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.
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| Lacunes de Kirkwood | Haut de page  |
Les lacunes de Kirkwood, nommées d'après le physicien qui les a découvertes en 1866, sont des lacunes qui apparaissent dans les graphiques où les astéroïdes sont classés selon leur période orbitale. L'histogramme qui en résulte montre clairement que leur distribution n'est pas aléatoire, mais en dents-de-scie.
La distribution met également en évidence différentes pointes. Ces pointes et ces lacunes correspondent aux périodes qui sont des diviseurs simples de la période orbitale de Jupiter. Ainsi, par exemple, il y a très peu d'astéroïdes qui ont un demi grand-axe de 2,5 ua, et une période de 4 ans, qui correspond au tiers de la période orbitale de Jupiter.
Daniel Kirkwood pensait que ces lacunes étaient causées par des résonances orbitales, c'est-à-dire des perturbations gravitationnelles de Jupiter. En d'autres termes, si un astéroïde orbitait trois fois autour du Soleil dans le même temps que Jupiter couvrait une seule orbite, cet astéroïde serait éjecté de son orbite.
Ainsi ce phénomène va désorbiter tout astéroïde se trouvant près d'une lacune, sa trajectoire pouvant alors le faire entrer en collision avec un autre objet du système solaire. Néanmoins, les comportements à long terme des orbites des astéroïdes sont difficile à prédire, et certains astéroïdes en résonance 3:1 semblent avoir des orbites stables.
Les pointes correspondent aux perturbations de Jupiter qui aident à stabiliser les orbites.
Voici les lacunes de Kirkwood et leur rayon orbital moyen :
Les lacunes les plus significatives correspondent aux résonances 1:3, 2:5, 3:7 et 1:2.
Voir aussi: Astéroïde, Orbite
Références: Ceinture d'astéroïdes, Résonance orbitale
La distribution met également en évidence différentes pointes. Ces pointes et ces lacunes correspondent aux périodes qui sont des diviseurs simples de la période orbitale de Jupiter. Ainsi, par exemple, il y a très peu d'astéroïdes qui ont un demi grand-axe de 2,5 ua, et une période de 4 ans, qui correspond au tiers de la période orbitale de Jupiter.
Daniel Kirkwood pensait que ces lacunes étaient causées par des résonances orbitales, c'est-à-dire des perturbations gravitationnelles de Jupiter. En d'autres termes, si un astéroïde orbitait trois fois autour du Soleil dans le même temps que Jupiter couvrait une seule orbite, cet astéroïde serait éjecté de son orbite.
Ainsi ce phénomène va désorbiter tout astéroïde se trouvant près d'une lacune, sa trajectoire pouvant alors le faire entrer en collision avec un autre objet du système solaire. Néanmoins, les comportements à long terme des orbites des astéroïdes sont difficile à prédire, et certains astéroïdes en résonance 3:1 semblent avoir des orbites stables.
Les pointes correspondent aux perturbations de Jupiter qui aident à stabiliser les orbites.
Voici les lacunes de Kirkwood et leur rayon orbital moyen :
- 1,9 ua (résonance 2:9)
- 2,06 ua (résonance 1:4)
- 2,25 ua (résonance 2:7)
- 2,5 ua (résonance 1:3), mais le groupe des Alinda s'y trouve
- 2,706 ua (résonance 3:8)
- 2,82 ua (résonance 2:5)
- 2,95 ua (résonance 3:7)
- 3,27 ua (résonance 1:2), mais le groupe des Griqua s'y trouve
- 3,7 ua (résonance 3:5)
Les lacunes les plus significatives correspondent aux résonances 1:3, 2:5, 3:7 et 1:2.
Voir aussi: Astéroïde, Orbite
Références: Ceinture d'astéroïdes, Résonance orbitale
| Lagrange | Haut de page |
Un point de Lagrange (noté Li), ou point de libration, est une position de l'espace où les champs de gravité de deux corps en orbite l'un autour de l'autre, et de masses substantielles, se combinent de manière à fournir un point d'équilibre à un troisième corps de masse négligeable, tel que les positions relatives des trois corps soient fixes.
Il existe cinq points de Lagrange différents, c'est-à-dire cinq positions relatives de l'espace différentes.
Si on donne en exemple les points de Lagrange du système Soleil-Terre, ces cinq points sont notés et définis comme suit :
Exemple: On considère un objet orbitant autour du Soleil, plus près de celui-ci que la Terre mais sur une même ligne. Cet objet subit une gravité solaire supérieure à celle de la Terre, et tourne donc plus rapidement autour du Soleil que ne le fait la Terre. Mais la gravité terrestre contrecarre en partie celle du Soleil, ce qui le ralentit. Plus on rapproche l'objet de la Terre, plus cet effet est important. À un certain point, le point L1, la vitesse angulaire de l'objet devient exactement égale à celle de la Terre.
Exemple: Le principe est similaire au cas précédent, de l'autre côté de la Terre. L'objet devrait tourner moins vite que la Terre parce que la gravité solaire y est moindre, mais le champ gravitationnel supplémentaire dû à la Terre tend à l'accélérer. Au point L2, l'objet tourne exactement à la même vitesse que la Terre autour du Soleil.
Exemple: De manière identique au point L2, il existe un point situé un peu plus loin que l'opposé de la Terre par rapport au Soleil, où un objet de masse négligeable serait en équilibre.
Fait remarquable, ces deux derniers points ne dépendent en rien des masses relatives des deux autres corps.
Pour les trois premiers points de Lagrange, la stabilité n'apparaît que dans le plan perpendiculaire à la ligne occupée par les deux masses. Par exemple, pour le point L1, si on déplace un objet perpendiculairement à la ligne entre les deux masses, les deux forces gravitationnelles vont jouer pour le ramener vers la position initiale. L'équilibre est stable. En revanche, si on le déplace vers une des deux masses, alors le champ de celle-ci va l'emporter sur l'autre et l'objet tendra à se rapprocher encore plus. L'équilibre est instable. Pour les points L4 et L5, la stabilité est obtenue grâce aux forces de Coriolis qui agissent sur les objets s'éloignant du point.
Étant données les questions de stabilité évoquées plus haut, on ne trouve pas d'objet naturel autour des points L1, L2 et L3 dans le système solaire. Cependant, ils représentent tout de même un intérêt pour les réalisations scientifiques, car ils permettent des économies de combustible pour le contrôle d'orbite et d'attitude. Ceci n'est pas valable pour le point L3, du fait de son éloignement de la Terre. Sa seule application était que les auteurs de science-fiction et de bande dessinée aimaient y placer une Anti-Terre. En revanche, des missions spatiales utilisent L1 et L2 : c'est le cas de la sonde SoHO (Solar and Heliospheric Observatory) une station d'observation du Soleil située au point
L4 et L5 étant stables, on y trouve de nombreux corps naturels. Dans le système Jupiter-Soleil, plusieurs centaines d'astéroïdes, appelés astéroïdes Troyens, s'y agglutinent (près de 1800 en avril 2005). On en compte quelques-uns dans les systèmes Neptune-Soleil et Mars-Soleil. Curieusement, il semblerait que le système Saturne-Soleil ne soit pas en mesure d'en accumuler, à cause des perturbations joviennes. On trouve également des objets à ces points dans le système Saturne-satellites de Saturne : Saturne-Téthys avec Télesto et Calypso aux points L4 et L5, et Saturne-Dioné avec Hélène au point L4 et Pollux au point L5. Dans le système Terre-Soleil, il n'y a pas d'objet connu de grande taille aux points Troyens, mais on y a découvert une légère surabondance de poussière en 1950. De légers nuages de poussière sont également présents pour le système Terre-Lune; cela a fait renoncer à y placer un télescope spatial comme le projet en avait été envisagé.
Voir aussi: Orbite, Point de Lagrange
Références: Astéroïde troyen, Ceinture d'astéroïdes, Point de Lagrange, Troyen
Il existe cinq points de Lagrange différents, c'est-à-dire cinq positions relatives de l'espace différentes.
Si on donne en exemple les points de Lagrange du système Soleil-Terre, ces cinq points sont notés et définis comme suit :
- L1 : sur la ligne définie par les deux masses, entre celles-ci.
Exemple: On considère un objet orbitant autour du Soleil, plus près de celui-ci que la Terre mais sur une même ligne. Cet objet subit une gravité solaire supérieure à celle de la Terre, et tourne donc plus rapidement autour du Soleil que ne le fait la Terre. Mais la gravité terrestre contrecarre en partie celle du Soleil, ce qui le ralentit. Plus on rapproche l'objet de la Terre, plus cet effet est important. À un certain point, le point L1, la vitesse angulaire de l'objet devient exactement égale à celle de la Terre.
- L2 : sur la ligne définie par les deux masses, au-delà de la plus petite.
Exemple: Le principe est similaire au cas précédent, de l'autre côté de la Terre. L'objet devrait tourner moins vite que la Terre parce que la gravité solaire y est moindre, mais le champ gravitationnel supplémentaire dû à la Terre tend à l'accélérer. Au point L2, l'objet tourne exactement à la même vitesse que la Terre autour du Soleil.
- L3 : sur la ligne définie par les deux masses, au-delà de la plus grande.
Exemple: De manière identique au point L2, il existe un point situé un peu plus loin que l'opposé de la Terre par rapport au Soleil, où un objet de masse négligeable serait en équilibre.
- L4 et L5 : sur les deux triangles équilatéraux dont la base est formée par les deux masses. L4 est en avance sur la plus petite des masses, dans son orbite autour de la grande, et L5 est en retard. Ces points sont parfois appelés points de Lagrange triangulaires ou points Troyens.
Fait remarquable, ces deux derniers points ne dépendent en rien des masses relatives des deux autres corps.
Pour les trois premiers points de Lagrange, la stabilité n'apparaît que dans le plan perpendiculaire à la ligne occupée par les deux masses. Par exemple, pour le point L1, si on déplace un objet perpendiculairement à la ligne entre les deux masses, les deux forces gravitationnelles vont jouer pour le ramener vers la position initiale. L'équilibre est stable. En revanche, si on le déplace vers une des deux masses, alors le champ de celle-ci va l'emporter sur l'autre et l'objet tendra à se rapprocher encore plus. L'équilibre est instable. Pour les points L4 et L5, la stabilité est obtenue grâce aux forces de Coriolis qui agissent sur les objets s'éloignant du point.
Étant données les questions de stabilité évoquées plus haut, on ne trouve pas d'objet naturel autour des points L1, L2 et L3 dans le système solaire. Cependant, ils représentent tout de même un intérêt pour les réalisations scientifiques, car ils permettent des économies de combustible pour le contrôle d'orbite et d'attitude. Ceci n'est pas valable pour le point L3, du fait de son éloignement de la Terre. Sa seule application était que les auteurs de science-fiction et de bande dessinée aimaient y placer une Anti-Terre. En revanche, des missions spatiales utilisent L1 et L2 : c'est le cas de la sonde SoHO (Solar and Heliospheric Observatory) une station d'observation du Soleil située au point
L4 et L5 étant stables, on y trouve de nombreux corps naturels. Dans le système Jupiter-Soleil, plusieurs centaines d'astéroïdes, appelés astéroïdes Troyens, s'y agglutinent (près de 1800 en avril 2005). On en compte quelques-uns dans les systèmes Neptune-Soleil et Mars-Soleil. Curieusement, il semblerait que le système Saturne-Soleil ne soit pas en mesure d'en accumuler, à cause des perturbations joviennes. On trouve également des objets à ces points dans le système Saturne-satellites de Saturne : Saturne-Téthys avec Télesto et Calypso aux points L4 et L5, et Saturne-Dioné avec Hélène au point L4 et Pollux au point L5. Dans le système Terre-Soleil, il n'y a pas d'objet connu de grande taille aux points Troyens, mais on y a découvert une légère surabondance de poussière en 1950. De légers nuages de poussière sont également présents pour le système Terre-Lune; cela a fait renoncer à y placer un télescope spatial comme le projet en avait été envisagé.
Voir aussi: Orbite, Point de Lagrange
Références: Astéroïde troyen, Ceinture d'astéroïdes, Point de Lagrange, Troyen
| Lentille de Barlow | Haut de page |
La lentille de Barlow allonge la distance focale à laquelle se forme le foyer-image. Elle s'utilise en complément de l'oculaire, dont elle permet de multiplier le grossissement par le coefficient (généralement 2, mais aussi 3) qui la caractérise. Celles vendues avec les télescopes sont souvent de mauvaise qualité. La lentille de Barlow doit être constituée d'un doublet ou triplet achromatique pour ne pas altèrer l'image et son utilisation doit être réservée à la Lune et aux planètes. Son intérêt est d'éviter d'utiliser les lentilles de très courtes focales qui sont coûteuses et fragiles (moins de 5 mm).
Voir aussi: Doublet, Grossissement, Oculaire
Références: Réducteur de focale
Voir aussi: Doublet, Grossissement, Oculaire
Références: Réducteur de focale
| Longueur focale | Haut de page |
Il peut s'agir de la longueur focale du miroir primaire ou de celle des oculaires. La longueur focale de l'instrument à proprement parler correspond à celle de l'objectif, elle est exprimée en millimètre ou bien doit être calculée à partir du rapport f/D.
Voir aussi: Objectif
Références: Grossissement, Oculaire, Rapport f/D, Téléscope de type Cassegrain
Voir aussi: Objectif
Références: Grossissement, Oculaire, Rapport f/D, Téléscope de type Cassegrain
| Luminosité | Haut de page |
La luminosité désigne la caractéristique de ce qui émet ou réfléchit la lumière.
En astronomie, elle représente la quantité totale d'énergie rayonnée par unité de temps par un astre; elle a donc les dimensions d'une puissance.
Dans les domaines radio et rayon X, la luminosité est parfois donnée en watt mais elle est plus généralement donnée en termes de magnitude apparente et [lexique="Magnitude absolue"]magnitude absolue[/lexique="Magnitude absolue"].
Les luminosités stellaires sont généralement donnés en luminosité solaire L. qui est le rapport de la luminosité de l'objet et celle du Soleil. À une magnitude bolométrique absolue Mbol = 0 correspond une luminosité de 3×1028 watt. les étoiles ayant une magnitude bolométrique absolue Mbol de -10 ont une luminosité de 106L (très lumineux) et celles ayant une magnitude bolométrique absolue de +17 ont une luminosité de 10-5L (très peu lumineux).
Le diagramme de Hertzsprung-Russell relie la luminosité, le type spectral et la température de surface des étoiles.
Voir aussi: Astronomie, Magnitude, Magnitude absolue, Magnitude apparente
Références: Astrophysique, Chambre de Schmidt, Clarté, Lunette astronomique, Magnitude, Magnitude absolue, Magnitude apparente, Nova, Objectif, Réducteur de focale, Téléscope
En astronomie, elle représente la quantité totale d'énergie rayonnée par unité de temps par un astre; elle a donc les dimensions d'une puissance.
Dans les domaines radio et rayon X, la luminosité est parfois donnée en watt mais elle est plus généralement donnée en termes de magnitude apparente et [lexique="Magnitude absolue"]magnitude absolue[/lexique="Magnitude absolue"].
Les luminosités stellaires sont généralement donnés en luminosité solaire L. qui est le rapport de la luminosité de l'objet et celle du Soleil. À une magnitude bolométrique absolue Mbol = 0 correspond une luminosité de 3×1028 watt. les étoiles ayant une magnitude bolométrique absolue Mbol de -10 ont une luminosité de 106L (très lumineux) et celles ayant une magnitude bolométrique absolue de +17 ont une luminosité de 10-5L (très peu lumineux).
Le diagramme de Hertzsprung-Russell relie la luminosité, le type spectral et la température de surface des étoiles.
Voir aussi: Astronomie, Magnitude, Magnitude absolue, Magnitude apparente
Références: Astrophysique, Chambre de Schmidt, Clarté, Lunette astronomique, Magnitude, Magnitude absolue, Magnitude apparente, Nova, Objectif, Réducteur de focale, Téléscope
| Lunette astronomique | Haut de page |
Une lunette astronomique (ou lunette terrestre) est un instrument optique qui permet d'augmenter la taille apparente des objets observés ainsi que leur luminosité. Les lunettes sont dénommées lunettes terrestres comme les longues-vues quand on les utilise pour regarder des objets terrestres, ce sont des lunettes astronomiques quand on les utilise pour observer des objets du ciel.
Son invention est anonyme et viendrait d'Italie (vers 1590) ou du nord de l'Europe (Pays-Bas, vers 1608). Descartes parle de cette invention au début de sa Dioptrique :
"Mais, à la honte de nos sciences, cette invention, si utile et si admirable, n'a premièrement été trouvée que par l'expérience et la fortune. Il y a environ trente ans, qu'un nommé Jacques Metius, de la ville d'Alcmar en Hollande, homme qui n'avait jamais étudié, bien qu'il eût un père et un frère qui ont fait profession des mathématiques, mais qui prenait particulièrement plaisir à faire des miroirs et verres brûlants, en composant même l'hiver avec de la glace, ainsi que l'expérience a montré qu'on en peut faire, ayant à cette occasion plusieurs verres de diverses formes, s'avisa par bonheur de regarder au travers de deux, dont l'un était un peu plus épais au milieu qu'aux extrémités, et l'autre au contraire beaucoup plus épais aux extrémités qu'au milieu, et il les appliqua si heureusement aux deux bouts d'un tuyau, que la première des lunettes dont nous parlons, en fut composée."
C'est Galilée qui eut le premier l'idée de pointer cet instrument vers le ciel et les objets célestes en août 1609.
Composition
Une lunette est composée d'un objectif et d'un oculaire disposés de part et d'autre d'un tube fermé. Le tube peut être fixe ou télescopique comme dans le cas des longues-vues de marine. L'oculaire se situe, comme l'indique son nom, du côté de l'.il, et il est de petite dimension. L'objectif se situe de l'autre côté, et est généralement de plus grande dimension que l'oculaire.
On peut faire une lunette simple avec deux loupes. Une grande, à foyer assez lointain servant d'objectif, et une petite, à foyer rapproché servant d'oculaire. En effet, l'objectif et l'oculaire sont deux systèmes optiques convergents, c'est-à-dire qu'ils concentrent (focalisent) les rayons lumineux, à la manière d'une loupe. Ces deux systèmes convergents ont comme caractéristiques principales le diamètre et la distance focale. La distance focale est la distance entre le centre du système optique convergent (par exemple le centre de la lentille d'une loupe) et le foyer (le point où des rayons lumineux provenant de l'infini convergent).
Les lunettes modernes ont toutes des objectifs et des oculaires composés de plusieurs lentilles. En effet, une lentille simple n'a une qualité acceptable que sous certaines conditions. On peut corriger ou diminuer certains défauts en appariant plusieurs lentilles ayant des verres d'indice différent, on créé ainsi des doublets (achromatiques) ou des triplets (apochromatiques) qui sont exempts de défauts sur des plages plus grandes.
Le grossissement de la lunette est calculé en divisant la distance focale de l'objectif par celle de l'oculaire.
Voir aussi: Diamètre, Grossissement, Luminosité, Objectif, Oculaire
Références: Lunette astronomique afocale, Objectif, Oculaire, Téléscope
Son invention est anonyme et viendrait d'Italie (vers 1590) ou du nord de l'Europe (Pays-Bas, vers 1608). Descartes parle de cette invention au début de sa Dioptrique :
"Mais, à la honte de nos sciences, cette invention, si utile et si admirable, n'a premièrement été trouvée que par l'expérience et la fortune. Il y a environ trente ans, qu'un nommé Jacques Metius, de la ville d'Alcmar en Hollande, homme qui n'avait jamais étudié, bien qu'il eût un père et un frère qui ont fait profession des mathématiques, mais qui prenait particulièrement plaisir à faire des miroirs et verres brûlants, en composant même l'hiver avec de la glace, ainsi que l'expérience a montré qu'on en peut faire, ayant à cette occasion plusieurs verres de diverses formes, s'avisa par bonheur de regarder au travers de deux, dont l'un était un peu plus épais au milieu qu'aux extrémités, et l'autre au contraire beaucoup plus épais aux extrémités qu'au milieu, et il les appliqua si heureusement aux deux bouts d'un tuyau, que la première des lunettes dont nous parlons, en fut composée."
C'est Galilée qui eut le premier l'idée de pointer cet instrument vers le ciel et les objets célestes en août 1609.
Composition
Une lunette est composée d'un objectif et d'un oculaire disposés de part et d'autre d'un tube fermé. Le tube peut être fixe ou télescopique comme dans le cas des longues-vues de marine. L'oculaire se situe, comme l'indique son nom, du côté de l'.il, et il est de petite dimension. L'objectif se situe de l'autre côté, et est généralement de plus grande dimension que l'oculaire.
On peut faire une lunette simple avec deux loupes. Une grande, à foyer assez lointain servant d'objectif, et une petite, à foyer rapproché servant d'oculaire. En effet, l'objectif et l'oculaire sont deux systèmes optiques convergents, c'est-à-dire qu'ils concentrent (focalisent) les rayons lumineux, à la manière d'une loupe. Ces deux systèmes convergents ont comme caractéristiques principales le diamètre et la distance focale. La distance focale est la distance entre le centre du système optique convergent (par exemple le centre de la lentille d'une loupe) et le foyer (le point où des rayons lumineux provenant de l'infini convergent).
Les lunettes modernes ont toutes des objectifs et des oculaires composés de plusieurs lentilles. En effet, une lentille simple n'a une qualité acceptable que sous certaines conditions. On peut corriger ou diminuer certains défauts en appariant plusieurs lentilles ayant des verres d'indice différent, on créé ainsi des doublets (achromatiques) ou des triplets (apochromatiques) qui sont exempts de défauts sur des plages plus grandes.
Le grossissement de la lunette est calculé en divisant la distance focale de l'objectif par celle de l'oculaire.
Voir aussi: Diamètre, Grossissement, Luminosité, Objectif, Oculaire
Références: Lunette astronomique afocale, Objectif, Oculaire, Téléscope
| Lunette astronomique afocale | Haut de page |
Une lunette astronomique est dite afocale lorsque le foyer image de l'objectif est à la même position que le foyer objet de l'oculaire. L'objet observé se trouvant à l'infini son image se trouve dans le plan focal image de l'objectif. Or le plan focal image de l'objectif est aussi le plan focal objet de l'oculaire, l'image fournie par celui-ci se trouve à l'infinie. L'oeil humain étant fait pour observer situé à l'infinie, il n'accommode pas lorsqu'il observe une image a travers une lunette astronomique afocale.
Voir aussi: Lunette astronomique, Objectif, Oculaire
Voir aussi: Lunette astronomique, Objectif, Oculaire