Petite constellation à l'ouest de l'Aigle. Giuseppe Piazzi (1746-1826) a malicieusement nommé ses étoiles α (alpha) et β (bêta) du nom latinisé et inversé de son fidèle assistant : Nicolaus Venator. Son sigle est Del (Delphinus).
Coordonnée verticale dans les systèmes de coordonnées équatoriales et de coordonnées horaires. Angle compris entre la direction d'un astre et le plan de l'équateur céleste. Il est compté de 0° à 90°, positivement vers le pôle Nord et négativement vers le pôle Sud. Elle se note δ (delta).
Déflexion (de la lumière)
Légère déviation de la trajectoire d'une onde lumineuse en passant près d'un corps massif. Prévu par la théorie de la relativité générale, ce phénomène a été observé pour la première fois par Arthur Stanley Eddington (1882-1944) lors de l'éclipse totale du Soleil du 29 mai 1919.
Diagramme H-R (ou de Hertzsprung-Russel)
Diagramme composé d'un axe horizontal, portant la température de surface des étoiles en kelvins, et d'un axe vertical fonction de leur luminosité intrinsèque pouvant être exprimée en luminosité solaire, magnitude absolue…
Élaboré indépendamment par Ejnar Hertzsprung (1873-1967) et Henry Russell (1877-1957), entre 1905 et 1913, il met en évidence une courbe en S, appelée la séquence principale, sur laquelle se positionnent les étoiles stables qui brûlent leur hydrogène. Les autres étoiles occupent des emplacements spécifiques : les géantes et supergéantes dans la partie supérieure droite et les naines blanches dans le coin inférieur gauche.
Schématisation d'un diagramme H-R
Diagramme de Hubble
Représentation des différentes formes de galaxies d'après la classification faite par Edwin Hubble (1889-1953) en 1925.
Diagramme de Hubble
Diamètre apparent (ou diamètre angulaire)
Angle sous lequel un astre est perçu par l'observateur depuis la Terre ; il dépend à la fois du diamètre réel et de la distance. La Lune a un diamètre réel de 3 480 km, elle est à une distance moyenne de 384 400 km, son diamètre apparent est d'environ 0,5° (ou 30').
Diffusion atmosphérique
Principe de la diffusion atmosphérique
En physique, pour des ondes électromagnétiques, le terme « diffusion » désigne le renvoi, dans toutes les directions, de la lumière qui frappe la surface d'un corps. L'atmosphère terrestre diffuse la lumière solaire de manière sélective. Pour un photon, la probalité d'être diffusé par un atome ou une molécule est proportionnelle à l'inverse de sa longueur d'onde (λ) portée à la puissance 4 : 1 / λ4. Cette dépendance avec la longueur d'onde fait que la diffusion atmosphérique n'est pas la même pour toutes les couleurs : la partie bleue du spectre électromagnétique (de courte longueur d'onde) est davantage diffusée que la partie rouge. Pour cette raison, un ciel pur nous paraît bleu (en présence de gouttelettes d'eau en suspension — de dimensions supérieures aux longueurs d'ondes de la lumière visible —, le rayonnement est diffusé sur tout le spectre, ce qui donne une teinte grise aux nuages) ; de même, le rougissement du Soleil devient plus prononcé au ras de l'horizon à cause d'une épaisseur d'atmosphère plus grande à traverser. Ce rougissement ne doit pas être confondu avec l'effet Doppler.
Distance zénithale
La distance zénithale d'un astre est l'angle formé entre la direction du zénith et celle de cet astre, mesuré depuis le zénith de 0° à 180°. Son complément est la hauteur Hauteur : dans le système de coordonnées horizontales, c'est l'angle que forme la direction d'un astre avec le plan horizontal. Glossaire.
Constellationcircumpolaire « enroulée » autour de la Petite Ourse. Cette région de ciel est le radiant de deux « pluies de météores » : les Draconides et les Quadrantides. Cette dernière appellation trouve son origine dans celui du Quadrant, une constellation disparue qui se superposait approximativement sur le Dragon et le nord du Bouvier. Son sigle est Dra (Draco).
Éclipse
Passage d'un corps céleste dans le cône d'ombre d'un autre astre. Lors d'un alignement parfait Soleil-Terre-Lune, notre satellite passe dans l'ombre de la Terre : c'est une éclipse lunaire. Le terme « éclipse de Soleil » couramment employé est impropre, le Soleil étant masqué par la Lune, il s'agit d'une occultation.
Éclipse lunaire
Assombrissement de la surface lunaire lors de son passage dans le cône d'ombre de la Terre. L'orbite de la Lune n'étant pas sur le même plan que celui de la Terre (écliptique), mais inclinée d'un peu plus de 5°, ce phénomène ne peut se reproduire à chaque opposition (phase de Pleine Lune). Il faut que l'alignement Soleil-Terre-Lune se fasse aux abords d'une intersection (nœud ascendant ou nœud descendant) des plans orbitaux. La périodicité de ce phénomène est légèrement inférieure à 6 mois, il peut donc y avoir entre 2 et 3 éclipses lunaires par an. Elles sont visibles depuis tout un hémisphère terrestre.
Orbite lunaire : une éclipse ne peut se produire qu'aux abords d'une intersection des plans orbitaux (nœuds).
Écliptique
Projection du plan de l'orbite terrestre sur la voûte céleste. Pour cette raison, il correspond également au déplacement apparent du Soleil parmi les étoiles sur une année. Il forme un angle de 23° 27' avec le prolongement de l'équateur terrestre : l'équateur céleste.
Les planètes du Système solaire ont toutes une orbite proche du plan de l'écliptique. Cette appellation vient du fait qu'il se produit une éclipse lorsque la Terre, la Lune et le Soleil sont parfaitement alignés sur ce plan.
Inclinaison des orbites des planètes du Système solaire par rapport au plan de l'écliptique - Source image : Guillaume Cannat
Petite constellation au sud-ouest de l'Aigle. Son sigle est Sct (Scutum).
Effet Doppler (également appelé : effet Doppler-Fizeau ou Redshift).
Modification de la longueur d'une onde électromagnétique (effet Doppler) ou acoustique (effet Fizeau) en raison du changement apparent de la périodicité (ou fréquence) reçue par un observateur fixe par rapport à une source émettrice mobile (ou inversement). Si la source s'éloigne de l'observateur, la longueur d'onde augmente (ou la fréquence diminue) ; le phénomène est inverse dans le cas opposé.
Exemple : la hauteur du son d'un véhicule est modifiée par son déplacement relatif par rapport à l'observateur ; il est perçu plus aigu lorsqu'il se rapproche de nous, il devient plus grave lorsqu'il s'éloigne. La distance entre la source et l'observateur étant variable, l'effet Fizeau affecte le signal périodique car la durée de parcours des signaux varie en fonction du sens du déplacement.
Une source immobile émet des ondes de longueur d'onde \( \lambda_{rep} \). Les observateurs A et B mesure une longueur d'onde \( \lambda_{rep} \) identique.
Si la source est en mouvement vers l'observateur B, les ondes situées en avant de la source sont comprimées, celles qui se trouvent en arrière sont étirées. L'observateur A mesure une longueur d'onde \( \lambda_{obs} \) supérieure à \( \lambda_{rep} \), à l'inverse l'observateur B mesure une longueur d'onde \( \lambda_{obs} \) inférieure à \( \lambda_{rep} \).
Perception d'une émission d'une source immobile (à gauche) et en mouvement (à droite)
En astrophysique, cet effet est utilisé pour connaître la vitesse radiale des objets célestes après étude de leur spectre électromagnétique. Si le décalage de la lumière émise, dans le visible, par une galaxie se fait vers le rouge (les ondes les moins énergétiques) elle s'éloigne de nous. La mesure de ce décalage (noté \( Z \)) est obtenu en comparant les raies spectrales du spectre de l'objet en mouvement avec son équivalent obtenu au repos en laboratoire. Il est caractérisé par la relation : \[ Z = \Delta\lambda/\lambda \] avec \( \Delta\lambda = \lambda_{obs}/\lambda_{rep} \).
Voir la vidéo L'effet Doppler sur le site du CEA.
Einstein Albert (Ulm, 1879-Princeton, 1955)
Figure majeure de la science contemporaine, Albert Einstein est né allemand, il prend la nationalité suisse en 1900, puis américaine en 1940. Entre 1905 et 1916, il édifie une théorie générale de l'Univers, dite Théorie de la Relativité, expliquant de nombreux phénomènes observés au niveau atomique (Relativité restreinte) et astronomique (Relativité générale). Surtout célèbre pour son équation : \( E = mc^{2} \) (équivalence entre énergie \( E \) et masse \( m \) d'un corps, \( c \) étant la célérité de la lumière dans le vide) donnant la force de libération de l'énergie nucléaire, il reçoit le prix Nobel de physique 1921 pour ses travaux sur les quanta et l'explication de l'effet photoélectrique. Il a également travaillé à une théorie unitaire des champs, réunification des forces gravitationnelle et électromagnétique.
Une pleine close de 170 km de diamètre, située sur le limbe lunaire (16,6 °N-88,5 °O), porte son nom ainsi que l'astéroïde n° 2001.
Élongation
Élongations maximum de Mercure et Vénus
Écart angulaire d'un astre au Soleil, mesuré depuis la Terre. Ces élongations sont dites orientales ou occidentales, selon qu'une planète est vue à l'est ou à l'ouest du disque solaire. Pour les planètes inférieures, orbitant à l'intérieur de l'orbite terrestre, elles ne peuvent être observables en pleine nuit et à l'opposé du Soleil. Leurs élongations passent par deux maxima en raison de l'excentricité de leurs orbites : 16° 15' et 27° 45' pour Mercure, 45° et 47° 45' pour Vénus. Ces deux planètes ne sont donc observables que le matin ou le soir et à l'approche d'une élongation. Les planètes supérieures ont une élongation pouvant varier de 0° à 180°. Une élongation égale à 0° équivaut à une conjonction.
Émersion
C'est la fin d'une occultation, soit la réapparition du Soleil ou d'une étoile sur le bord lunaire, ou d'un satellite derrière une planète.
Épacte
Nombre de jours séparant la dernière Nouvelle Lune d'une année au premier janvier suivant. Une fois cette valeur connue il est possible de calculer les dates de Nouvelle Lune de la nouvelle année.
Éphémérides
Listes de données astronomiques, généralement présentées sous forme de tables, donnant la position, heures de lever et coucher, éclat, etc., d'un astre pour une date donnée. Elles sont éditées annuellement par l'IMCCE (Institut de Mécanique Céleste et de Calculs des Éphémérides).
Épicycle
Petit cercle dont le centre décrit un autre cercle. L'épicycle a permis aux grecs d'expliquer certains mouvements planétaires à partir de mouvements uniquement circulaires et uniformes (ex : le mouvement rétrograde).
Équateur
L'équateur est l'intersection de la surface d'un astre et du plan situé à égale distance de ses pôles, il marque la latitude zéro. Par extension, l'équateur céleste est la projection de l'équateur terrestre sur la sphère céleste. De la même manière, l'équateur galactique sert de plan fondamental pour les coordonnées galactiques.
Équation du temps
En raison d'irrégularités des mouvements de la Terre, la durée entre deux passages successifs du Soleil au méridien n'est pas constante. Il existe essentiellement deux causes différentes : la vitesse orbitale varie en fonction de l'excentricité (deuxième loi de Kepler) ; l'axe de rotation est incliné sur le plan de l'écliptique. La trajectoire apparente du Soleil n'est donc pas confondue avec l'équateur céleste.
L'équation du temps est l'écart entre ce midi solaire vrai et un midi solaire moyen (fictif) : Temps moyen = Temps vrai + Équation du temps. L'équation du temps est donnée par les éphémérides, elle varie de ±15 min environ. Les valeurs extrêmes dues à l'excentricité de l'orbite sont de ±7,66 minutes, celles dues à l'obliquité peuvent atteindre ±9,87 minutes. L'équation du temps prend une valeur nulle quatre fois par an.
Équation du temps (en minutes)
Équatoriale (monture)
Une monture équatoriale est conçue pour suivre le mouvement apparent des astres dans le ciel en s'alignant sur l'axe de rotation de la Terre. Contrairement aux montures azimutales, elle permet un suivi précis avec une seule rotation autour de l'axe d'ascension droite, ce qui la rend très pratique pour l'observation visuelle prolongée et indispensable pour l'astrophotographie. Son bon fonctionnement dépend d'une mise en station précise, consistant à aligner l'axe polaire de la monture avec le pôle céleste (proche de Polaris dans l'hémisphère Nord), à l'aide d'un viseur polaire. Une fois alignée, la monture peut suivre les étoiles à la vitesse sidérale (1 tour en 23 h 56 min).
Exemples de montures équatoriales (manuelle à gauche, motorisée à droite)
Équinoxe
En raison de l'inclinaison de l'axe de rotation terrestre sur le plan de son orbite, ce dernier n'est pas confondu avec l'équateur. Aux dates de transition du Soleil d'un hémisphère à l'autre, la durée du jour et de la nuit deviennent égales. L'équinoxe de printemps (20 ou 21 mars) marque le passage du Soleil de l'hémisphère Sud à l'hémisphère Nord, l'événement inverse est l'équinoxe d'automne (22 ou 23 septembre).
Constellation partiellement visible depuis une latitude 45° Nord. Située à l'ouest d'Orion, elle s'étend en direction du pôle céleste Sud. Son sigle est Eri (Eridanus).
Découvert, en janvier 2005, par l'astronome américain Michael E. Brown (1965), ce nouveau corps transneptunien est à l'origine de la nouvelle définition de ce qu'est une planète.
Étoile
Une étoile se forme à partir d'un nuage de gaz qui s'effondre sous l'effet de la gravitation. Si la masse du nuage est suffisamment importante, la concentration de la partie centrale peut atteindre les conditions nécessaires (pression, densité, température) aux réactions thermonucléaires. La masse minimale requise est de 0,08 fois celle du Soleil, soit 80 fois celle de Jupiter qui est la plus massive du Système solaire. Pour rester à l'état d'équilibre, la masse maximale ne doit pas excéder 100 masses solaires (100 M⊙).
Entre 13 et 80 fois la masse de Jupiter, la concentration du nuage donne naissance à une « naine brune » (terme quelque peu inapproprié car leur rayonnement se fait essentiellement dans le rouge, la désignation « naine rouge » étant déjà utilisée pour désigner une autre classe d'étoile). La température centrale ne déclenche pas la fusion de l'hydrogène en hélium, le deutérium peut se transformer en hélium3. Le rayonnement généré restera faible. Si la masse est inférieure à 13 fois celle de Jupiter, elle ne donnera naissance qu'à une planète gazeuse.
Dimensions relatives de quelques étoiles comparées au Soleil - Crédit : ESO, M. Kornmesser
