Coordonnées écliptiques géocentriques
1° — La position d'une étoile par rapport à l’écliptique est définie par sa longitude céleste L, et par sa latitude céleste 1. Ces noms rappellent les longitude et latitude géographiques; mais la confusion est impossible, même quand on supprime le qualificatif céleste.
Puisque les coordonnées équatoriales sont immédiatement déterminées
par la lunette méridienne {voir le chap. 11), il était avantageux de prendre la même origine pour les longitudes et les ascensions droites; d'où le choix de l'intersection de l'écliptique et de l'équateur comme direction origine. Nous verrons que le Soleil y passe aux équinoxes : pour préciser, on prend comme direction origine la demi-droite qui va de la Terre au Soleil lors de l’équinoxe du printemps; c'est le point vernal, dont le signe y est la corruption du signe V° représentant le Bélier, constellation dans laquelle se trouvait anciennement le Soleil au printemps.
Les longitudes sont prises positivement dans le sens direct (sens de la flèche F) qui est celui dans lequel le Soleil semble tourner dans le champ des étoiles. On n’oubliéra pas que, pour la figure 15, l'observateur est supposé hors de la sphère céleste.
Les latitudes sont comptées de 0 à 90p, dans le sens boréal ou dans le
. sens austral, à partir de l’écliptique.
Nous D roue par «w l'inclinaison de l'équateur sur l’écliptique. 2° — FORMULES DE TRANSFORMATION.
Relions les coordonnées équatoriales Æ et D, aux coordonnées échiptiques L et / (fig. 9).
Les formules sont identiques à celles du $ 42.
/C!e Nord de V4 Zclpüque
sin D = sin/. cosw + cos/.sine.sinL, cos D .sinR=—sin/.sine + cosl.cosw.sinL, (1) cos D. cos R = cos !. cos L.
sin{—sinD .cosw— cosD , sin .sinZR, cosl.sinL— sinD . sine + cosD , cosv.sin2R (2) cos: cos L=— cos D : cos Æ.
Astronomie. —+ H, Bouasse, 3
ER
Les latitude et longitäde dont il est ici parlé, sont dites géocentriques, parce qu’on les suppose déterminées de la Terre comme centre.
Elles sont dites héliocentriques quand on prend le Soleil pour origine, Les secondes sont supérieures aux premières parce que le Soleil est plus fixe que Îa Terre, et parce que les déplacements des planétes ne s'expriment simplement que rapportés au Soleil. A la vérité on détermine seulement les coordonnées géocentriques. Nous verrons plus. loin comment on calcule les héliocentriques en supposant connu le mouvement de la Terre autour du Soleil; pour une approximation suffisante, il suffit de poser qu’elle décrit avec une vitesse constante un cercle dont le Soleil est le centre.
Dans le cas du Soleil, la latitude / est FORRLENE LA nulle par définition; les formules deviennent :
tg R — cosw. tg L, sin D — sinw .sinL.
tg D IS sin /R.
On passe de (1) à (2) en remplaçant L et /, par ZR et D, ou inversement, et en changeant le signe de w : ce qui est évident a priori. On appelle angle de position d'un astre A l'angle S — PAII. On a (fig. 16):
7 é cos ; sin S =Sry- no cos /
