Précession des équinoxes

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Mouvement de précession.
Trajet de l'axe du pôle Nord sur la voûte céleste, dû à la précession (en supposant une vitesse de précession et une obliquité constantes)
Trajet de l'axe du pôle Sud sur la voûte céleste, dû à la précession (en supposant une vitesse de précession et une obliquité constantes)

La précession des équinoxes est le lent changement de direction de l'axe de rotation de la Terre.

Description du phénomène[modifier | modifier le code]

Article connexe : précession.

Ce changement de direction est provoqué par le couple qu'exercent les forces de marées de la Lune et du Soleil sur le renflement équatorial de la Terre. Ces forces tendent à amener l'excès de masse présent à l'équateur vers le plan de l'écliptique. La Terre étant en rotation, ces forces ne peuvent changer l'angle entre l'équateur et l'écliptique mais provoquent un déplacement de l'axe de rotation de la Terre dans une direction perpendiculaire à cet axe et au couple. Mises à part les petites perturbations agissant sur ce déplacement (par exemple la nutation), l'axe de la Terre décrit la surface d'un cône ou « entonnoir » à la manière d'une toupie. Ce mouvement aboutit à déplacer l'orientation des pôles par rapport aux étoiles, de sorte que, au fil des siècles, l'étoile polaire est amenée à changer. Ce mouvement de l'axe des pôles terrestres entraîne avec lui le plan de l'équateur, et de ce fait, le point vernal, ou point équinoxial, précède chaque année sa position antérieure sur l'écliptique, par rapport au sens de l'orbite Terrestre autour du soleil. Pour cette raison ce mouvement est appelé précession des équinoxes. Le point équinoxial effectue de la sorte, dans le sens contra rotatif, un tour complet de l'écliptique en 25 800 années environ, et l'axe de la Terre décrit durant ce même temps un cône complet.

Une des conséquences de ce déplacement est le changement de position des étoiles sur la sphère céleste dans le système de coordonnées équatoriales. Actuellement dans l'hémisphère Nord, l'étoile brillante la plus proche du pôle nord céleste (dont elle n'est distante que d'environ 1°) est α Ursae Minoris (m 1,97) dite aussi l'étoile polaire. Dans le passé, vers 3000 av. J.-C., c'était l'étoile α Draconis (Thuban) qui servait d'étoile polaire mais elle était beaucoup moins lumineuse que l'étoile polaire. Par contre, dans environ 8 000 ans Alpha Cygni (Deneb, 1,25m) puis dans environ 12 000 ans, la très brillante Alpha Lyrae (Vega, 0,03m) seront chacune à leur tour l'étoile polaire, avec cependant une erreur d'au moins 4 degrés. Dans l'hémisphère sud, les ciels nocturnes sont actuellement relativement dépourvus d'étoiles brillantes dans la région du pôle : l'étoile Sigma Octantis, quoique fort proche, est vraiment trop faible pour être visible (5,5m). Dans environ 13 000 ans, ce sera au tour d'Eta Columbae (4m) d'être au plus proche du pôle sud céleste, dont elle en est actuellement au plus éloigné.

Comme l'orbite de la Lune est inclinée par rapport au plan de l'écliptique, l'action de la Lune vient légèrement perturber la précession en y ajoutant de petites oscillations dont la période est de 18,6 ans. Cet effet s'appelle la nutation.

À cause de la précession des équinoxes, la durée du cycle des saisons (année tropique) est d'environ 20 minutes plus courte que le temps que met la Terre pour occuper la même position par rapport aux étoiles (année sidérale). Cette différence est importante pour les calendriers et leurs règles concernant les années bissextiles.

La valeur actuelle (en 2015) du déplacement est de 50,2912788082" par an, soit environ 1° pour 72 ans. Toutefois la vitesse de précession n'est pas constante: actuellement elle est légèrement croissante avec le temps (elle valait par exemple 50,28796195" par an en 2000 et 50,2901728435" par an en 2010). Son accroissement séculaire est actuellement de 0,0221110852". Mais ce terme d'accroissement n'est lui-même pas constant dans le temps, il varie avec une période d'environ 41 000 ans, la même durée que celle de la variation de l'obliquité de l'écliptique (un mouvement perpendiculaire à la précession), qui oscille entre 22° 2' 33" et 24° 30' 16". La valeur en l'an 2000 était de 23° 26' 21,448", la valeur actuelle (en 2015) est de 23° 26' 14,427" et continue de diminuer de ~46,8" par siècle, soit tout de même de ~0,468" par an. Sa valeur était précisément de 23° 30' 00" il y a 482 ans, soit en 1533. Dans une lettre de février 1464, l'astronome allemand Regiomontanus (Johannes Müller von Königsberg 1436-1476) reconnaît que les astronomes italiens Paolo Toscanelli (1397-1482) et Leon Battista Alberti (1404-1472) avaient déjà obtenu justement cette valeur lors de mesures annuelles faites durant les années 1440 à 1470 à Florence. Ces mesures ont été répétées avec une finesse accrue grâce au gnomon établi dès 1468 par Paolo Toscanelli à 90 mètres de haut dans la coupole (construite entre 1420 et 1436 par Filippo Brunelleschi) de la cathédrale Santa Maria del Fiore, permettant une remarquable précision de mesures de la hauteur du Soleil (et par conséquent de sa déclinaison) lors du solstice d'été à 2" d'arc près, mesures possibles seulement entre le 20 mai et le 20 juillet. Pourtant, en 1588, Tycho Brahe dans son De mundi aetheri recentioribus phaenomenis, donne encore 23° 30' 30" qui était précisément la valeur de l'obliquité en 1469.

Histoire de la découverte[modifier | modifier le code]

Le neuvième séminaire d'archéoastronomie organisé avec l'Observatoire Astronomique de Gênes, en Italie, le 31 mars 2007, a permis de faire le point des dernières découvertes concernant la mesure de l'équinoxe. La publication des actes montre que nos précédesseurs avaient conçu dès la préhistoire des dispositifs permettant de mesure l'équinoxe: (en) « We have found in Corsica examples of equinoctial alignments and we can demonstrate that it is possible at 45° of Latitude to obtain it by the perfect linear shadow of the stick, as in the Lascaux’s Grotto, Chantal Jègues has discovered the Vernal Point in the Scorpio and the Autumn One in the Taurus. » [1]. Nos prédécesseurs démontrent qu'il avaient les connaissances astronomiques pour comprendre et mesurer le phénomène: quelle que soit la latitude, la longitude et la déclinaison, et donc l'époque, le lever solaire d'équinoxe se fait toujours à l'azimut 90°[2].

On croyait que Hipparque avait découvert, aux environs de -130, le phénomène de la précession. En comparant ses mesures de la position de Alpha Virginis (Spica), une étoile proche de l'écliptique, par rapport au point vernal avec celles effectuées par les astronomes des siècles précédents, comme Timocharis d'Alexandrie et les astronomes babyloniens et chaldéens, il montra que le point vernal s'était déplacé de 2° par rapport à α Virginis. Il montra aussi que ce mouvement concernait aussi d'autres étoiles et valait au moins 1° par siècle[3].

Selon certains historiens, des civilisations antérieures à la Grèce antique connaissaient le mouvement de précession des équinoxes. Au début du XXe siècle, l'allemand Schnabel attribua la découverte du mouvement à l'astronome babylonien Kidinnu[4] et l'égyptologue René Schwaller de Lubicz affirma que les anciens Égyptiens connaissaient cette précession. Ces affirmations sont cependant controversées[5]. Une certaine confusion entre le phénomène observé et son explication persiste. Même sans témoignage explicite il est raisonnable d'admettre que là où s'est transmise la tradition d'observer le ciel nocturne, à la longue on a dû constater un certain décalage dans la position des étoiles proches de l'écliptique aux moments notables de l'année (solstices et/ou équinoxes). De même si l'on s'est servi des étoiles éloignées des pôles pour orienter les monuments après quelques siècles leurs alignements auront dévié. Toutefois ces exemples ne permettent pas d'affirmer que la précession a été connue car différentes explications sont possibles: soit que le mouvement du ciel (s'arrête et) s'inverse, soit que seules les étoiles des constellations zodiacales, mais non toutes, se meuvent à la manière des planètes[6].

Au XIIIe siècle, Nasr Eddin Tusi avait calculé une valeur de 51" par an pour la précession des équinoxes, ce qui est remarquable de précision.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. Calzolari, Ottavi, Jégues, 2007, pp.36-44
  2. (it) 9° Seminario di Archeoastronomia
  3. Le livre d'Hipparque Περὶ τῆς μεταπτώσεως τῶν τροπικῶν καὶ ἐαρινῶν ἰσημερίων (Du changement des solstices et des équinoxes printanières) ne nous est pas parvenu. Nous en connaissons partiellement le contenu par l'intermédiaire de Ptolémée.
  4. Schnabel P., Berossos und die babylonisch-hellenistische Literatur, Leipzig-Berlin, Teubner, 1923; Neugebauer O., The Alleged Babylonian Discovery of the Precession of the Equinoxes, J. Am. Oriental Soc., Vol. 70 (1950), p. 1-8
  5. Le moulin de Hamlet (1969; trad. 2011), un livre de G. de Santillana et von Dachend, a proposé une relecture des toutes sortes de mythes comme l'expression archaïque de cette découverte. Auparavant dans son ouvrage Dieux, des tombeaux, des savants(1949), C. W. Ceram a affirmé que les Babyloniens avaient remarqué et consigné des observations pertinentes. Robert Bauval et divers auteurs de pseudohistoires ont donné de nouveaux développements à ce sujet.
  6. Théon d'Alexandrie (4e s) rapporte que des « astrologues anciens » auraient soutenu cette première contre-hypothèse, tandis que Hipparque lui-même aurait considéré (et rejeté) la seconde.

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]