Nécessité d'introduire les coordonnées écliptiques

1° — Le système des coordonnées équatoriales, ascension droite IR et déclinaison D, serait parfait si l'équateur était fixe; autrement dit, si l'axe de la Terre coupait la sphère céleste eñ des points invariables.

Mais il n’en est pas absolument ainsi.

À la vérité, quand nous aurons dit que son déplacement angulaire est de moins d’une minute par an, le lecteur se récriera sur la nécessité d'en tenir compte. Mais, outre qu'à la précision actuelle des expériences, {est au moins 60 fois ce qu'on peut espérer d’une observation bien conduite, l’Astronomie n'est pas une science commie les autres. Elle se. Perfectionne au cours des siècles par le seul fait que les variations s'accumulent. Une minute, ce n'est rien; mais poursuivons les obser- , vations pendant 2000 ans; cela fait 2 O0’, plus de 30°.

Cherchons donc s'il n'existerait pas un plan plus invariable que l'équateur, plan auquel il serait commode de rapporter les positions des astres. |

2° — Il s’agit de bien comprendre le sens de cette phrase. Des plans pratiquement fixes, ce n’est pas ce qui manque. Nous n'avons qu à prendre deux étoiles de comparaison parmi les plus fixes (voir chap. v); avec la Terre elles déterminent un grand cercle beaucoup plus invariable que l'équateur, et même que le plan auquel notre choix va s'arrêter, l’écliptique. Mais si nous voulons que les formules restent simples etcommodes pour calculer tout ce dont nous avons besoin, l’arbitraire disparait.

Bref nous prendons pour nouveau plan de comparaison, non pas absolument fixe, mais cent fois plus fixe que l'équateur, le plan que semble décrire le centre du Soleil vu du centre de la Terre : on l'appelle écliplique, parce que c’est dans ce plan que doit être la Lune pour s’éclipser. Ce phénomène est assez frappant pour avoir donné son nom au plan dans lequel i Ise produit.

COORDONNÉES ÉCLIPTIQUÉES 83