L'étoile polaire

Accueil du site

Une étoile polaire est, de façon générale en astronomie, une étoile visible à l’œil nu se trouvant approximativement dans l'alignement de l’axe de rotation de la Terre.

De nos jours dans l'hémisphère sud, il n'existe pas d'étoile polaire. L'étoile Sigma Octantis (σ Oct, Polaris Australis), pourtant très proche de l'axe de rotation de la Terre est difficile à repérer à cause de sa magnitude faible. Dans le but de localiser le pôle céleste Sud, ainsi que la direction du Sud, on recourt à des repères indirects, notamment à partir de la constellation de la Croix du Sud.

α Ursae Minoris en tant qu'étoile Polaire

Actuellement, l’étoile polaire dans l’hémisphère nord de la Terre est Alpha Ursae Minoris (α UMi), l’étoile la plus brillante de la constellation de la Petite Ourse, appelée aussi pour cette raison l'étoile Polaire (avec un P majuscule).

Un sytème à trois étoiles

L’étoile Polaire est en réalité un système de trois étoiles jaune-blanc liées par la gravitation.

• Polaris Aa, l'astre principal, est une supergéante de 5,4 masses solaires près de 1300 fois plus lumineuse que le Soleil. Avec Polaris B, une étoile de 1,4 masse solaire, elle forme une binaire visuelle facilement séparable à l’aide d’un instrument d’optique d’amateur.
  
  Polaris A est une céphéide , c’est-à-dire une étoile massive, jeune, très brillante et dont l’éclat varie selon une période bien définie du fait de la contraction et de la dilatation régulière de ses couches externes. On sait, depuis les travaux d’Henrietta Leavitt (1868 – 1921), que plus une céphéide est intrinsèquement lumineuse, plus sa période est longue. Il suffit donc de mesurer la période d’une céphéide de distance inconnue pour en déterminer la luminosité intrinsèque. En comparant cette dernière à son éclat apparent, on en déduit sa distance.
  
  Très brillantes et donc visibles de loin, les céphéides sont détectées depuis les années 1920 dans d'autres galaxies que la nôtre et jusqu'à une centaine de millions d’années-lumière aujourd’hui.
• Polaris B fut découverte en 1779 par le grand astronome William Herschel (1738 – 1822).
• Enfin, Polaris Aa possède un compagnon très proche de 1,3 masse solaire, Polaris Ab qui ne fut décelé indirectement qu’au XXe siècle par l’étude du spectre de Polaris Aa (effet Doppler). Cette petite étoile a été nommée Polaris Ab. De plus, Polaris A a un éclat variable dont la période est de 3,97 jours.

L’accès direct à la distance de l’étoile Polaire se fait par triangulation, avec une base nécessairement très grande en raison de la distance gigantesque qui nous sépare des autres étoiles que le Soleil. Une telle base est fournie par l’orbite de la Terre dans sa révolution autour du Soleil. On mesure alors l’angle dont semble avoir bougé l’étoile Polaire par rapport au fond du ciel, en raison du changement de position de l’observateur en six mois. L’angle, appelé parallaxe annuelle, est minuscule et ne s’élève qu’à deux millionièmes de degré !

Le déplacement apparent du ciel étoilé au cours d’une nuit, se fait autour de l'étoile polaire (dans l'émisphère nord)

La particularité d’une étoile polaire est de se situer quasiment dans le prolongement de l’axe des pôles (d’où son nom), c’est-à-dire de l’axe de rotation de la Terre. Elle est donc pratiquement dénuée de mouvement et tous les autres astres – Soleil, Lune, étoiles, planètes – semblent lui tourner autour dans un grand mouvement circulaire d’ensemble, d’est en ouest, un mouvement diurne qu’ils effectuent en une journée.

L’axe de rotation de la Terre intercepte la sphère céleste en deux points appelés pôles célestes. Il se trouve que l’étoile α Ursae Minoris se situe actuellement à environ 39’ du pôle céleste Nord, soit deux-tiers de degré. Nous avons ainsi la chance de vivre à une époque où une étoile relativement brillante matérialise le pôle céleste Nord de façon très correcte. L’étoile Polaire de 2021 remplit bien son rôle !

Précession du pôle céleste Nord

Mais pourquoi a-t-on ajouté « actuellement » ? α Ursae Minoris n’a-t-elle pas toujours été étoile polaire ? Il faut d’abord se rappeler que la Terre n’est pas rigoureusement sphérique. Elle présente un renflement au niveau de l’équateur, dû à la rotation de notre planète sur elle-même. La Lune et le Soleil exercent un couple de forces sur ce renflement, qui tend à amener l’excès de masse équatorial vers le plan dans lequel la Terre tourne autour du Soleil, c’est-à-dire le plan de l’écliptique (rappelons que l’angle entre les plans de l’équateur et de l’écliptique, un angle appelé obliquité, est actuellement de 23° 26’, une valeur diminuant d’environ 0,8’ par siècle). Comme la Terre tourne sur elle-même, ce couple de forces ne peut modifier l’angle entre les plans de l’équateur et de l’écliptique. Il provoque toutefois un changement graduel de l’orientation de l’axe de rotation, qui décrit un cône en quelque 25 800 ans autour d’un axe perpendiculaire au plan de l’écliptique, à la manière d’une toupie dont l’axe de rotation décrit un cône autour de la verticale. On parle de précession des équinoxes. La précession fut découverte par le grand astronome Hipparque au IIe siècle avant notre ère mais ne fut comprise et modélisée qu’au XVIIIe siècle.

La Terre est donc animée de trois mouvements principaux :
- une rotation autour de l’axe des pôles en un jour, qui a pour conséquence le mouvement diurne ;
- une révolution autour du Soleil en un an, qui a pour conséquence le mouvement annuel, un léger glissement quotidien du Soleil vers l’est à hauteur de 1° par jour ;
- un mouvement de précession dont la période est de 25 800 ans, qui a pour conséquence un changement de l’orientation de son axe de rotation.

Le pôle céleste Nord décrit ainsi un cercle de rayon 23° 26’ (en toute rigueur, cette valeur varie entre 22° et 24°,5 suivant un cycle de 41 000 ans), centré sur le pôle Nord de l’écliptique, situé dans la constellation du Dragon. La figure en page suivante vous présente son trajet pour les millénaires à venir.

Trajet du pôle céleste Nord sur la sphère céleste, dû à la précession et supposant une obliquité et une vitesse de précession constantes. Les années sont indiquées en rouge. Le centre du cercle de précession, P, figure le pôle Nord de l’écliptique.

Hauteur de l’étoile Polaire et latitude

Nous allons montrer que la hauteur de l’étoile Polaire sur l’horizon fournit une bonne approximation de la latitude du lieu où on la mesure, dans l’hémisphère nord.

Le schéma suivant montre une coupe de la Terre, vue dans le plan contenant l’axe des et passant par le point d’observation A. L’équateur, le centre O de la Terre, et le pôle Nord P sont indiqués. L’axe des pôles pointe vers le pôle céleste Nord. La position du point A est défini par l’angle φ, qui n’est autre que sa latitude.

Le prolongement du segment [OA] en A pointe vers le zénith de ce lieu. L’horizon, toujours en ce lieu, lui est perpendiculaire et représente la tangente à la surface terrestre en A. Le pôle céleste Nord, attaché à la sphère céleste et rejeté à l’infini, ne voit pas sa direction modifiée, qu’on le regarde depuis le centre O de la Terre ou depuis A. (BA) est donc parallèle à (OP) et par conséquent, perpendiculaire à (OB). Dans le triangle (OAB), la somme des angles en A, O et B vaut 180°. L’angle en A vaut ainsi 180° - (φ+90°) = 90° - φ. (OA) étant perpendiculaire à l’horizon du lieu, si on additionne l’angle en A que l’on vient de déterminer à l’angle β, on obtient 90°. Ainsi, (90° - φ) + β = 90°. Il vient β = φ. Enfin, α et β étant deux angles opposés par le sommet, ils sont égaux : α = β. Au final, α = φ.>

Accueil - Liens utiles - Contact