Glossaire astronomique
Ce glossaire à pour but de vous aider à vous familiariser avec les différents termes employés en astronomie. Plus de 151 définitions sont actuellement disponibles.

Les définitions présentes dans ce lexique proviennent de Wikipédia.

Lettre:  A   B   C   D   E   F   G   H   I   J   K   L   M   N   O   P   Q   R   S   T   U   V   W   X   Y   Z 
Terme:

Aberration chromatique Haut de page

En optique géométrique, l'aberration chromatique désigne une aberration optique qui produit une image floue et aux contours irisés.

La cause de cette aberration est généralement la variation de l'indice de réfraction du matériau composant les lentilles en fonction de la longueur d'onde de la lumière qui les traverse. Il en résulte en une distance focale variable, de sorte que la mise au point ne peut être effectuée simultanément pour toutes les couleurs du spectre. Si, par exemple, la mise au point est effectuée pour le rouge, le bleu est alors flou : l'image d'un objet blanc présente alors sur ses bords une irisation bleutée.

En photographie et en astronomie, l'aberration chromatique est un problème récurrent qui se résout de différentes manières :
  • ajout d'un filtre laissant passer une bande spectrale étroite ;
  • utilisation préférentielle de miroirs (télescope) qui ne présente pas d'aberration chromatique (mais une aberration de sphéricité ou des aberrations de champ) ;
  • utilisation de verre optique de grande qualité, permettant de réduire la variation de l'indice de réfraction sur le spectre

    L'oeil peut également présenter des aberrations chromatiques qui sont détectées chez l'ophtalmologiste par un test de vision avec des filtres colorés.

    Voir aussi: Astronomie


Accrétion Haut de page

L'accrétion désigne en astrophysique, en géologie et en météorologie l'accroissement par apport de matière.

L'accrétion désigne la capture de matière par un astre sous l'effet de la gravitation. L'accrétion a lieu dans de nombreux contextes astrophysiques, lorsqu'un objet compact est situé dans un environnement de matière diffuse, notamment :
  • les étoiles en formation ;
  • les planètes en formation ;
  • les novae ;
  • les trous noirs, en particulier dans les noyaux actifs de galaxies.

L'accrétion transforme l'énergie mécanique du système objet-matière en énergie thermique (chaleur) et, par voie de conséquence, en rayonnement. Deux phénomènes concourent à libérer cette énergie :
  • la matière orbitant autour de l'étoile est freinée par des processus dissipatifs (par ex. viscosité turbulente) et finit par tomber sur l'objet compact ; cette perte d'énergie potentielle se traduit par un chauffage de la matière.
  • au moment de sa chute sur l'objet compact la matière perd une grande partie de son énergie cinétique de chute ; ce phénomène libère cette énergie sous forme thermique.

Le type de rayonnement émis lors de l'accrétion dépend de l'ordre de grandeur du taux d'accrétion (masse accrétée par unité de temps) et de la gravité. Les étoiles jeunes de type solaire, dont le champ gravité est modéré, dégagent généralement un excès infrarouge lié au freinage de la matière et un excès ultraviolet lié à la chute de la matière sur la surface de l'étoile. L'accrétion autour des trous noirs dégage essentiellement des rayon X et gamma en raison de la forte gravité qu'ils génèrent.

Autour des étoiles et des planètes en formation, et des trous noirs la matière accrète selon le plan équatorial du système et forme un disque d'accrétion. Cette accrétion est alors souvent accompagnée de flots polaires d'éjection, pouvant soustraire une proportion significative de matière du disque.

Voir aussi: Étoile, Astrophysique, Gravitation
Références: Ceinture de Kuiper, Cubewano, Nova, Nuage de Oort, Planétésimaux


Achondrite Haut de page

Achondrite est un terme utilisé en astronomie pour désigner un certain type de météorite pierreuse (moins de 35% de métal). Cette catégorie est elle même divisée en plusieurs sous groupes de météorites : les achondrites primitives, et les achondrites.

Les achondrites sont des météorites différenciées qui proviennent de la surface de gros astéroïdes. La roche et les chondres ont été fondu par le jeu d'un métamorphisme thermique, le métal a migré vers le centre de l'astéroïde. Elles sont très difficiles à reconnaître car leur texture et leur composition minérale est similaire à celle des roches terrestres.

Quelques chiffres : Les achondrites représentent environ 6% à 8% des chutes observées avec environ 940 météorites par an, d'un total d'environ 540 tonnes, recensé par la Meteoritical Society (Juillet 2005).

Les achondrites sont similaires aux chondrites ordinaires mais elles sont plus riches en calcium et moins en métaux. On suppose qu'elles sont le produit d'une fusion sur grande échelle apparue dans le corps céleste dont elles sont originaires, car elles ressemblent à des roches volcaniques.

Voir aussi: Astéroïde, Astronomie, Météorite


Albedo Haut de page

L'albédo est le rapport de l' énergie solaire réfléchie par une surface sur l' énergie solaire incidente. On utilise une échelle graduée de 0 à 1, avec 0 correspondant au noir, pour un corps avec aucune réflexion, et 1 au miroir parfait, pour un corps qui diffuse dans toutes les directions et sans absorption de tout le rayonnement électromagnétique visible qu'il reçoit.

Dans la pratique, un corps est perçu comme blanc dès qu'il réfléchit au moins 80% de la lumière d'une source lumineuse blanche. À l'inverse tout corps réfléchissant moins de 3% de la lumière incidente paraît noir.

Certaines matières ont un albédo très variable, comme les nuages par exemple. En revanche, les corps solides ont bien souvent des albédos fixes, qui caractérisent leur composition chimique. Par exemple, la lave a un albédo de 4 %, le sable entre 25 et 30 %, la glace entre 30 et 50 %, la neige (épaisse et fraîche) jusqu'à 90 %. L' albédo moyen Terrestre est de 0,3, toutes surfaces confondues.

L'albédo est utilisé en astronomie pour avoir une idée de la composition d'un corps trop froid pour émettre sa propre lumière, en mesurant la réflexion d'une source lumineuse externe, comme le Soleil par exemple. On peut différencier ainsi facilement les planètes gazeuses, qui ont un fort albédo, des planètes telluriques qui ont elles, un albédo faible.

Voir aussi: Astronomie


Amas globulaire Haut de page

En astronomie, un amas globulaire est un amas stellaire très dense, contenant typiquement une centaine de milliers d'étoiles, distribuées sphériquement, dans un volume de quelques kiloparsecs de rayon. Leur densité est ainsi nettement plus élevée que celle des amas ouverts.

Les amas globulaires pourraient être les vestiges du noyau d'une petite galaxie qui aurait été absorbée par une plus grande.

Notre Galaxie comprend environ 150 à 200 amas globulaires.

Certains d'entre eux, comme Oméga Centauri de notre Galaxie, sont très massifs : plusieurs millions de masses solaires.

Les amas globulaires font partie du halo galactique, ils orbitent autour du centre galactique à une distance de 1-100 kpc. C'est par leur étude que la position du soleil au sein de la Galaxie a pu être déterminée. En effet, jusque dans les années 1930 on pensait que le soleil se trouvait au milieu de la galaxie car la distribution des étoiles observables paraissait uniforme. Lorsqu'on a pris en compte la distance des amas globulaires, il est apparu que leur distribution était fortement asymétrique et que la partie observable du disque galactique n'en constituait qu'une fraction, le reste étant obscurci par le gaz et la poussière du disque galactique.

La plupart des amas globulaires sont très anciens et se sont probablement formés en même temps que leur galaxie hôte. Néamoins, certains amas globulaires de couleur bleue ont été récemment observés et leur couleur est, normalement, représentative des étoiles chaudes et jeunes. On ne sait pas encore si des amas globulaires peuvent se former relativement tard dans la vie d'une galaxie, mais il est probable que leur formation soit liée à des évènements catastrophiques, comme ceux accompagnant la collision de deux galaxies. Comme les amas globulaires contiennent les étoiles les plus âgées d'une galaxie, ils contribuent de façon importante à l'étude de l'évolution des étoiles et des galaxies.

Certaines étoiles de type particulier, comme les « blue stragglers », les pulsars-millisecondes ou les low-mass X-ray binaries, sont beaucoup plus communs dans les amas globulaires.

Parce que la densité des étoiles dans les amas globulaires est très élevée, les collisions ou quasi-collisions entre étoiles y sont parfois possibles, contrairement aux autres régions d'une galaxie.

Voir aussi: Amas stellaire, Astronomie, Galaxie


Amas ouvert Haut de page

En astronomie, un amas ouvert est un amas stellaire, groupant environ 100 à 1000 étoiles de même âge et liées entre elles par la gravitation, dont la dimension varie entre un diamètre de 1,5 à 15 pc, avec une moyenne de 4 à 5 pc.

Les amas ouverts sont peu lumineux et s'observent essentiellement dans notre Galaxie, où ils se situent dans le plan galactique, et dans les galaxies proches : les deux Nuages de Magellan et la nébuleuse d'Andromède.

Voir aussi: Amas stellaire, Astronomie, Diamètre, Galaxie, Gravitation, Nébuleuse


Amas stellaire Haut de page

Un amas stellaire est une concentration locale d'étoiles d'origine commune dans un espace dont les dimensions peuvent atteindre 200 pc, et liées entre elles par la gravitation.

Ces objets sont classés en plusieurs familles selon leur aspect ; ce sont, par compacité croissante : les associations stellaires, les amas ouverts et les amas globulaires.

Les amas stellaires se maintiennent par l'attraction gravitationnelle mutuelle de leurs membres. En raison d'influences internes (collisions avec d'autres membres de l'amas, évolution stellaire) et externes (collisions avec des objets massifs et influence de la galaxie hôte), les amas stellaires s'évaporent lentement. Leur durée de vie varie de quelques millions d'années pour des associations peu denses à plusieurs milliards d'années pour les amas globulaires massifs.

Les amas stellaires les plus lumineux et les plus proches sont visibles à l'oeil nu.

En général, à cause de leur population stellaire plutôt homogène et de leur distance relativement bien connue, les amas jouent un rôle important en astrophysique et en astrométrie.

Voir aussi: Astrophysique, Galaxie, Gravitation
Références: Amas globulaire, Amas ouvert


Analemme Haut de page

L'analemme, nom masculin (même racine que « lemme »), représente la figure en « 8 » tracée par les différentes positions du Soleil relevées à un instant donné et depuis un même lieu (mais peu importe sa latitude) au cours de l'année calendrier. Cette figure ne peut être mise en évidence que par photographie ou en simulant le phénomène dans un programme d'astronomie ou à l'aide d'un planétarium. Cette figure n'est pas propre à la Terre et peut être visible, sous d'autres formes (boucle ou goutte d'eau) depuis les autres planètes du système solaire.

La coordonnée verticale d'un point correspond à la déclinaison du Soleil alors que la position horizontale indique le décalage entre l'heure solaire apparente et l'heure solaire moyenne (c'est-à-dire le jour donné par une montre). L'écart entre ces deux temps s'appelle équation du temps et est la résultante de deux effets: premièrement, à cause de l'excentricité de l'orbite de la Terre et de la deuxième loi de Kepler, la vitesse apparente de rotation du Soleil n'est pas constante; deuxièmement, le temps solaire moyen est donné pour un soleil fictif se déplaçant autour de l'équateur alors que le Soleil se déplace le long de l'écliptique, il faut donc tenir compte de l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre par rapport au plan de l'écliptique.

La forme de l'analemme dépend de l'heure et de l'époque considérée: vers midi local, la forme du huit est presque droite par rapport au méridien, comme sur l'illustration présentée ci-contre; à d'autres heures de la journée le huit est incliné à gauche (matin) ou à droite (après-midi). Même à midi, la forme n'est pas symétrique car, actuellement, les dates de passage au périhélie et à l'aphélie (symétrie pour ce qui concerne l'effet de l'excentricité) ne correspondent pas avec les solstices (symétrie pour ce qui concerne l'effet de l'inclinaison).

Cette forme est souvent utilisée pour améliorer la précision des cadrans solaires afin de tenir compte des différences entrainées par les saisons.

Voir aussi: Écliptique, Équateur, Équation du temps, Aphélie, Astronomie, Déclinaison, Excentricité, Inclinaison, Méridien, Orbite
Références: Équation du temps


Année bissextile Haut de page

Une année bissextile est une année de 366 jours au lieu de 365, c'est-à-dire une année comprenant un 29 février. Le terme vient du latin bis-sextilis, qui signifie « deux fois (bis) sixième (sextus) ».

Depuis l'instauration du calendrier grégorien :
  • 1. Les années divisibles par 4 sont bissextiles, pas les autres. 2. Exception : les années divisibles par 100 ne sont pas bissextiles.
  • 3. Exception à l'exception (!) : les années divisibles par 400 sont bissextiles.

Ainsi, l'an 2004 était bissextile suivant la règle 1, l'an 1900 n'était pas bissextile car concerné par la règle 2 et l'an 2000 était bissextile car concerné par la règle 3.

Le calendrier julien qui était en cours avant le calendrier grégorien ne connaissait que la première règle.

La longueur précise de l'année terrestre est 365,2422 jours. Avec ces règles, le calendrier julien avait une année moyenne de 365,25 jours, ce qui a engendré l'accumulation d'une dizaine de jours de retard en quinze siècles. Ce retard fut corrigé par l'instauration du calendrier grégorien et une année de 10 jours plus courte. Celui-ci a une année moyenne de 365,2425 jours, ce qui est encore un peu trop long, mais n'engendre qu'une erreur de 3 jours en 10 000 ans.

Voir aussi: Bissextile
Références: Bissextile


Année lumière Haut de page

L'année-lumière (symbole al) est une unité de longueur utilisée en astronomie : une année-lumière est la distance parcourue dans le vide par la lumière en un an, soit environ 10 000 milliards de kilomètres.

Plus précisément, une année-lumière est définie comme la distance parcourue par un photon dans le vide et hors de tout champ gravitationnel ou magnétique, en une année julienne (365,25 jours de 86 400 secondes chacun). La vitesse de la lumière dans le vide étant (par définition) de 299 792 458 m/s, une année-lumière est exactement égale à 9 460 730 472 580 800 m (ou ~9,46 pétamètres).

L'année-lumière est utilisée pour mesurer des grandes distances, telles que la distance entre une étoile et le système solaire.

Les autres unités de distance utilisées en astronomie sont :
  • le parsec (pc) : c'est l'unité utilisée par les astronomes (et non l'année-lumière, destinée au grand public) ; une année-lumière vaut 0,3066 pc ;
  • l'unité astronomique (ua), ; une année-lumière vaut 63 239,439 ua.

Exemples :
  • L'étoile la plus proche du système solaire, Proxima Centauri, se trouve à 4,22 années-lumière.
  • Le halo de notre Galaxie a un diamètre d'environ 100 000 années-lumière.


Voir aussi: Étoile, Astronomie, Diamètre, Galaxie, Parsec, Unité astronomique, Vitesse de la lumière
Références: Unité astronomique


Aphélie Haut de page

L'aphélie est le point de l'orbite d'un objet (planète, comète, etc.) où il est le plus éloigné du Soleil, autour duquel il tourne.

On prononce apélie et non afélie car il ne s'agit pas d'un . grec mais de la rencontre accidentelle d'un p et d'un h.

La Terre décrit une orbite elliptique dont le Soleil occupe un des foyers. Elle est à l'aphélie vers le 3 juillet, à une distance de 1,017 ua.

Pour plus de détails, voir apoapside.

L'antonyme de aphélie est périhélie.

Voir aussi: Apoapside, Comète, Orbite
Références: Analemme, Apoapside, Aten, Périphélie


Apoapside Haut de page

L'apoapse, apoapside, apside supérieure ou apocentre est le point de l'orbite d'un objet céleste où la distance est maximale par rapport au foyer de l'orbite.

Son antonyme est périapse, périapside ou péricentre.

La distance du centre de masse à l'apoapse peut se calculer de la façon suivante : d = a(1 + e) où a est la longueur du demi-grand axe et e est l'excentricité.

Dans le cas d'une étoile ou des principaux objets du système solaire, on utilise un terme spécialisé apparenté (seuls aphélie, apogée et apastre sont couramment utilisés) : Ces termes sont formés en prenant la racine grecque du corps correspondant. Notez que Aphélie, Aphèrme et Aphade se prononcent Ap-, le ph étant un artéfact de la graphie. Les termes Apolune et Apojove sont à éviter. On voit parfois aussi Apocynthe dans le cas d'un satellite artificiel de la Lune.

Voir aussi: Étoile, Aphélie, Apogée, Apside, Excentricité, Orbite, Périapside
Références: Aphélie, Apogée, Apside, Périapside, Périastre, Périgée


Apochromatique Haut de page

Se dit d'un doublet optique comprenant au moins une pièce en verre de très haute qualité (fluorine...). Cet objectif se retrouve dans certaine lunettes astronomique.

Voir aussi: Doublet, Objectif


Apogée Haut de page

L'apogée, dans les domaines de l'astronomie et de l'astronautique, est le point extrême de l'orbite elliptique d'un astre ou d'un corps céleste artificiel par rapport au centre de la Terre, autour de laquelle il orbite.

Pour plus de détails, voir apoapside.

Voir aussi: Apoapside, Astronomie, Orbite
Références: Apoapside, Zénith


Apside Haut de page

Le périapse, périapside, péricentre ou apside inférieure est le point de l'orbite d'un objet céleste où la distance est minimale par rapport au foyer de cette orbite.

Son antonyme est apoapside, apoapse ou apocentre.

La distance du centre de masse au périapse peut se calculer de la façon suivante : q = a(1 . e) où a est la longueur du demi-grand axe et e est l'excentricité.

Dans le cas d'une étoile ou des principaux objets du système solaire, on utilise un terme spécialisé apparenté (seuls périhélie, périgée et périastre sont couramment utilisés) : Ces termes sont formés en prenant la racine grecque du corps correspondant. Les termes Périlune et Périjove sont à éviter. On voit parfois aussi Péricynthe dans le cas d'un satellite artificiel de la Lune.

Voir aussi: Étoile, Apoapside, Excentricité, Orbite, Périapside, Périastre, Périgée
Références: Apoapside, Périapside, Périastre, Périgée


Ascension droite Haut de page

En astronomie, l'ascension droite (a ou .) est un terme associé au système de coordonnée équatoriale, qui est l'équivalent sur la sphère céleste de la longitude.

Tout comme la longitude d'un lieu mesure l'angle entre le méridien de ce lieu et un méridien de référence appelé aussi méridien principal, l'ascension droite d'un astre mesure l'angle entre le cercle horaire de ce lieu et un cercle horaire de référence. De même que l'intersection entre le méridien de Greenwich et l'équateur sert de point d'origine pour la latitude et la longitude terrestre, il existe un point d'origine pour la déclinaison et l'ascension droite. Ce point, appelé point vernal et noté g ou ., est un des deux points où l'équateur céleste et l'écliptique se croisent et le cercle horaire passant par ce point est le cercle horaire de référence.

L'ascension droite se mesure toujours en angle horaire exprimé en heures (H), minutes (M), secondes en temps sidéral; une heure étant équivalente à 15 degrés.

L'ascension droite permet aussi de déterminer facilement combien de temps il faudra à un astre pour atteindre un certain point dans le ciel. Par exemple, si une étoile d'ascension droite 01:30:00 est au zénith, il faudra 18h30 à une autre étoile d'ascension droite 20:00:00 pour être au zénith (20h00 - 1h30).

Voir aussi: Écliptique, Équateur, Équateur céleste, Étoile, Astronomie, Déclinaison, Méridien, Zénith
Références: Coordonnées équatoriales, Monture équatoriale


Astérisme Haut de page

En astronomie, un astérisme est une forme composée des étoiles dans le ciel de la Terre qui ne constitue pas une constellation officielle. Par exemple :
  • la grande cuillère/casserole dans la Grande Ourse ;
  • la petite cuillère/casserole dans la Petite Ourse ;
  • la cruche de thé dans le Sagittaire ;
  • la ceinture d'Orion ;
  • le Triangle d'été (Deneb, Altaïr et Véga, ou . Cygni, Aquilae, et Lyrae) ;
  • la Croix du nord dans le Cygne ;
  • le Grand carré de Pégase (qui comprend . Andromedae) ;
  • la jarre du Verseau ;
  • la faucille dans le Lion ;
  • la Fausse croix, ressemblant à la Croix du Sud.

Un astérisme antique, la Chevelure de Bérénice, est de nos jours officiellement une constellation.

Voir aussi: Astronomie, Constellation
Références: Constellation


Astéroïde Haut de page

Un astéroïde est un objet céleste dont la taille varie de quelques dizaines de mètres à plusieurs kilomètres de diamètre et qui tourne autour du Soleil. Arbitrairement, les objets de moins de 50 m de diamètre sont appelés des météoroïdes. Les astéroïdes font partie de notre système solaire et ne sont pas les satellites d'une planète. On suppose que les astéroïdes sont des restes du disque protoplanétaire qui ne se sont pas regroupés en planètes pendant sa formation.

Voir aussi: Diamètre
Références: Achondrite, Astéroïde troyen, Ceinture d'astéroïdes, Géocroiseurs, Lacunes de Kirkwood, Troyen


Astéroïde troyen Haut de page

Originellement, les astéroïdes troyens sont un groupe d'astéroïdes situés aux alentours des points de Lagrange L4 et L5 de l'orbite de Jupiter, c'est-à-dire qu'ils possèdent la même orbite mais sont situés à 60° en avant ou en arrière par rapport à Jupiter.

Le même terme est utilisé pour désigner d'autres astéroïdes ayant une orbite similaire mais avec une autre planète. En théorie, n'importe quelle planète peut accueillir sur son orbite des astéroïdes troyens. Toutefois, des calculs indiquent que les points L4 et L5 de Saturne ne sont pas stables à cause de l'influence de Jupiter.

Dans, le système solaire, la quasi-totalité des troyens sont sur l'orbite de Jupiter. Ils sont situés entre 5,05 et 5,40 ua du Soleil et forment le deuxième groupe d'astéroïdes le plus important, après ceux de la ceinture principale.

On pense actuellement qu'Edward Barnard effectua la première observation d'un astéroïde troyen en 1904, mais l'importance de cette observation passa inaperçue. On supposa qu'il s'agissait de Ph.bé, la lune de Saturne alors récemment découverte et située à 2 minutes d'arc, ou même d'une étoile. L'identité du point de lumière observé par Barnard ne fut pas réalisée avant que ne fût calculée l'orbite du troyen (12126) 1999 RM11, un objet (re)découvert en 1999.

En février 1906, l'astronome allemand Max Wolf découvrit un astéroïde au point de Lagrange L4 du système Soleil-Jupiter et le nomma (588) Achille, d'après Achille, un des héros de L'Iliade. L'étrangeté de son orbite fut remarquée après quelques mois et rapidement d'autres astéroïdes furent découverts près de ces deux points.

Il y a actuellement (juillet 2004) 1679 astéroïdes troyens connus : 1051 près de L4, et 628 près de L5. Sans aucun doute, il y en a de nombreux autres, mais trop petits pour être vus avec les instruments actuels. Le plus gros des troyens est (624) Hector, il mesure 370×195 km.

À la suite de Wolf, ces astéroïdes reçurent des noms associés à L'Iliade. En fait, ceux du point L4 sont nommés le groupe d'Achille, d'après les héros grecs commandés par Agamemnon, et ceux du point L5 le groupe des Troyens, d'après les héros de la cité de Troie du roi Priam. Le groupe des Troyens est aussi parfois appelé groupe de Patrocle pour moins de confusion. Le nom de ce groupe vient de (617) Patrocle, le plus gros de ses astéroïdes, bien que le héros Patrocle fut du côté grec durant la guerre de Troie, car il fut le premier astéroïde découvert au point L5, avant que la règle Grèce-Troie ne fût instaurée. Le groupe d'Achille contient aussi un astéroïde « transfuge » : (624) Hector.

Comme L'Iliade relate les événements de la guerre de Troie, tous ces astéroïdes (ceux des groupes d'Achille et de Patrocle) furent collectivement désignés astéroïdes troyens. Si, à strictement parler, ce terme s'applique uniquement aux astéroïdes situés aux points de Lagrange L4 et L5 de Jupiter, ce terme est dorénavant utilisé de façon plus générale pour tous les petits corps célestes situés aux points de Lagrange L4 et L5 de tout autre corps. On ne connaît peu de Troyens non-joviens : (5261) Eurêka, un troyen de Mars, et 2001 QR322 et 2004 UP10, deux troyens de Neptune.

Par ailleurs, plusieurs des lunes de Saturne ont la particularité de se situer à des points de Lagrange : d'une part Télesto et Calypso sont situés respectivement aux points L4 et L5 de Téthys et d'autre part Dioné et Hélène se partagent la même orbite à 60° l'une de l'autre.

Voir aussi: Étoile, Astéroïde, Lagrange, Orbite, Point de Lagrange, Troyen
Références: Troyen


Astrolabe Haut de page

L'astrolabe (ou Almincantarat, de l'arabe : Al-Muqantara) fut le principal instrument de navigation depuis le XVIe siècle jusqu'au XVIIIe siècle, au moment où fut inventé le sextant.

Un astrolabe se compose d'un cercle gradué en degrés (rapporteur) avec un bras tournant attaché à son centre. Quand la marque 0° sur le cercle est alignée avec l'horizon et une étoile, ou tout autre corps céleste, est visé à l'extrémité du bras mobile, la position de l'étoile peut être lue (« prise ») sur le cercle gradué. L'étymologie latine du nom provient de cette action : astro = étoile, labe = prendre.

Sur le plateau (mater) sont gravées des lignes qui représentent la projection stéréographique de la sphère céleste, uniquement valides pour une latitude géographique donnée. Sur cette grille de coordonnées tourne le rete, qui est un cadre avec des points représentant les étoiles fixes. En ajustant l'instrument au temps local, la position d'une étoile peut être lue sur la grille. Réciproquement, l'instrument peut être ajusté à la position mesurée, le temps pouvant alors être lu sur l'échelle.

L'astrolabe a probablement été inventé par Hipparque et amélioré dans le monde islamique, avant d'atteindre l'Europe vers 970, par l'intermédiaire du moine Gerbert d'Aurillac, qui le ramena d'Espagne, d'où il rapporta nombre de connaissances scientifiques transmises par les Arabes, qui occupaient en partie la péninsule ibérique. L'auteur anglais Geoffrey Chaucer (v.1343.1400) a écrit un traité sur l'astrolabe pour son fils.

Au XVe siècle, le fabricant d'instrument français Jean Fusoris (v.1365.1436) a commencé à les vendre dans son magasin à Paris, avec des cadrans solaires portatifs et d'autres instruments scientifiques populaires à cette époque.

Voir aussi: Étoile, Coordonnées


Astronomie Haut de page

L'astronomie est la science de l'observation des astres, à partir de laquelle elle établit l'origine, l'évolution, les propriétés physiques et chimiques des astres, la mécanique céleste. Astronomie vient du grec et signifie loi des astres. L'astronomie est une des rares sciences où les amateurs peuvent encore jouer un rôle actif. Elle est en effet pratiquée à titre de loisir auprès d'un large public d'astronomes amateurs : les plus passionnés et expérimentés d'entre eux participent à la découverte d'astéroïdes et de comètes.

Références: Éclipse, Équinoxe, Aberration chromatique, Achondrite, Albedo, Amas globulaire, Amas ouvert, Analemme, Année lumière, Apogée, Ascension droite, Astérisme, Astrophotographie, Astrophysique, Biosphère, CCD (Charge Coupled Device), Comète, Coordonnées, Coordonnées horizontales, Déclinaison, Exoplanète, Géocroiseurs, Galaxie, Luminosité, Magnitude absolue, Magnitude apparente, Monture équatoriale, Nébuleuse, Nadir, Nova, Nuage de Oort, Occultation, Parsec, Téléscope, Zénith


Astrophotographie Haut de page

L'astrophotographie, souvent appelée simplement astrophoto, est une discipline de l'astronomie qui consiste à effectuer des photographies d'objets célestes.

La première utilisation de l'astrophotographie est crédité à John William Draper en 1840, Max Wolf l'a popularisé pour la recherche d'astéroïdes dans les années 1890.

On peut distinguer plusieurs catégories d'astrophotographie selon le niveau de difficulté :
  • L'astrophotographie lunaire, qui concerne la lune ;
  • L'astrophotographie planétaire, qui concerne les 8 autres planètes du système solaire et leurs satellites ;
  • L'astrophotographie de ciel profond, qui, par opposition aux précédentes, s'intéresse aux objets célestes de faible magnitude, comme les galaxies, les nébuleuses, etc. ;
  • L'astrophotographie à grand champ, qui vise à la recherche d'astres errants tels que les comètes ou les astéroïdes ;
  • La photographie solaire, qui étudie les changements d'apparence de la chromosphère, en particulier l'évolution des tâches solaires.

De même, il y a plusieurs techniques d'astrophotographie :
  • L'astrophotographie argentique, qui utilise les classiques pellicules photographiques, permet d'avoir un très grand champ ;
  • L'astrophotographie numérique, basée sur l'emploi des très sensibles capteurs CCD, est bien plus utilisée dans le monde professionnel en raison de ses performances, et se répand progressivement chez les astrophotographes amateurs grâce à l'avènement des webcams (on parle aussi d'astrocam).


Voir aussi: Astronomie, Chromosphère, Magnitude
Références: Chambre de Schmidt, Oculaire, Rapport f/D


Astrophysique Haut de page

L'astrophysique est la branche de l'astronomie qui concerne principalement la physique de l'univers, y compris la luminosité, la densité, la température et la composition chimique des étoiles, des galaxies et du milieu interstellaire.

Actuellement, les astronomes ont une formation en astrophysique et leurs observations sont généralement étudiées dans un contexte astrophysique, de sorte qu'il y a moins de distinction entre ces deux disciplines qu'auparavant.

Il existe différentes disciplines en astrophysique :
  • Cosmologie
  • Planétologie
  • Exobiologie
  • Instrumentation
  • Physique stellaire
  • Héliosismologie et astérosismologie
  • Physique du milieu
  • Les plasmas astrophysiques


Voir aussi: Astronomie, Luminosité
Références: Accrétion, Amas stellaire



Les astéroïdes Aten sont un groupe d'astéroïdes, nommés d'après (2062) Aten, le premier membre découvert. Ils possèdent un demi-grand axe de moins d'une unité astronomique.

Presque tous les Aten possèdent un aphélie supérieur à une unité astronomique (ua). Les astéroïdes Apohele sont une sous-classe des Aten dont les membres ont leur aphélie à l'intérieur de l'orbite de la Terre. A l'heure actuelle (mi-2005), seuls deux Apohele étaient connus : 2003 CP20 et 2004 JG6.

Le plus petit demi-grand axe est celui de (66391) 1999 KW4 avec 0,642 ua (son excentricité de 0,688 l'amène au périhéli à 0,200 ua du Soleil, bien en deçà de l'orbite de Mercure, pour un aphélie de 1,084 ua). Il est cependant possible que le demi-grand axe de 2004 JG6 soit encore plus petit (0,635 ua, mais son orbite ne croise pas celle de Mercure).

Les Aten sont donc presque tous des astéroïdes géocroiseurs. Pendant une courte période à la fin de 2004, (99942) Apophis semblait menacer de s'écraser sur la Terre en 2029, mais des observations antérieures furent trouvées qui permirent de préciser son orbite et d'éliminer cette possibilité (même si une toute petite probabilité subsiste pour 2035 et 2036).

Voir aussi: Aphélie, Excentricité, Géocroiseurs, Orbite, Unité astronomique


Aurore Haut de page

Le mot aurore désigne le moment de la journée où le jour se lève.

Références: Aurore polaire, Vent solaire


Aurore polaire Haut de page

Une aurore polaire (également appelée aurore boréale dans l'hémisphère nord et aurore australe dans l'hémisphère sud) est un phénomène lumineux caractérisé par des sortes de voiles extrêmement colorée dans le ciel nocturne.

Provoquées par l'interaction entre les particules chargées du vent solaire et la haute atmosphère, les aurores se produisent principalement dans les régions proches des pôles magnétiques, dans une zone annulaire justement appelée "zone aurorale" (entre 65 et 75° de latitude magnétique).

Voir aussi: Aurore, Vent solaire


Austral Haut de page

Austral, australe, australs (adjectif) Désigne ce qui se situe du côté sud du globe terrestre, et plus spécialement ce qui se situe près du pôle sud.

Exemple : Les terres australes qui comprennent les îles kerguelen, les îles Crozet, l'île Amsterdam et l'île Saint Paul.

Synonymes (au sens large): midi , méridional , sud.

Références: Écliptique, Constellation


Azimut Haut de page

L'azimut est la position d'un objet par rapport à l'horizon indiqué par une boussole.

Mesuré en degrés, minutes et secondes, le nord a un azimut de 0°, l'est de 90°, le sud de 180° et l'ouest de 270°.

Concernant les coordonnées célestes, l'autre mesure est l'altitude.

Voir aussi: Coordonnées
Références: Coordonnées horizontales