (le 29 mars), les plus fortes marées des mois de février et d'avril sont du même ordre de grandeur. Cela provient du fait que les syzygies de mars sont éloignées de la date de l'équinoxe.

Voici la succession des phénomènes :

• le mardi 05/03/2013 à 23h 19m 31,850s UTC : la Lune au périgée.
• le lundi 11/03/2013 à 17h 14m 28,766s UTC : la Lune a une déclinaison nulle et croissante.
• le lundi 11/03/2013 à 19h 51m 00,599s UTC : Nouvelle Lune.
• le mardi 12/03/2013 à 16h 35m UTC à Brest : Marée de coefficient 103.
• le mardi 19/03/2013 à 03h 12m 43,845s UTC : la Lune à l'apogée.
• le mardi 26/03/2013 à 03h 43m 22,981s UTC : la Lune a une déclinaison nulle et décroissante.
• le mercredi 27/03/2013 à 09h 27m 18,474s UTC : Pleine Lune.
• le vendredi 29/03/2013 à 5h 6m UTC à Brest : Marée de coefficient 105.

Les dates des équinoxes de printemps entre 1583 et 2999.

Décalage horaire en Europe

Conformément à l'arrêté du 3 avril 2001 du Ministère de l'économie, des Finances et de l'Industrie, relatif à l'heure légale française, la période d'heure d'été pour l'année 2013 commence le dernier dimanche de mars à 2 heures du matin. Donc, la nuit du 30 au 31 mars 2013, à 2 heures du matin il faut régler les horloges sur 3 heures.

L'horloge parlante, située à l'Observatoire de Paris, diffuse l'heure légale française construite par le Laboratoire National de Métrologie LNE-SYRTE. Elle répond au numéro de téléphone : 36 99. Le début du quatrième top est exact au vingtième de seconde sur tout le territoire métropolitain.

Le choix du méridien de Greenwich comme méridien origine et le découpage de la surface terrestre en 24 fuseaux horaires de 15° datent de la conférence internationale de Washington de 1884. Le temps moyen du méridien origine, le Greenwich Mean Time (GMT) sera remplacé en 1976 par une nouvelle dénomination le Temps universel UT, suivi de différentes variantes, actuellement on utilise le Temps universel coordonné (UTC) lié au Temps atomique international (TAI). L'usage de fuseaux horaires a permis de définir des zones horaires dans lesquelles le décalage horaire avec le Temps universel coordonné est constant. L'Europe est couverte par trois zones horaires définies par un décalage constant avec UTC.

Chaque pays européen a choisi, en fonction de sa longitude, une zone horaire. Chaque pays utilise en plus une heure d'été, cela se traduit, en période d'été, par un décalage horaire d'une heure supplémentaire par rapport à la zone horaire choisie. Afin de faciliter les relations entre pays, les pays de l'Union européenne effectuent leurs passages aux heures d'été et d'hiver, le même jour et au même instant. Un grand nombre des pays européens, non membre de l'Union européenne, font de même, seuls l'Islande, la Biélorussie, la Norvège pour les régions dénommées Svalbard & Jan Mayen ne suivent pas cette règle. En période d'été, les acronymes des noms civils deviennent respectivement WEST, CEST et EEST, la lettre S étant l'initial de « Summer ».

	Directive 2000/84/CE du Parlement Européen et du Conseil du 19 janvier 2001 concernant les dispositions relatives à l'heure d'été
	Arrêté du 3 avril 2001 relatif à l'heure légale française
	Communication 2011/C 83/06 de la Commission au sens de l'article 4 de la directive 2000/84/CE du Parlement européen et du Conseil du 19 janvier 2001 concernant les dispositions relatives à l'heure d'été

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