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La sphère céleste est une sphère imaginaire de rayon quelconque et dont le centre est occupé par la Terre. Ce concept astronomique, hérité de l'Antiquité et du géocentrisme, permet de représenter tous les astres tels qu'on les voit depuis la Terre. Ainsi, il est possible de situer ceux-ci dans le ciel en leur attribuant des coordonnées uniques.

La partie visible de la sphère céleste, c'est-à-dire l'hémisphère surplombant l'observateur, est couramment désignée par le terme voûte céleste.

  Genèse du concept

La notion de sphère céleste a été inventée par les philosophes grecs de l'Antiquité. L'idée plaisait aux philosophes grecs pour qui la sphère était une figure géométrique parfaite. Toute la cosmologie grecque fut donc basée sur un modèle de sphères concentriques autour de la Terre, dont la sphère des fixes qui correspond peu ou prou à la sphère céleste actuelle.

Durant l'Antiquité et le Moyen Âge, les étoiles étaient donc considérées comme équidistantes de la Terre et cette sphère comme une représentation exacte de l'univers. Même si on sait maintenant que ce modèle est faux, elle reste une abstraction très utile. En effet, tout ce que nous voyons dans le ciel est très éloigné de nous et la distance est impossible à mesurer juste en regardant. Puisque ces distances sont indéterminées, il est seulement nécessaire de savoir la direction de l'objet pour le localiser dans le ciel. Dans ce sens, le modèle de la sphère céleste est un outil très pratique pour l'astronomie de position.

  Le système de représentation

Pendant que la Terre tourne sur son axe, les points situés sur la sphère céleste semblent tourner autour des pôles célestes en 24 heures : c'est le mouvement diurne apparent. Par exemple, le Soleil semble toujours se lever à l'est et se coucher à l'ouest, tout comme les étoiles, les planètes et la Lune. Toutefois, à cause de la différence existant entre le temps solaire et le temps sidéral, chaque nuit une étoile donnée se lèvera 4 minutes plus tôt qu'elle s'est levée la nuit précédente, car un jour sidéral, c'est-à-dire 24 heures de temps sidéral, équivaut à environ 23 H 56' de temps solaire moyen^[1].

Dans le système de représentation de la sphère céleste, la Terre est considérée comme immobile et c'est la sphère céleste qui tourne autour de notre planète. L'axe de rotation passe par les pôles géographiques, et ses intersections avec la sphère céleste détermine les pôles célestes. α Ursae Minoris, plus connue sous le nom d'étoile polaire, est tellement proche du pôle nord céleste qu'elle semble immobile dans le ciel. L'axe de rotation de la sphère céleste est appelé l'axe du monde. Le grand cercle qui est l'intersection du plan équatorial avec la sphère céleste s'appelle l'équateur céleste. Cet équateur partage la sphère céleste en deux hémisphères célestes nord et sud. D'une manière générale, on peut projeter n'importe quel point de la Terre sur la sphère céleste ; la projection est l'intersection de la verticale passant par ce point avec la sphère céleste. La verticale d'un point de la Terre, sauf pour les pôles, trace un parallèle sur cette sphère au fur et à mesure de sa rotation.

Tous les astres peuvent être également représentés sur la sphère céleste, y compris le Soleil, et on appelle écliptique le grand cercle qui est la projection de la trajectoire du Soleil sur la sphère céleste : c'est l'intersection du plan de l'écliptique et de la sphère céleste. L'inclinaison de l'axe de la Terre par rapport à l'écliptique fait que l'écliptique est aussi incliné relativement à l'équateur céleste. L'intersection de ces deux grands cercles est la ligne des équinoxes, qui coupe la sphère céleste en deux points opposés qui sont les points équinoxiaux de printemps et d'automne. Le point équinoxial de printemps est aussi appelé le point vernal ou point Gamma. Quand le Soleil croise de la sorte le plan équatorial, donc aux équinoxes, la durée du jour est égale à la durée de la nuit. Un grand cercle passant par les pôles du monde, et dont le plan est dès lors perpendiculaire au plan de l'équateur céleste, est appelé un méridien céleste. Le point vernal est l'origine des ascensions droites sur l'équateur céleste, et des longitudes célestes sur l'écliptique. La déclinaison d'un point du ciel est la portion d'arc du méridien comprise entre l'équateur et ce point. L'ascension droite et la déclinaison sont les coordonnées équatoriales locales. La distance polaire est le complément de la déclinaison. Leur somme vaut donc toujours 90°. Ces coordonnées sont les équivalents de la latitude et de la longitude sur Terre. Les parallèles célestes sont des petits cercles dont tous les points ont la même déclinaison, car leur plan est parallèle au plan de l'équateur.

  Les systèmes de coordonnées

Il existe plusieurs système de coordonnées célestes permettant de repérer un point dans le ciel. Ils sont basés sur des grands cercles de la sphère céleste.

• Les coordonnées équatoriales locales utilisent l'équateur et le méridien pour déterminer l'ascension droite et la déclinaison.
• Les coordonnées équatoriales horaires utilisent l'équateur et un cercle horaire pour mesurer l'angle horaire et la déclinaison.
• Les coordonnées écliptiques utilisent l'écliptique et des grands cercles passant par les pôles de l'écliptique, pour mesurer la longitude et la latitude célestes.
• Les coordonnées horizontales utilisent l'horizon céleste et les verticaux pour mesurer l'azimut et la hauteur (ou son complément la distance zénithale) d'un point.

  Notes et références

  Voir aussi

  Liens internes

• Astrométrie
• Astronomie de position
• Mécanique céleste
• Système de coordonnées célestes.

  Liens externes

• La sphère céleste. Cours en ligne de l'Observatoire de Paris

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