Précession des équinoxes

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

right right La précession des équinoxes est le lent changement de direction de l'axe de rotation de la Terre. 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. Ce déplacement s'appelle précession et a pour résultat que l'axe de rotation de la Terre décrit un cône dont un tour complet est effectué en environ 25 800 ans. Une des conséquences de ce déplacement est que la position des étoiles sur la sphère céleste change aussi. Actuellement, l'étoile brillante la plus proche du pôle nord céleste est α Ursae Minoris (m 1, 97), dite aussi l'étoile polaire, dont elle n'est distante que d'environ 1°. 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 12 000 ans la très brillante Alpha Lyrae (Vega, 0, 03) sera l'étoile polaire. Dans l'hémisphère sud, les ciels nocturnes sont relativement dépourvus d'étoiles brillantes dans la région des pôles : l'étoile Sigma Octantis, quoique fort proche du pôle est vraiment trop faible pour être visible (5, 5). Comme l'orbite de la Lune est inclinée par rapport à 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. Hipparque, aux environ de -130, est le premier à avoir laisser une trace d'estimation de la précession de la Terre. 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. La valeur actuelle est d'environ 1° pour 72 ans. À cause de la précession des équinoxes, la durée du cycle des saisons (année tropique) est 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 leur règles concernant les années bissextiles.

Voir aussi

-Paramètres de Milanković
-Pôle céleste Precession des equinoxes Precession des equinoxes it:Precessione degli equinozi en:Precession of the equinoxes
Sujets connexes
Alpha Draconis   Alpha Lyrae   Alpha Ursae Minoris   Alpha Virginis   Année bissextile   Année sidérale   Année tropique   Axe (mécanique)   Babylone   Calendrier   Chaldée   Couple (physique)   Degré (angle)   Force de marée   Hipparque (astronome)   Lune   Magnitude apparente   Nutation   Paramètres de Milanković   Point vernal   Précession   Pôle céleste   Saison   Sigma Octantis   Soleil   Sphère céleste   Terre   Timocharis d'Alexandrie  
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