Un équinoxe est un instant de l'année où le Soleil traverse le plan équatorial terrestre, changeant ainsi d'hémisphère céleste.
Cette définition astronomique précise la définition préscientifique selon laquelle l'équinoxe est le jour de l'année pendant lequel la présence et l'absence du soleil dans le ciel sont d'égale durée (sur toute la surface de la Terre, la durée du jour est alors égale à celle de la nuit si l'on inclut dans celle-ci l'aube et le crépuscule, dont la clarté est due à la présence de l'atmosphère).
On appelle équinoxe de printemps (ou vernal), l'équinoxe de mars dans l'hémisphère nord et l'équinoxe de septembre dans l'hémisphère sud. On appelle équinoxe d'automne (ou automnal), celui de septembre dans l'hémisphère nord et de mars dans l'hémisphère sud. On appelle par extension « équinoxes » les jours de l'année pendant lesquels ces événements astronomiques se produisent : 20 ou 21 mars et 22 ou 23 septembre suivant les années.
Étymologie Le nom masculin équinoxe est un emprunt au latin classique , composé de (« égal ») et de , (« nuit »).
Astronomie Mécanique céleste
La Terre tourne autour du Soleil en un an environ. On appelle ce mouvement la révolution ou l’orbite de la Terre.
La Terre tourne sur elle-même en un jour environ. On appelle ce mouvement la rotation de la Terre.
L'axe de rotation de la Terre est incliné d'environ par rapport à l’axe de son orbite ( au , nutation comprise).
En conséquence, pendant environ une moitié de l'année, son hémisphère nord est orienté vers le Soleil, tandis que l'orientation est au profit de son hémisphère sud pendant l'autre moitié. Lors d'un équinoxe, les deux hémisphères sont orientés également par rapport au Soleil et celui-ci est situé directement au zénith de l'équateur.
Les pôles Nord et Sud sont également situés à cet instant sur le terminateur et le jour et la nuit divisent exactement les deux hémisphères.
Définitions modernes On appelle ligne d'équinoxe ou ligne équinoxiale la droite d'intersection du plan de l'écliptique — qui est celui de l'orbite de la Terre — avec le plan de l'équateur céleste — qui est celui de l'équateur terrestre. Elle est perpendiculaire à la ligne des solstices ou ligne solsticiale.
On appelle équinoxe ou point équinoxial un des deux points d'intersection de la ligne des équinoxes avec la sphère céleste.
Conséquences Réciproquement, du point de vue géocentrique, un équinoxe se produit lorsque le Soleil atteint l'une des deux intersections entre l'écliptique et l'équateur céleste ; sa déclinaison est alors nulle.
Une année connaît deux équinoxes ou points équinoxiaux : le premier, entre le 19 et le ; le second, entre le 21 et le (voir plus bas).
Positions apparentes du Soleil
Le Soleil n'étant pas un simple point lumineux vu de la Terre, sa traversée de l'équateur prend environ .
Passage du soleil au zénith Ce jour-là, il existe un point sur l'équateur terrestre où le Soleil culmine au zénith.
Par extension, équinoxes peut également désigner les jours de l'année pendant lesquels se produisent ces passages au zénith.
Trajectoire solaire Lors des équinoxes, le Soleil se lève presque exactement à l'est et se couche presque exactement à l'ouest. Du pôle Nord au pôle Sud, tous les points de la Terre situés sur un même méridien, reçoivent alors simultanément la lumière du Soleil durant la journée.
Dans l'hémisphère nord, le Soleil culmine au sud à un angle à peu près égal à 90° moins la latitude du point d'observation ; dans l'hémisphère sud, il culmine au nord de la même manière ; à l'équateur, il culmine au zénith.
Les diagrammes suivants décrivent de façon schématique la trajectoire apparente du soleil lors d'une journée d'équinoxe pour différentes latitudes.
Détermination La date de l'équinoxe peut se déterminer en observant le lever du Soleil, par rapport au point situé plein Est (ou plein Ouest pour le coucher) : l'équinoxe de printemps a lieu le jour où le Soleil cesse de se lever au sud de ce point, pour se lever au nord (mutatis mutandis pour le coucher du Soleil ou pour l'équinoxe d'automne). L'instant exact peut s'apprécier à partir de l'azimut solaire à ces deux levers consécutifs, en interpolant le moment où le Soleil passe à l'azimut 90° (ou 270° pour le coucher).
On dit souvent que « à l'équinoxe, le Soleil se lève à l'Est et se couche à l'Ouest », mais ce n'est qu'approximativement exact : cette règle néglige les déplacements du Soleil pendant cette journée. Le Soleil ne peut se lever exactement à l'Est que s'il se lève à l'instant précis de l'équinoxe, ce qui est le cas sur tout un méridien ; mais le temps que le Soleil se couche douze heures plus tard, sa déclinaison aura légèrement varié (d'un cinquième de degré), et il ne se couchera plus exactement à l'Ouest. La différence n'est cependant pas très sensible pour l'observation courante (un tiers de degré en azimut, pour les latitudes de l'ordre de 45°).
L'observation du Soleil au lever n'est pas très précise sur le plan astronomique, parce que c'est là que la réfraction atmosphérique est la plus forte, entraînant une incertitude sur l'heure du lever astronomique et donc sur son azimut. Un observatoire astronomique utilisera plutôt une lunette méridienne, pour déterminer (par interpolation entre deux midis solaires consécutifs) le moment où le Soleil passe sur l'équateur céleste, et a par conséquent une distance zénithale égale à la latitude du lieu d'observation.
Longueur d’un jour équinoxial
Le jour d'un équinoxe, le centre du Soleil passe à peu près le même temps au-dessus et en dessous de l'horizon pour tous les points de la surface de la Terre : 12 heures. Cependant, le Soleil n'étant pas perçu sur Terre comme un point lumineux mais comme une sphère, le jour y est plus long que la nuit car le limbe supérieur du Soleil peut être aperçu alors que son centre est toujours situé en dessous de l'horizon. De plus, l'atmosphère terrestre réfracte la lumière solaire : même si son limbe est situé juste sous l'horizon, ses rayons peuvent quand même atteindre la surface terrestre. En pratique, le rayon apparent du Soleil est d'environ 16 minutes d'arc et la réfraction atmosphérique de 34 minutes d'arc. La combinaison des deux implique que le limbe supérieur du Soleil peut être aperçu alors que son centre est situé à d'arc sous l'horizon réel. En conséquence, le jour est plus long de et que la nuit à l'équateur lors d'un équinoxe. Cette différence de durée augmente quand on se déplace vers les pôles : à Londres, elle est déjà de et , à Narvik (Norvège), elle atteint et et à des pôles, le Soleil reste en partie visible toute la journée.
Certains points de la surface terrestre suffisamment éloignés de l'équateur peuvent connaître une journée où la durée du jour et de la nuit sont quasiment identiques. Sa date exacte dépend de la latitude et de la longitude, mais les jours précédant l'équinoxe de printemps (ou suivant l'équinoxe d'automne) connaissent un jour supérieur à . Prendre en compte le crépuscule diminue encore la durée de la nuit.
Lors des équinoxes, la variation journalière de la durée du jour et de la nuit est la plus grande. Aux pôles, l'équinoxe marque la transition entre six mois de jour et six mois de nuit. Située au Svalbard loin au-delà du cercle Arctique, la ville norvégienne de Longyearbyen connaît de jour de plus tous les jours aux alentours de l'équinoxe de printemps. À Singapour (environ 1°17' N), cette variation n'est que de quelques secondes.
Longueur de l’année équinoxiale La période s'écoulant d'un équinoxe de printemps à l'autre ne vaut pas strictement une année tropique (qui est, par définition, la durée nécessaire pour que λ, la longitude écliptique du Soleil, s'accroisse exactement de 360°, actuellement environ ou , , s et (précisément , en l'an 2000, une valeur qui diminue lentement, actuellement de par siècle).
L’année équinoxiale de printemps, ou année vernale (, soit , , et ) est actuellement plus longue (de quelque ) que l'année tropique et va actuellement légèrement croissant avec le temps qui passe ( par siècle), et est plus courte de quelque que l'année grégorienne (, soit , , et ). Elles vont coïncider vers l'an 3600, puis l'année vernale va dépasser l'année grégorienne, puis diminuer et à nouveau coïncider avec elle vers 5700 avant de continuer à diminuer.
Le point vernal
La position apparente du Soleil sur la sphère céleste lors de l'équinoxe de mars est appelée point vernal.
Il est utilisé comme origine dans certains systèmes de coordonnées célestes : dans le système de coordonnées écliptiques, il est l'origine de la longitude écliptique ; dans le système de coordonnées équatoriales, il est l'origine de l'ascension droite.
À cause de la précession des équinoxes, la position du point vernal varie au fil du temps. Ces systèmes de coordonnées changent donc en conséquence. Ainsi, lorsqu'on donne les coordonnées célestes d'un objet dans l'un de ces systèmes, il est nécessaire de spécifier le point vernal (et l'équateur céleste) qui a servi à la mesure.
Dans ces systèmes, l'équinoxe automnal est situé à la longitude écliptique 180° et à l'ascension droite 12h.
Pour un observateur donné, son jour sidéral débute à la culmination du point vernal. L'angle horaire du point vernal est, par définition, le temps sidéral de l'observateur.
Dates Dans le calendrier grégorien Les dates des équinoxes sont liées par convention à celles du début du printemps et de l'automne.
Dans le calendrier grégorien, les dates d'équinoxes varient suivant les années (le tableau à droite les résume pour les années proches). Les faits suivants sont à prendre en compte : L’orbite terrestre n’est pas tout à fait circulaire et la vitesse de déplacement angulaire de la Terre autour du Soleil dépend donc de sa position (deuxième loi de Kepler). Par ailleurs la Terre est au plus près du Soleil (périhélie) début janvier. En conséquence, les saisons ont une durée inégale : printemps boréal (automne austral), de l’équinoxe de mars au solstice de juin : ; été boréal (hiver austral), du solstice de juin à l’équinoxe de septembre : ; automne boréal (printemps austral), de l’équinoxe de septembre au solstice de décembre : ; hiver boréal (été austral), du solstice de décembre à l’équinoxe de mars : . L'année civile standard n'est que de ; l'année tropique est d'environ . Les équinoxes se produisent donc quasiment six heures plus tard d'une année sur l'autre. Les années bissextiles permettent de décaler les dates d'équinoxes d'une journée tous les quatre ans. Ce décalage bissextile compense en partie la différence entre l'année civile et l'année tropique. Au bout de environLe retard moyen est de 0,25-0,2422 = par an, donc d'un jour entier tous les 1/0,0078 = environ. La suppression de bissextiles tous les compense assez bien ce retard en enlevant un jour tous les 400/3 = environ. À ce niveau de précision la variation séculaire du rapport de la durée de l'année tropique à la durée du jour intervient et nécessiterait d'autres ajustements dans un futur lointain. Paul Couderc, Le Calendrier, P.U.F., Que sais-je n°203, il conduit les équinoxes à se produire une journée plus tôt (ce qui est le problème du calendrier julien). Cela est partiellement compensé par l'absence d'année bissextile pour les années divisibles par 100 (mais pas par 400).
L'équinoxe de mars se produit donc, en heure UTC, les 19, 20 ou 21 mars : aux , l'équinoxe de mars est toujours tombé le 20 ou le ; il est tombé le quinze fois dans la seconde moitié du et cinq fois à la fin du (dernière occurrence en 1796). Il tombera de nouveau le en 2044 ; au cours du , il ne sera tombé le qu'en 2003 et 2007. Il ne tombera plus le avant 2102.
L'équinoxe de septembre peut avoir lieu, en heure UTC, les 21, 22, 23 ou 24 septembre :