Système de coordonnées horaires

Le système de coordonnées horaires découle de l'observation pratique que, au cours d'une journée ou surtout d'une nuit, les astres observés semblent en première approximation se déplacer comme s'ils étaient attachés à un « bloc », la voûte céleste. Ils subissent une rotation d'ensemble, autour d'un axe laissant deux points fixes, les pôles célestes. Dans l'hémisphère nord, celui qui est directement visible de nuit au-dessus de l'horizon est appelé le pôle nord, et la voûte céleste semble tourner autour de ce point dans le sens trigonométrique direct.

Si l'on se repère par rapport à cet axe, deux repères importants apparaissent naturellement :

• le plan méridien est le plan passant à la fois par l'axe des pôles et par le zénith (il définit la direction nord-sud par son intersection avec l'horizon du lieu) ;
• l'équateur céleste, plan perpendiculaire à l'axe des pôles. Le soleil semble osciller de part et d'autre autour de ce plan au cours de l'année (+/- 23°27'30").

Dans un tel repère :

• l'écart angulaire entre l'axe des pôles et l'astre observé reste sensiblement constant au fil du temps : c'est ainsi que l'on mesure sa déclinaison (à ceci près que la déclinaison mesure l'écart du point observé non pas par rapport à l'axe des pôles, mais par rapport à l'équateur céleste, plan qui lui est perpendiculaire, parce que la déclinaison solaire oscille par rapport à ce plan) ;
• l'écart angulaire entre d'une part le plan méridien, et d'autre part le plan passant par l'astre observé et l'axe des pôles, varie régulièrement, à raison (en première approximation) d'un tour par 24 heures.

On peut donc repérer un astre observé, en première approximation, par deux quantités :

• son élévation au-dessus de l'équateur céleste, qui est sa « déclinaison », à peu près fixe ;
• l'heure de son passage dans le plan méridien (où l'observation est la plus facile), par rapport à une heure de référence, qui est son « angle horaire » ; cet « angle » étant exprimé en temps ou (à raison de 360° par 24 h, soit 15° par heure) en degrés.

Avec ce système, ayant observé à un moment donné un astre (soleil, lune, planète, étoile) à une position donnée (déclinaison et angle horaire), on pourra continuer à l'observer (en gros) plus tard, à la même déclinaison, et à un angle horaire qui se déduit directement du précédent en fonction du temps écoulé. C'est pour cette raison que les axes de rotation des télescopes sont souvent réglés sur le système de coordonnées horaires : le premier axe de rotation étant aligné avec l'axe des pôles, la déclinaison du point observé (seconde rotation) restera sensiblement fixe ; et cet axe de rotation du télescope étant mis en mouvement horaire uniforme en phase avec le temps universel, pour ajuster l'angle horaire de l'observation, l'astre observé restera dans le champ du télescope en suivant la rotation apparente de la voûte céleste.

Inversement, ayant observé tel astre à telle heure dans tel angle horaire donné, observer plus tard qu'il apparaît à un angle horaire différent permet d'estimer l'heure qu'il est : la voûte céleste se transforme en une gigantesque horloge.

C'est dans ce système que se calcule naturellement un cadran solaire, l'angle horaire du soleil (portion d'arc d'équateur comprise entre le plan du cercle horaire passant par l'astre et le plan du méridien céleste) correspondant à l'écart horaire par rapport au midi solaire, à raison de 15° par heure (360° par 24 heures). Dans ce système de coordonnées, la déclinaison du soleil est indifférente, seul compte son angle horaire pour déterminer l'heure solaire du lieu.