Où suis-je en train de regarder ?

Pour le savoir, il suffit de repérer l'ascension droite (RA) et la déclinaison (Dec) affichées par SETI@HOME dans la partie Data Info.

Si l'on a la chance d'avoir un bon livre d'astronomie, on peut l'ouvrir et chercher à quoi correspond (par exemple) :

RA  =  11 hr  19 min 19 sec
Dec = +26 deg  7 min 12 sec

On constate que ce n'est pas très loin de la Constellation du Lion.

Ces coordonnées correspondent à une direction dans le ciel, prises dans un repère dit "héliocentrique" (l'origine est positionnée sur le Soleil, indépendamment de la position de la Terre au cours de l'année, de l'heure d'observation, et de la position de l'observateur sur Terre). Le choix du Soleil comme centre est une notion facilement assimilable par l'observateur, car il n'y a pas à proprement parler de "Centre de l'Univers" observable. En effet, on ne peut pas observer l'Univers entier au même instant. De plus, la direction des autres étoiles de notre galaxie, ou des autres galaxies de l'Univers, par rapport au Soleil est pratiquement invariante à l'échelle historique humaine, à cause de la grande distance qui nous sépare d'elles, même si le Soleil se déplace dans notre galaxie, la Voie Lactée ("Milky Way" en Anglais.), et même si la galaxie elle-même se déplace par rapport aux autres.

Les seuls objets célestes dont les coordonnées célestes varient sensiblement au cours du temps sont ceux liés à notre propre Système Solaire, les infiniment nombreuses étoiles autres que le Soleil ayant des coordonnées célestes pratiquement fixes. Ces objets de coordonnées célestes variables sont donc :

  • nos planètes solaires, planètes rocheuses telles que la Terre, Vénus ou Mars, ou planètes géantes gazeuses telles que Jupiter ou Saturne ;
  • tous leurs satellites naturels (ou artificiels), tels que la Lune (ou les satellites de communication) autour de la Terre, Europe ou Io autour de Jupiter, et les astéroïdes de l'anneau de Saturne ;
  • les très nombreux astéroïdes solaires solitaires, plus ou moins massifs, dont la course croise parfois de près l'orbite Terrestre ou celle des autres planètes ; ils vont parfois s'écraser sur le Soleil lui-même après avoir été dévié de leur course par une planète géante, ou vont s'écraser sur les planètes ou l'un de ses satellites (par exemple lors des récents et spectaculaires "crashes" d'astéroïdes très massifs sur Jupiter), et sur Terre on les voit régulièrement notamment au mois d'août, sous forme de pluies d'étoiles filantes lorsque la Terre croise un de ces amas de poussières ou de petits astéroïdes solaires ;
  • les flux de particules éjectées constamment par le soleil (le "vent solaire") et les "CMA" (éjections de matières massives par le Soleil), qui sont parfois captés et piégés en partie dans le champ magnétique terrestre (ce qui provoque de spectaculaires effets comme les aurores boréales, ainsi que des perturbations plus ou moins importantes de nos télécommunications par ondes radio) ;
  • les comètes qui croisent régulièrement notre système Solaire dans une course complexe à l'échelle du siècle ou du millénaire (leur vitesse relative s'accroît de façon spectaculaire seulement lorsqu'elles s'approchent du Soleil, en laissant s'échapper leur fameux "panache" sous l'effet de l'échauffement par le vent de solaire) ;
  • enfin les sondes et engins spatiaux lancés par l'homme depuis la Terre pour explorer notre système solaire.

L'ascension à droite (RA signifie "Right Ascension") est une mesure angulaire classiquement exprimée sur 24 heures, plutôt que sur 360 degrés ; elle correspond à l'heure moyenne UTC où la direction observée dans le ciel est dans le plan passant par l'observateur et dans l'axe Nord/Sud de la Terre (mais il y a des variations sur l'heure exacte UTC en fonction des saisons de l'année, car la Terre ne suit pas une course exactement circulaire, et car la rotation de la Terre s'effectue sur un axe incliné par rapport à son axe de rotation autour du Soleil). Aussi pour obtenir une direction stable tout au long de l'année, cette ascension est mesurée sur le plan moyen de rotation de la Terre autour du Soleil, plan dont l'inclinaison par rapport à la sphère céleste est stable. Ce plan est appelé "Plan Céleste" ou "Plan Astronomique". Le cercle tracé dans ce plan, centré sur le Soleil, et dont le rayon est égal à la distance moyenne de la Terre au Soleil est appelé "Équateur Céleste" ou "Équateur Astronomique" (on désigne par "Unité Astronomique" - symbole 1 UA - cette distance moyenne de la Terre au Soleil). Aussi, en moyenne seulement au cours de l'année, l'ascension à droite correspond à la Longitude Terrestre moyenne d'observation de l'objet désigné par l'ascension à droite.

La perpendiculaire à ce plan correspond à l'axe moyen de rotation de la Terre autour du Soleil, et a une orientation positive vers le Nord, négative vers le Sud. La déclinaison correspond alors à l'élévation de la direction observée par rapport au Plan Astronomique, positive vers le Nord, négative vers le Sud, et varie de -90° à +90°. A 0°, la déclinaison correspond à une direction située dans le plan astronomique (autrement dit, dans la direction moyenne de notre Équateur Terrestre.). La déclinaison de +90° est très proche de la direction de l'étoile communément appelée "Étoile du Nord", située en moyenne dans la direction du Nord Terrestre. Aussi, en moyenne seulement au cours de l'année, la déclinaison correspond à la latitude terrestre, c'est à dire en l'associant avec la longitude précédemment décrite, à peu près à la position sur Terre où, en moyenne tout au long de l'année, la direction observée est située au "zénith" de l'observateur, c'est à dire à la verticale au dessus de l'observateur, cette verticale étant tracée depuis le centre de masse de la Terre.

Notez toutefois que la Terre n'est pas complètement sphérique et est légèrement aplatie, la distance de la surface au centre de la Terre étant sensiblement moins grande aux Pôles de rotation de la Terre, et plus grande à l'Équateur Terrestre. Cela a deux conséquences : la verticale de l'observateur n'est perpendiculaire à la surface de la Terre qu'à l'Équateur et aux Pôles, et le Poids mesuré sur un objet de Masse identique est supérieur aux Pôles qu'à l'Équateur, où en plus, l'observateur bénéficie d'une force supplémentaire centrifuge liée à la vitesse de rotation de la Terre, ceci réduisant également le poids mesuré (et on utilise cet effet centrifuge pour économiser de l'énergie lors du lancement de satellites artificiels, avec par exemple près de 15% d'énergie économisée pour un lancement de satellite depuis Kourou en Guyane Française, par rapport au même lancement depuis Cap Canaveral en Floride). Cet effet n'a toutefois pas de conséquences sur la notion de verticale pour l'observateur, qui reste toujours liée au centre de la Terre quel que soit le lieu d'observation, et la définition de la déclinaison d'un objet céleste reste la latitude moyenne d'observation de cet objet au cours de l'année.

La direction d'une étoile autre que le Soleil, est donc donnée par la combinaison de l'ascension à droite et de la déclinaison, mais la position de l'étoile est la combinaison de cette direction d'observation et de la distance de cette étoile par rapport au Soleil, cette dernière distance étant classiquement exprimée en Unités Astronomiques, ou en millions ou milliards de kilomètres, ou en "années-lumière" (symbole 1 ly, ou "light year" en Anglais). Notez qu'on n'observe pas la position actuelle de l'étoile, mais la position à laquelle elle était au moment où elle a émise son rayonnement observé (lumière visible pour les ondes d'énergie moyenne, rayonnement infra-rouge ou radio pour les ondes de plus faibles énergie, ou rayonnement X ou gamma pour les ondes de plus forte énergie). En effet, la lumière qu'elle a émise et qui nous parvient a voyagé dans l'espace sur toute cette distance, à une vitesse constante et universelle proche de 300 000 km par seconde. A cause des fabuleuses distances mesurables dans l'Univers, on observe les étoiles non pas telles qu'elles sont actuellement, mais telles qu'elles étaient il y a des années ou il y a des millions d'années. Une année-lumière est donc la distance parcourue en 1 an par la lumière.

Pour en savoir plus sur les positions célestes, voir aussi :