I) La rotation de la Terre


Comme les autres planètes du système solaire, la Terre tourne autour du Soleil. Ce mouvement appelé révolution dure une année pour la Terre et donne naissance aux saisons. Il s'effectue dans un plan qui contient les Soleil et ses huit planètes, le plan de l'écliptique. En plus de cette révolution, la Terre tourne sur elle-même sur une période de 24 heures. Ceci engendre l'alternance jour-nuit pour la plupart de la surface terrestre : la Terre fait face au Soleil le jour et lui tourne le dos la nuit. Cette rotation s'effectue autour d'un axe imaginaire qui relie le pôle nord et le pôle sud. Ces deux points de la surface terrestre et plus généralement les régions polaires sont donc particuliers et n'ont pas la même alternance jour-nuit que les autres régions terrestres. Si cet axe de rotation était perpendiculaire au plan de l'écliptique, le Soleil aux pôles nord et sud serait constamment à l'horizon et en ferait le tour toutes les 24 heures. Mais cet axe est incliné de 23 degrés par rapport au plan de l'écliptique. Ainsi, aux pôles, le soleil est toujours au-dessus de l'horizon pendant 6 mois de l'année et toujours en-dessous pendant les 6 autres mois. Le jour et la nuit durent donc 6 mois ! Quand il fait jour au pôle nord, entre l'équinoxe de printemps (le 21 mars) et l'équinoxe d'automne (le 21 septembre), il fait nuit au pôle sud et inversement. C'est cette propriété qui intéresse les astronomes comme nous : la possibilité d'observer les étoiles de manière continue pendant plusieurs mois d'affilée. La base Concordia située au Dôme C en Antarctique permet d'effectuer de telles observations durant l'hiver austral. Cette base est à environ 1000 km du pôle sud et bénéficie de la longue nuit polaire.

La Terre tourne donc sur elle-même. Comment cela se traduit-il pour quelqu'un sur Terre qui regarde le ciel pendant plusieurs heures ? S'il regarde le ciel pendant la journée il verra simplement le Soleil se déplacer. Mais s'il regarde le ciel pendant la nuit alors ça devient plus intéressant : il verra les étoiles tourner autour d'un point, le pôle céleste (le pôle nord céleste pour une personne dans l'hémisphère nord et le pôle sud céleste pour quelqu'un dans l'hémisphère sud). Que sont ces points ? Si l'on imagine une représentation où la Terre serait entourée d'une sphère céleste sur laquelle toutes les étoiles seraient collées, alors l'axe de rotation terrestre couperait cette sphère en deux points, qui sont le pôle nord et le pôle sud céleste. On dit que les pôles nord et sud célestes sont les projection des pôles nord et sud sur la sphère céleste. Les pôles célestes sont ainsi situés sur l'axe de rotation terrestre et sont donc les seuls points fixes du ciel pour un observateur situé sur Terre. Donc quelqu'un qui regarde les étoiles les verra tourner autour de l'un des pôles célestes selon l'hémisphère dans lequel il se trouve. Et c'est bien ce qu'on voit avec l'instrument ASTEP Sud ! Cet instrument situé au Dôme C observe dans la direction du pôle sud céleste pendant les mois d'hiver austral. Son champ de vue est centré sur le pôle et permet d'observer des milliers d'étoiles. Les images ci-dessous sont prises à plusieurs heures d'intervalle : pas de doute, les étoiles tournent autour du pôle !

Quelle est la période de rotation des étoile autour du pôle céleste ? Autrement dit au bout de combien de temps la surface de la Terre se retrouve-elle exactement dans la même position par rapport aux étoiles ? Cette période, que l'on peut déterminer avec ASTEP Sud, est de 23 heures 6 minutes 4 secondes et s'appelle le jour sidéral. Mais alors quel est le rapport avec les 24 heures qui forment nos jours et nos nuits ? Il y a ici une distinction entre le mouvement apparent du Soleil et celui des autres étoiles vus depuis la Terre. En effet, en même temps que la Terre fait un tour sur elle-même elle a avancé sur son orbite autour du Soleil. Ainsi le Soleil n'est pas exactement à la même position dans le ciel après un jour sidéral. Il faut pour cela que la Terre tourne encore un tout petit peu sur elle-même. C'est cette période qui est de 24 heures et qui correspond à l'alternance jour-nuit. Elle s'appelle le jour solaire.



II) Les mouvements de l'axe de rotation terrestre


On peut maintenant déterminer la position du pôle sud céleste sur nos images. Par exemple de manière empirique en cherchant simplement le centre de rotation des étoiles sur un jour sidéral. Mais cela n'est pas très précis et ne peut pas se faire sur une image seule. C'est pourquoi on utilise un catalogue dans lequel est référencé un très grand nombres d'étoiles et leur position dans le ciel. Ces positions sont données dans un système de coordonées qui correspond à la sphère céleste. En comparant les étoiles du catalogue avec celles vues par ASTEP Sud, on peut déterminer très précisément la position sur nos images de n'importe quel point du ciel, en particulier du pôle sud céleste. La figure ci-dessous montre la position du pôle sur des images prises à différents instants d'un jour sidéral. Et le pôle n'est pas fixe ! Mais que se passe-t-il ?

En fait l'axe de rotation terrestre bouge lui-même. Ses mouvements sont extrêmement petits et contrairement au jour, à la nuit et aux saisons, il sont imperceptibles sans mesures spécifiques. Mais la précision d'ASTEP Sud est telle qu'on identifie clairement deux mouvements principaux : la précession des équinoxes et la nutation.


a) La précession des équinoxes

Le Soleil, la Lune et dans une moindre mesure les autres planètes du système solaire créent des forces de marée sur la Terre. Celle-ci n'étant pas parfaitement sphérique, ces forces entraînent un mouvement d'ensemble de la Terre qui se traduit par un déplacement de l'axe de rotation terrestre. Cet axe décrit ainsi un cône sur une période de 25800 ans à la manière d'une toupie qui n'oscille pas exactement à la verticale , comme sur le dessin ci dessous .

Au fur et à mesure que cet axe bouge, la date des équinoxes de printemps et d'automne est modifiée, d'où le nom de précession des équinoxes. Mais si l'axe de rotation terrestre se déplace par rapport aux étoiles, alors les pôles nord et sud célestes bougent aussi ! Et à l'échelle d'une ou plusieurs années ce déplacement est observable, par exemple avec ASTEP Sud. Comment ? La réponse est simple : dans le calcul de la position du pôle sur nos images, nous avons utilisé la position des étoiles fournie par le catalogue qui correspond à l'année 2000. Nous trouvons donc la position du pôle sud céleste de l'an 2000. Or entre 2000 et 2008 le pôle céleste a bougé à cause de la précession des équinoxes, donc le point du ciel qui était le pôle sud en l'an 2000 effectue a présent une rotation autour du pôle sud actuel comme n'importe quel autre point du ciel. Nous pouvons ainsi attester de la précession des équinoxes ! Voilà à présent le résultat du calcul de la position du pôle sud après correction de la précession des équinoxes. Le résultat s'améliore, mais les points décrivent toujours un cercle !

b) La nutation

Il y a donc un autre mouvement de l'axe de rotation terrestre. Effectivement, les variations des forces de marée créent un deuxième effet : lors de la précession, l'axe de rotation terrestre effectue en plus un balancement autour d'une position moyenne sur une période de 18,6 ans. Ce balancement s'appelle la nutation et est illustré ci-dessous (R : rotation de la Terre autour de son axe, P : précession des équinoxes, N : nutation).

Il faut donc également corriger cet effet dans la détermination de la position du pôle sur nos images. La correction de la nutation donne les résultats ci-dessous. On s'approche encore du pôle réel mais on n'a toujours pas un point unique !

III) L'effet Bradley ou aberration de la lumière

Il faut cette fois-ci faire appel à un autre phénomène qui n'est plus lié à l'axe de rotation terrestre mais à l'orbite de la Terre autour du Soleil. Dans son mouvement de révolution la Terre bouge par rapport aux étoiles. Et parce-que la vitesse de la lumière n'est pas infinie, la direction apparente de la lumière provenant d'une étoile est affectée par la vitesse de la Terre sur son orbite. L'erreur sur la position de l'étoile dépend de sa position dans le ciel : elle sera maximale pour une étoile située dans une direction perpendiculaire à la vitesse de la Terre sur son orbite et nulle pour une étoile située dans la direction définie par cette vitesse. On peut noter que comme la direction de la vitesse de la Terre varie au cours de l'année, la direction apparente des étoiles varie également. Il faut donc corriger l'effet Bradley pour connaître la position réelle des étoiles et donc celle du pôle. Après correction de l'effet Bradley, on a enfin un point unique qui correspond donc au pôle sud céleste au moment des observations.

IV) Conclusion

L'image ci-dessous montre la position du pôle sud céleste de l'année 2000 à l'année 2008. On voit très bien qu'elle varie par rapport aux étoiles environnantes. Le pôle bouge, mais on sait pourquoi !

Remarques complémentaires

- Depuis l'hémisphère sud les étoiles tournent autour du pôle sud céleste dans le sens horaire tandis que dans l'hémisphère nord elles tournent autour du pôle nord dans le sens anti-horaire.
- On voit en fait qu'il y a toujours un résidu après correction de l'effet Bradley, c'est-à-dire que les points ne sont pas exactement superposés (on est toutefois à une échelle inférieure à 1 pixel, soit de l'ordre de quelques secondes d'arc). Il peut s'agir d'un effet de réfraction atmosphérique qui altère également la direction apparente des étoiles. Ceci est encore à l'étude.