Coordonnées écliptiques

 â€¢ La latitude écliptique, ordinairement notée par la lettre grecque bêta minuscule (β), mesure la distance angulaire d'un objet par rapport au plan de l'écliptique. Elle s'exprime en degrés et minutes d'arc, de 0° à +90° pour un objet situé vers le pôle nord de l'écliptique, et de 0° à -90° pour un objet vers le pôle sud. Un astre situé exactement sur l'écliptique a une latitude de 0°. Cette coordonnée est d'une importance capitale car elle indique immédiatement si un objet du Système solaire, comme une planète ou un astéroïde, a une orbite fortement inclinée ou non par rapport à l'orbite terrestre. La plupart des planètes principales ont une latitude écliptique qui reste très proche de zéro, car elles orbitent quasiment dans le même plan que la Terre.

 â€¢ La longitude écliptique, notée par la lettre grecque lambda minuscule (λ), est la mesure angulaire le long de l'écliptique. Elle est comparable à l'ascension droite, mais nécessite un point d'origine. Ici, point de point vernal distinct : le point de référence zéro est exactement le même que celui du système équatorial, à savoir le point vernal, le point d'intersection de l'écliptique et de l'équateur céleste où le Soleil passe de l'hémisphère sud au nord. La longitude écliptique se mesure donc vers l'est le long de l'écliptique à partir de ce point, contrairement à l'ascension droite qui se mesurait le long de l'équateur. L'unité de mesure est ici sans ambiguïté le degré, de 0° à 360°, ce qui rend son usage très intuitif pour qui est familier avec la mesure des angles sur un cercle. Ce choix est parfaitement adapté car la longitude écliptique n'a pas de lien direct et utile avec la rotation de la Terre qui aurait justifié l'usage des heures.

L'avantage écrasant de ce système pour l'étude de la mécanique céleste est qu'il simplifie radicalement la description des orbites. Dans le Système solaire, le plan de référence fondamental pour les orbites n'est pas l'équateur terrestre, mais le plan de l'écliptique, ou plus précisément le plan invariable du Système solaire qui en est très proche. Exprimer la position d'un astre errant en latitude et longitude écliptiques permet de séparer clairement la composante de son mouvement qui est dans le plan principal, décrite par la longitude, de la composante hors-plan, décrite par la latitude. Par exemple, les éléments orbitaux d'une planète, qui permettent de calculer sa position future, sont tous définis par rapport au plan de l'écliptique : l'inclinaison de l'orbite est l'angle entre le plan de l'orbite de la planète et le plan de l'écliptique, et la longitude du nœud ascendant est la longitude écliptique du point où la planète traverse l'écliptique en allant vers le nord. Sans ce système de coordonnées, la prédiction du mouvement planétaire serait d'une complexité inextricable.

Historiquement, ce système est le plus ancien et fut naturellement le premier développé, car le déplacement des planètes vagabondes le long de la bande zodiacale, qui n'est que la projection des constellations sur l'écliptique, était l'évidence observable. Le système écliptique n'est donc pas fixe par rapport aux étoiles lointaines : le plan de l'écliptique lui-même subit une très lente variation due aux perturbations planétaires, mais surtout, il partage avec le système équatorial la lente dérive du point vernal causée par la précession des équinoxes. La longitude écliptique de toutes les étoiles augmente ainsi d'environ 50,3 secondes d'arc par an. Pour pallier cela, on spécifie toujours l'époque des coordonnées, généralement J2000.0. En définitive, si le système équatorial excelle pour monter et pointer un télescope sur une galaxie lointaine, le système écliptique, lui, est le langage naturel de la dynamique du Système solaire, le canevas sur lequel se dessinent et se calculent les mouvements harmonieux des planètes, astéroïdes et comètes autour de notre étoile.