Annexes
315
Planète
Soleil
t
t+dt
t
t+dt
Figure A2.5 • Illustration de la deuxième loi de Kepler. Les aires hachurées
sont égales pour peu que l’on considère le même temps de parcours.
deux intersections de l’écliptique avec l’équateur, nous trouvons les équinoxes. Le point
vernal ou point g est le point où se trouve le Soleil à l’équinoxe de printemps. Ce point
n’est pas fixe eu égard au mouvement de précession des équinoxes dont nous avons déjà
parlé. L’axe de rotation de la Terre est appelé axe du monde ; il coupe la sphère céleste
au pôle boréal Nord ou Zénith. Ce point se trouve actuellement dans la constellation de la
Petite Ourse très près de l’étoile polaire. Toutefois, à cause de la précession des équinoxes,
l’axe du monde perce la sphère céleste en un point dont la position change lentement au
cours du temps. C’est ainsi qu’il y a 4 000 ans, le zénith était localisé dans la constellation
du Dragon.
N
S
ε=23°6
γ
Point vernal
Nadir
Plan de
l'écliptique
Plan de l'équateur
Sphère
Céleste
zénith
Axe du
monde
Soleil
Figure A2.6 • Représentation de la sphère céleste et de l’axe du monde avec
le plan de l’écliptique dans lequel se déplace le Soleil par rapport à la Terre.
Nous savons que la période de révolution peut être déterminée à partir des lois de Kepler
et quantifiée avec assez de précision en appliquant le principe fondamental de la dynamique pour un système à deux corps (voir chapitres suivants).
La dimension et la forme des planètes sont très variables ; la plus grosse est Jupiter et la
plus déformée Saturne. Tournant toutes autour d’un axe propre, elles ont un mouvement
de rotation caractérisé par la période de rotation sidérale . C’est ainsi que la Terre tourne
autour d’elle-même en 23 h 56’ 04”. Notons que cette période est très variable d’une planète à une autre et qu’il n’existe aucun calcul permettant de prédire la période de rotation.
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Planète
Soleil
t
t+dt
t
t+dt
Figure A2.5 • Illustration de la deuxième loi de Kepler. Les aires hachurées
sont égales pour peu que l’on considère le même temps de parcours.
deux intersections de l’écliptique avec l’équateur, nous trouvons les équinoxes. Le point
vernal ou point g est le point où se trouve le Soleil à l’équinoxe de printemps. Ce point
n’est pas fixe eu égard au mouvement de précession des équinoxes dont nous avons déjà
parlé. L’axe de rotation de la Terre est appelé axe du monde ; il coupe la sphère céleste
au pôle boréal Nord ou Zénith. Ce point se trouve actuellement dans la constellation de la
Petite Ourse très près de l’étoile polaire. Toutefois, à cause de la précession des équinoxes,
l’axe du monde perce la sphère céleste en un point dont la position change lentement au
cours du temps. C’est ainsi qu’il y a 4 000 ans, le zénith était localisé dans la constellation
du Dragon.
N
S
ε=23°6
γ
Point vernal
Nadir
Plan de
l'écliptique
Plan de l'équateur
Sphère
Céleste
zénith
Axe du
monde
Soleil
Figure A2.6 • Représentation de la sphère céleste et de l’axe du monde avec
le plan de l’écliptique dans lequel se déplace le Soleil par rapport à la Terre.
Nous savons que la période de révolution peut être déterminée à partir des lois de Kepler
et quantifiée avec assez de précision en appliquant le principe fondamental de la dynamique pour un système à deux corps (voir chapitres suivants).
La dimension et la forme des planètes sont très variables ; la plus grosse est Jupiter et la
plus déformée Saturne. Tournant toutes autour d’un axe propre, elles ont un mouvement
de rotation caractérisé par la période de rotation sidérale . C’est ainsi que la Terre tourne
autour d’elle-même en 23 h 56’ 04”. Notons que cette période est très variable d’une planète à une autre et qu’il n’existe aucun calcul permettant de prédire la période de rotation.