LASTROLABE
Instrument de calcul inventé par Hipparque (astronome grec du 2ème siècle avant J.C.) permettant détablir les relations entre la position des étoiles et le temps. Son développement par les Arabes fut lié aux nécessités du culte pour connaître les heures de lever et coucher du soleil, de son passage au méridien et à une hauteur donnée laprès midi (pour fixer les heures des prières).
Le plus ancien instrument date de lan 315 de lHégire (927-928 ap. J.C.) et se trouve au Musée National du Koweit. Des exemplaires des XVI ème et XVII ème siècle se trouvent au Musée des Arts et Métiers à Paris.
Il existe différents types dastrolabes (sphérique, plan équatorial, plan universel) mais le plus courant est lastrolabe planisphérique qui est une projection plane équatoriale de pôle sud de la sphère céleste.
Le problème de réaliser une carte cest à dire de faire correspondre les points dune sphère à ceux dun plan date de lAntiquité. Aucune solution respectant partout à la fois surfaces, angles (La sphère étant une surface non développable) ne peut être trouvée à ce problème.
La méthode la plus ancienne consiste à projeter limage de la sphère terrestre ou céleste sur une feuille plane (projection planisphérique), roulée en cylindre (projection cylindrique) ou en cône (projection conique).
Le projecteur peut-être au centre (centrale), à linfini (orthographique) ou être un des points de la sphère (stéréographique ou projection dHipparque qui vécut vers 150 avant J.C.).
Certaines projections respectent les surfaces (projections équivalentes), dautres conservent les angles (projections conformes). De nombreuses représentations modernes utilisant lordinateur ne sont ni équivalentes, ni conformes.
La représentation de Gerardus Mercator (Gerhard Kremer: Flandres 1512, Duisbourg 1594)
Carte de Terre Sainte (1537), du monde (1538), des Flandres (1540), du globe (1540), de la sphère céleste (1551), carte de Mercator (1569), projection cylindrique déformée pour obtenir une représentation conforme.
Principe:
Depuis lintroduction de la boussole dans la navigation on dirigeait les navires suivant une route, appelée loxodromie, coupant les méridiens à angle constant. Ainsi pour aller dun point A à un point B, il suffit de déterminer le cap à prendre et de le suivre pendant tout le voyage à laide de la boussole.
Pour se rendre compte de la position du navire il faut pouvoir tracer simplement sur la carte le chemin parcouru: la carte la plus intéressante serait alors une carte dont la loxodromie serait représentée par le segment de droite AB.
Pour cela il faut que les angles soient conservés. Les angles sont conservés si un petit cercle de la sphère est transformé en un petit cercle du plan, cest à dire si les dilatations de longueurs en un point sont les mêmes dans toutes les directions.
La représentation de Mercator part dune projection cylindrique (dilatant donc les parallèles en 1/cosf, si la latitude est f) et lon dilate ensuite les méridiens en 1/cosf pour que les dilatations des parallèles et des méridiens soient les mêmes. Les longueurs ne sont par conséquent plus respectées ni les surfaces.
Historique: La projection dHipparque (150 av J.C.), est décrite par Ptolémée (2ème siècle après J.C.)
Principe: Soit la sphère céleste, N le pôle céleste Nord, S le pôle céleste Sud.
À une étoile E, on fait correspondre létoile e, point dintersection de ES avec le plan équatorial.
La projection du cercle équatorial sera lui-même, la projection e dun astre E de lhémisphère nord sera située à lintérieur du cercle équatorial, la projection e dun astre E de lhémisphère Sud sera à lextérieur.
Intérêt
1) Conservation des angles donc des formes des petites constellations
2) De plus la projection dun grand cercle de la sphère est un grand cercle du plan (P)
Les images sont des droites passant par O
Les cercles parallèles ont pour image des cercles concentriques de centre O
Un point E se trouvant à lintersection dun cercle parallèle de déclinaison q et dun 1/2 cercle méridien dascension droite a se trouvera en projection à lintersection dune demi-droite et dun cercle.
Soit a le rayon de la sphère céleste: OE= a
OH=asinq HE=acosq Oe/HE= SO/SH doù Oe=acosq * a/(a+asinq) = acosq/(1+sinq) = atg(p/4-q/2)
On peut aussi dire directement Oe= atg((p/2-q)/2) = atg(p/4-q/2) car langle inscrit en S dans le triangle HSE vaut la moitié de langle au centre en O dans le triangle HO
Soit le cercle (G) de centre H et E un point du cercle. Soit (g) la projection de (G) sur (P)
Soit la droite perpendiculaire au cercle (G) et tangente à la sphère. Elle coupe la droite OH en un point T, et TE se projettera en te sur le plan de projection. Pour un point E, la projection de TE donnera te.
Or la projection stéréographique conserve les angles, donc la projection dune normale à (G) est une normale à (g). La projection (g) de (G) est donc une courbe dont toutes les normales passent par un point fixe t. Seul le cercle centré en t convient: (g) est donc ce cercle centré en t.
Pour construire ce cercle, on fait pivoter dans le plan de la feuille de tracé
* le plan SET * le plan (P) de projection Alors on obtient E projeté en e et E projeté en e
Cas particulier dun cercle passant par O
Soit un cercle passant par O dinclinaison e par rapport au plan (P)
Le centre t du cercle projeté se trouve en traçant la droite passant par S parallèles aux tangentes en E et E
Donc Ot = atge r = St = a/cose
Les projections déterminées graphiquement
* Un vertical est un demi-cercle passant par zénith et nadir du lieu, repéré par son azimuth A par rapport au méridien céleste Sud NS.
* Les projections de Ze et Na étant z et n, la projection du vertical est donc un cercle passant par n et z.
* De plus la projection du méridien Nord Sud est Os.
En Ze le vertical Ze-Na fait langle A avec le méridien N-S; en z projection de Ze les projections du vertical et du méridien feront aussi langle A, ce qui permet de trouver le centre w.
Les projections déterminées par le calcul
Oz=atg(p/4-f/2) et On=acotg(p/4-f/2) (Voir II.4.) donc nz = atg(p/4-f/2) + a/tg(p/4-f/2)= 2a/cosf
tg A= Iz/wI donc wI = Iz / tgA=a/cosftgA et le rayon du cercle cherché vaut R(A)=wz= Iw/cosA=a/cosfsinA
On peut ainsi tracer tous les verticaux à partir de leur centre w en faisant varier lazimuth A de 0° à 180°
Pour la latitude f = 45°
Pour construire un astrolabe tenant sur un format A4, on prend a=5
Oz = atg(p/4-f/2) = 2,032 Iz = a/cosf = 7,071 Iw= 7,071/tgA R(A) = 7,071/sinA
Azimuth A
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
100
Iw(A)
°
40,10 19,43 12,25 8,43 5,93 4,08 2,57 1,25 0,00 -1,25 R(A)
°
40,72 20,67 14,14 11,00 9,23 8,16 7,52 7,18 7,07 7,18
Les graduations en azimuth vont de 0° (Sud), 90° (Ouest), 180° (Nord), 270° (Ouest) à 360°
- rétrograde si lobservateur est au dessus de (P)
Soit E E un cercle de hauteur h
Soient e et e leurs projections et t le centre du cercle projeté
Position du centre t
Oe= atg((f-h)/2) Oe= atg((p-f-h)/2)=acotg((f+h)/2)
Ot(h)= Oe - ee/2 =(Oe-Oe)/2 =a(tg(p-f-h)/2 - tg(f-h)/2)/2 = acosf/(sinh +sinf)
Rayon du cercle projeté
R(h)= (Oe+Oe)/2=a(tg(p-f-h)/2 + tg(f-h)/2)/2 = acosh/(sinh +sinf)
Tracé du cercle horizon: h=0
Position du centre du cercle horizon: Ot(h=0)= acotgf
Rayon du cercle horizon: R(h=0)= a/sinf
h
90
80
70
60
50
40
45,0
30
20
10
0
-6
-12
-18
Ot(h)
2,07
2,09
2,15
2,25
2,40
2,62
2,50
2,93
3,37
4,01
5,00
5,87
7,08
9
R(h)
0,00
0,51
1,04
1,59
2,18
2,84
3
3,59
4,48
5,59
7,07
8,25
9,80
12
45
0,79 5
LATITUDE DU LIEU: A4 en °, B4 en rdValeur de a en C4 Maisons astrologiques I-XII
XII-XI
XI-X
X-IX
K 90 60
30
0 Rayon du cercle a/(sin(phi)*sinK) 7,07 8,16
14,14
#DIV/0! Distance au méridien a/tgK*sin(phi) 0 4,08
12,25
#DIV/0!
Soit E E un cercle de hauteur h
Soient e et e leurs projections et t le centre du cercle projeté
Position du centre t
Oe= atg((p-(h-f))/2)=acotg((h-f)/2) Oe=atg((h+f)/2)
Ot(h)= Oe + ee/2 =(Oe+Oe)/2 =a{tg{(p-(h-f))/2} + tg{(h+f)/2}}/2 = acosf/(sinh -sinf)
Rayon du cercle projeté
R(h)= (Oe-Oe)/2= a{tg{(p-(h-f))/2} - tg{(h+f)/2}}/2 = acosh/(sinh -sinf)
Tracé du cercle horizon: h=0
Position du centre du cercle horizon: Ot(h=0)= -acotgf
Rayon du cercle horizon: R(h=0)= a/sinf
h
90
80
70
60
50
40
30
20
14,53 10
0
-6
-12
-18
Ot(h)
6,57
6,71
7,14
8,00
9,55
12,6
19,8
54,0
0,0
-63,7
-19,6
-13,8
-10,7
-8,8
R(h)
0,00
1,18
2,48
4,06
6,24
9,77
17,4
51,6
0,69 -63,8
-19,9
-14,0
-10,7
-8,49
Oe 6,46 5,41 4,54 3,80 3,16 2,58 2,05 1,55 1,30 1,09 0,64 0,37 0,11 -0,15 14,53
0,25 5 LATITUDE DU LIEU: A4 en degrés, B4 en radians Valeur de a en C4
q |
80 |
70 |
60 |
50 |
45 |
40 |
30 |
23 |
20 |
10 |
0 |
-10 |
-20 |
-30 |
-40 |
-45 |
r |
0,44 |
0,88 |
1,34 |
1,82 |
2,07 |
2,33 |
2,89 |
3,28 |
3,50 |
4,20 |
5 |
5,96 |
7,14 |
8,66 |
10,7 |
12,1 |
* Léquateur se projette en lui-même
* Les tropiques sont tracés en utilisant les formules de I.5. avec
q = +e= +23°27 (Tropique du Cancer) q = -e = -23°27 (Tropique du Capricorne)
* Lécliptique se projette en un cercle tangent aux deux tropiques.
Son rayon est r = a/cose et Ot = atge (avec a=5, r=5,450 et Ot = 2,168)
* Lintersection avec léquateur céleste donne les points g et g. On appelle g celui qui sera pris pour origine des ascensions droites et on gradue en ascension droite a de 0 à 24H dans le sens
- rétrograde si lobservateur est à lintérieur de la voûte céleste
- positif si lobservateur est à lextérieur de la voûte céleste
a) Temps solaire vrai Hsv=angle horaire du soleil au lieu dobservation
Le soleil parcourt à vitesse non constante lécliptique en 365,2422... jours (soit a0 son ascension droite). On peut donc diviser le pourtour de laraignée en 364,2422 parties inégales et graduer chaque jour de lannée en face de lascension droite du soleil à 0h00 T.U. ce jour. Dune année sur lautre ces graduations se déplacent un peu (car léquinoxe a lieu entre le 20 et le 21 mars, cest à dire que le 21 mars à 0h00 T.U. le soleil vrai nest pas chaque année à lascension droite 0h00). Le 1er janvier à 0h00 T.U. lascension droite du soleil est en moyenne18h43. On peut corriger le faible écart pour une année donnée avec des tables (voir carte Sirius). On doit également faire une correction de fraction de jour correspondant à lheure dobservation. (Nous ne ferons pas ces corrections)
b) Temps solaire moyen: Hsm = Hsv + E
Le temps solaire moyen correspond au temps solaire vrai "corrigé de ses irrégularités " (angle variant linéairement en fonction du temps de la mécanique). Cest une entité échappant à lobservation directe et dont la définition suppose la connaissance préalable des mouvements de rotation et de translation de la Terre. Les valeurs du terme correctif E, terme appelé équation du temps, se lisent pour chaque jour de lannée dans des éphémérides ou sur une courbe.
On calcule E=-3mn le 1er janvier. On divise le pourtour de laraignée en 364,2422 parties égales correspondant au temps solaire moyen et on fait coïncider la graduation du 1er janvier avec lascension droite 18h40.
c) On peut aussi diviser lécliptique en 360° représentant la longitude géocentrique du soleil.
q |
80 |
70 |
60 |
50 |
45 |
40 |
30 |
23 |
20 |
10 |
0 |
-10 |
-20 |
-30 |
-40 |
-45 |
r |
0,44 |
0,88 |
1,34 |
1,82 |
2,07 |
2,33 |
2,89 |
3,28 |
3,50 |
4,20 |
5 |
5,96 |
7,14 |
8,66 |
10,7 |
12,1 |
* civil (h=-6° sous lhorizon): par temps clair les planètes et les étoiles de première grandeur sont visibles
* nautique (h=-12° sous lhorizon): les étoiles de deuxième grandeur sont visibles, horizon encore discernable
* astronomique (h=-18° sous lhorizon): les étoiles de sixième grandeur sont visibles, il fait nuit
Le calcul de langle horaire donnerait cosH=(sinh-sinfsind)/cosfcosd h hauteur, f latitude, d déclinaison
f=45°, Équinoxes, d=0° (32mn, 1h06, 1h39), 21 juin, d=23° (39mn, 1h28, 2h34), 21déc (35mn, 1h02, 1h49)
Le jour du plus petit crépuscule, la déclinaison d du soleil est donnée par par sind=sinftgh/2, h hauteur choisie sous lhorizon; on en déduit le jour puis la durée de ce crépuscule.
Problème résolu pour la première fois par Nunez (1492-1517), géomètre portugais
* à laquelle votre ombre est égale à votre hauteur le ...
* à laquelle votre ombre est égale à votre hauteur plus la longueur de votre ombre à midi le ...
* à laquelle Antarès culmine le ... * à laquelle se lève la lune qui se trouve à lascension droite ....
La projection conservant les angles, on peut mesurer au rapporteur langle écliptique-horizon au coucher du soleil
Hipparque (vers 150 av J.C.): parait le premier inventeur de la trigonométrie sphérique (art de trouver les parties inconnues dun triangle tracé sur une sphère par le moyen de celles que lon connait)
Ménélaüs (vers 80 av J.C.): Une traduction latine des Sphériques nous est parvenue mais le traité Sur les cordes est seulement évoquée par dautres auteurs
Ptolémée (vers 150 ap.J.C.): laisse dans lAlmageste un traité complet de trigonométrie rectiligne et sphérique, le seul qui nous soit parvenu directement des Grecs.
Albategni (877-929): substitue la notion de sinus à celle de corde et fait connaître la formule fondamentale de trigonométrie sphérique: sina/sinA = sinb/sinB = sinc/sinC
Triangle sphérique: dans le triangle ABC tracé sur la sphère de rayon 1, les cotés a, b, c, sont inférieurs à p
Groupe de Gauss (Figure 1)
* cosa = cosb*cosc + sinb*sinc*cosA * sina*sinB = sinb*sinA * sina*cosB = cosb*sinc - sinb*cosc*cosA
Coordonnées horizontales: hauteur h azimuth A (sud A=0°, ouest A=90°, nord A=180°, est A=270°)
Coordonnées équatoriales:
*d déclinaison et a ascension droite
*H angle horaire (repérage par rapport au méridien sud)
demi-plan vertical zénith:sud H= 0h, puis + vers louest H=6h, 12h (nord),18h(est).
A azimuth
Relations entre coordonnées horizontales et équatoriales (Figure 2)
On place le zénith en B, le pôle en A, une étoile en C et les relations de Gauss deviennent
cos(p/2-h) = cos(p/2-d)cos(p/2-f) + sin(p/2-d)*sin(p/2-f)*cosH
sin(p/2-h)*sin(p-A) = sin(p/2-d)*sinH
sin(p/2-h)*cos(p-A) = cos(p/2-d)*sin(p/2-f)- sin(p/2-d)*cos(p/2-f)*cosH
sinh = sinf*sind + cosf*cosd*cosH
cosh*sinA = cosd*sinH
cosh*cosA = - cosf*sind + sinf*cosd*cosH
Relations entre coordonnées équatoriales et écliptiques (Figure 3)
On place le pôle de lécliptique en A, le pôle céleste Nord en B, une étoile en C
cos(p/2-d) = cose*cos(p/2-b) + sin(e)*sin(p/2-b)*cos(p/2-l)
sin(p/2-d)*sin(p/2+a) = sin(p/2-l)*sinH
sin(p/2-d)*cos(p/2+a) = cos(p/2-b)*sine- sin(p/2-b)*cose*cos(p/2-l)
sind = cose * sinb + sine * cosb * sinl
cosd * cosa = cosb * cosl
cosd * sina = - sinb * sine + cosb * cose * sinl
cos(p/2-b) = cose*cos(p/2-d) + sine*sin(p/2-d)*cos(p/2+a) sinb = cose*sind - sine*cosd*sina
Sur laraignée de lastrolabe les cercles dégale déclinaison sont donnés par la formule I.5.: r=atg(p/4-q/2). Les cercles sélargissent considérablement à la périphérie et les constellations de lhorizon nord sont très petites par rapport à celles de lhorizon Sud. Pour remédier à cette disproportion on choisit, pour des écarts égaux en déclinaison, de faire des cercles équidistants.
Les relations entre coordonnées horizontales et équatoriales deviennent pour lintersection de lhorizon (hauteur h=0) avec la courbe de déclinaison d, à la latitude f=45°
cosH = - tgftgd= - tgd
sinA = sinHcosd et cosA = -sind/cosf= -1,414sind
On inverse les formules et pour A donné
on trouve d = Arcsin(-cosA*cosf) = Arcsin(-0,707cosA) et H= Arcsin(sinA/cosd) ou cosH = - tgftgd = - tgd
Pour lazimuth A= 90°, on trouve d puis H, et on fait de même pour A= 270°
Pour A=90° on trouve H= arcos (tgd/tgf)
45,0 | LATITUDE DU LIEU EN A1 | Déclinaison du soleil en A2 | |||||
Début de la prière de l'aprés-midi | |||||||
d | -23,5 | -20,0 | -10,0 | 0,0 | 10,0 | 20,0 | 23,5 |
hmidi (°) | 21,6 | 25,0 | 35,0 | 45,0 | 55,0 | 65,0 | 68,5 |
hal-asr (°) | 15,8 | 17,6 | 22,4 | 26,6 | 30,5 | 34,3 | 35,6 |
H (°) | 31,4 | 34,9 | 43,7 | 50,8 | 56,5 | 61,1 | 62,3 |
H en heure | 14,1 | 14,3 | 14,9 | 15,4 | 15,8 | 16,1 | 16,2 |
H (ANTI SOLAIRE) | 2,1 | 2,3 | 2,9 | 3,4 | 3,8 | 4,1 | 4,2 |
Début de la prière de midi | |||||||
hal-zuhr (°) | 19,8 | 22,7 | 30,8 | 38,7 | 46,5 | 54,4 | 57,2 |
H (°) | 17,2 | 19,3 | 24,3 | 27,9 | 30,2 | 30,7 | 30,5 |
H en heure | 13,1 | 13,3 | 13,6 | 13,9 | 14,0 | 14,0 | 14,0 |
H (ANTI SOLAIRE) | 1,1 | 1,3 | 1,6 | 1,9 | 2,0 | 2,0 | 2,0 |
I.U.F.M. de Lyon Page #/#