L'écliptique

L'écliptique' (Le Repérage des astres, L'Année et les Saisons) est la trajectoire apparente du Soleil au cours de l'année. Il définit donc aussi au plan de l'orbite terrestre autour du Soleil. Comme la plupart des corps du Système solaire (à l'exception des comètes et des objets situés à sa périphérie) on des orbites proches de ce plan, on les trouve, sur la sphère céleste, toujours à l'intérieur d'une bande relativement étroite, centrée sur ce cercle, et recouverte par les douze constellations dites du zodiaque (ainsi que par Ophiuchus). 

La courbe que trace l'écliptique sur la sphère céleste rencontre l'équateur céleste en deux points diamétralement opposés qu'on appelle les points équinoxiaux.

Vers le 20 mars (équinoxe de mars ou équinoxe de printemps dans l'hémisphère terrestre Nord, équinoxe d'automne dans l'hémisphère Sud), le Soleil passe de l'hémisphère céleste austral dans l'hémisphèrecéleste boréal par le premier point équinoxial, aussi appelé point vernal, employé comme origine des ascensions droites. Il s'élève ensuite de jour en jour dans l'hémisphère boréal jusque vers le 20 juin, époque où il atteint sa plus grande déclinaison, +23°27' : c'est le solstice de juin (solstice d'été dans l'hémisphère Nord, solstice d'hiver dans l'hémisphère Sud). 

Le Soleil redescend ensuite graduellement vers l'équateur, qu'il atteint vers le 22 septembre (équinoxe de septembre). Sa déclinaison continue à diminuer, et de boréale ou positive, elle devient australe ou négative; elle passe par un minimum - 23° 27', vers le 21 décembre, au solstice décembre (solstice d'hiver dans l'hémisphère Nord, solstice d'étédans l'hémisphère Sud). 

Puis le soleil remonte progressivement jusqu'à l'équateur, qu'il atteint vers le 20 mars de l'année suivante, non plus au point vernal défini plus haut, mais un peu auparavant, en un point qui en est distant d'un arc de 50"2. Ce phénomène, qu'on appelle précession des équinoxes, et qui est la conséquence de la rétrogradation des points équinoxiaux, a pour effet d'avancer l'instant de l'équinoxe, puisque le Soleil n'a pas à parcourir l'arc de 360° pour avoir effectué sa révolution tropique, mais bien 360° - 50"2. 

C'est sur l'écliptique, et à partir du point vernal, que l'on compte les longitudes en sens inverse des aiguilles d'une montre, comme l'ascension droite. La latitude d'un astre est l'arc de grand cercle compris entre cet astre et l'écliptique. 

L'écliptique a pour pôles les points P et P', où son axe, c.-à-d. la perpendiculaire à son plan menée par le centre, rencontre la sphère céleste. Le pôle Nord de l'écliptique est proche de la nébuleuse planétaire-NGC 6543 (l'Oeil de Chat), dans la constellation du Dragon); le pôle Sud écliptique se situe dans la constellation de la Dorade, à proximité du Grand Nuage de Magellan. 

L'écliptique fait avec le plan de l'équateur terrestre (et donc avec l'équateur céleste) un angle de 23°27' environ, qu'on appelle l'obliquité de l'écliptique. 

La détermination de la valeur de l'obliquité de l'écliptique est l'un des plus anciens problèmes auxquels se sont confrontés les astronomes. Les premiers auteurs ont trouvé l'obliquité de l'écliptique de 24°; Ératosthène, 250 ans av. J.-C., de 23°50'; Albategnius, en 880, de 23° 35' 40"; Tycho Brahé, en 1587, de 23°31'30"; elle oscille aujourd'hui autour de 23° 23'. Euler et Laplace ont expliqué cette diminution par l'attraction mutuelle de toutes les planètes, dont les orbites, diversement inclinées, cherchent constamment à se confondre dans un même plan. Mais leur action (très puissante, puisque Vénus et Jupiter pourraient par leur attraction changer l'obliquité de l'écliptique de 10 à 20°) est combattue par la masse du Soleil. Delà, deux conséquences importantes que Laplace a déduites de ses calculs : l'une, que la variation de l'obliquité est périodique, de sorte que le Soleil, après s'être écarté de moins en moins de l'équateur, reviendra en sens contraire; l'autre, que l'obliquité ne pourra jamais varier que de 2 à 3 degrés.