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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| Magnétosphère | Haut de page  |
La magnétosphère est l'ensemble des lignes de champ magnétique de la Terre situées au-delà de l'ionosphère, c'est-à-dire au-dessus de 800 à 1000 km d'altitude. S'il n'y avait pas de vent solaire, le spectre magnétique de la Terre serait semblable à celui d'un aimant droit isolé. En réalité, la magnétosphère agit comme un écran et protège la surface terrestre des excès du vent solaire, nocif pour la vie. Elle s'oppose au vent solaire comme une culée de pont dévie le courant d'une rivière. En contrepartie le vent solaire déforme le spectre magnétique de la Terre en lui donnant une forme de comète comme le montre un peu la figure ci-dessous.
Structure de la magnétosphère
Le Soleil se trouve en dehors de la figure, sur la gauche. Le vent solaire est représenté par trois flèches parallèles mais, en réalité, il s'écoule de part et d'autre de la magnétosphère, la limite entre celle-ci et le milieu interplanétaire étant la magnétopause (repère Mp) qui se trouve à environ 60 000 km de la Terre (nota : la figure n'est pas à l'échelle). En avant de la magnétopause se trouve la surface de choc (repère S), lieu où le plasma solaire est fortement ralenti avant de s'écouler dans la magnétogaine (repère Mg), zone de turbulence comprise entre la surface de choc et la magnétopause. Dans les régions polaires, du côté du Soleil (côté jour), se trouvent les cornets polaires (repère Cp). Les cornets polaires agissent comme des entonnoirs dans lesquels les particules électrisées du vent solaire peuvent pénétrer et provoquer l'apparition d'aurores polaires. Les aurores, boréales dans l'hémisphère nord, australes dans l'Antarctique, se forment dans les zones aurorales nord et sud (repère Za).
Du côté nuit, les lignes de champ ne se referment pas et constituent la queue avec le feuillet neutre et la couche de plasma. La queue s'étire à plus de 300 000 km dans la direction opposée au Soleil.
A moins de quelques milliers de km de la surface terrestre se trouve une zone annulaire (repère Zp) placée dans le plan de l'équateur magnétique dans laquelle des particules électrisées, protons et électrons provenant du vent solaire, peuvent se retrouver piégés par le champ magnétique. C'est là que se forment les ceintures de Van Allen ou ceintures de radiations.
Voir aussi: Équateur, Comète, Vent solaire
Références: Ceinture de Van Allen, Vent solaire
Structure de la magnétosphère
Le Soleil se trouve en dehors de la figure, sur la gauche. Le vent solaire est représenté par trois flèches parallèles mais, en réalité, il s'écoule de part et d'autre de la magnétosphère, la limite entre celle-ci et le milieu interplanétaire étant la magnétopause (repère Mp) qui se trouve à environ 60 000 km de la Terre (nota : la figure n'est pas à l'échelle). En avant de la magnétopause se trouve la surface de choc (repère S), lieu où le plasma solaire est fortement ralenti avant de s'écouler dans la magnétogaine (repère Mg), zone de turbulence comprise entre la surface de choc et la magnétopause. Dans les régions polaires, du côté du Soleil (côté jour), se trouvent les cornets polaires (repère Cp). Les cornets polaires agissent comme des entonnoirs dans lesquels les particules électrisées du vent solaire peuvent pénétrer et provoquer l'apparition d'aurores polaires. Les aurores, boréales dans l'hémisphère nord, australes dans l'Antarctique, se forment dans les zones aurorales nord et sud (repère Za).
Du côté nuit, les lignes de champ ne se referment pas et constituent la queue avec le feuillet neutre et la couche de plasma. La queue s'étire à plus de 300 000 km dans la direction opposée au Soleil.
A moins de quelques milliers de km de la surface terrestre se trouve une zone annulaire (repère Zp) placée dans le plan de l'équateur magnétique dans laquelle des particules électrisées, protons et électrons provenant du vent solaire, peuvent se retrouver piégés par le champ magnétique. C'est là que se forment les ceintures de Van Allen ou ceintures de radiations.
Voir aussi: Équateur, Comète, Vent solaire
Références: Ceinture de Van Allen, Vent solaire
| Magnitude | Haut de page |
La magnitude, qui mesure la luminosité, est une échelle logarithmique du flux radiatif de l'étoile. On distingue la magnitude apparente qui dépend de la distance entre l'étoile et l'observateur, et la magnitude absolue, qui est la magnitude de l'étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsec de l'observateur. La magnitude absolue est bien sûr directement liée à la luminosité de l'étoile. Cette dernière grandeur est utilisée par les modèles d'évolution stellaires, tandis que la magnitude est plutôt utilisée pour les observations, puisque l'oeil possède une sensibilité également logarithmique, en première approximation.
Voir aussi: Étoile, Luminosité, Magnitude absolue, Magnitude apparente, Parsec
Références: Astrophotographie, Luminosité, Magnitude absolue, Magnitude apparente
Voir aussi: Étoile, Luminosité, Magnitude absolue, Magnitude apparente, Parsec
Références: Astrophotographie, Luminosité, Magnitude absolue, Magnitude apparente
| Magnitude absolue | Haut de page |
En astronomie, la magnitude absolue d'un objet céleste (notamment d'une étoile ou d'une planète) est une grandeur dépendant de sa luminosité intrinsèque. Elle se différencie de la magnitude apparente, ou magnitude, qui est une mesure du flux lumineux reçu sur Terre.
La magnitude absolue correspond à la [lexique="Magnitude apparente"]magnitude apparente[/lexique="Magnitude apparente"] de l'objet céleste s'il était placé à une distance fixée :
Comme pour la [lexique="Magnitude apparente"]magnitude apparente[/lexique="Magnitude apparente"], il existe plusieurs magnitudes absolues en fonction du rayonnement électromagnétique mesuré :
De nombreuses étoiles visibles à l'.il nu ont une magnitude absolue telle que ces étoiles, si elles étaient effectivement éloignées de seulement 10 parsec, seraient plus brillantes que les planètes. C'est le cas des supergéantes Rigel (-7,0), Deneb (-7,2), Naos (-7,3) et Bételgeuse (-5,6). À titre de comparaison, l'objet le plus brillant du ciel est Vénus avec une [lexique="Magnitude apparente"]magnitude apparente[/lexique="Magnitude apparente"] de -4,3 ; la pleine lune est de [lexique="Magnitude apparente"]magnitude apparente[/lexique="Magnitude apparente"] -12.
Le dernier objet céleste dont la [lexique="Magnitude apparente"]magnitude apparente[/lexique="Magnitude apparente"] fut comparable à la magnitude absolue des trois objets ci-dessus était une supernova qui se produisit en 1054 (et nommée SN 1054) et dont aujourd'hui il ne subsiste qu'une nébuleuse planétaire, la nébuleuse du Crabe, et un pulsar. Les astronomes de l'époque rapportèrent que la luminosité de cet objet était si grande qu'ils pouvaient lire en pleine nuit, voir les ombres portées de sa lumière et l'observer en plein jour.
Les magnitudes absolues des étoiles s'étendent généralement de -10 à +17 en fonction de leur type spectral.
Voir aussi: Étoile, Astronomie, Luminosité, Magnitude, Magnitude apparente, Nébuleuse, Nébuleuse planétaire, Parsec, Unité astronomique
Références: Luminosité, Magnitude
La magnitude absolue correspond à la [lexique="Magnitude apparente"]magnitude apparente[/lexique="Magnitude apparente"] de l'objet céleste s'il était placé à une distance fixée :
- 1 unité astronomique pour les objets du Système solaire ;
- 10 parsecs pour les objets situés en dehors du Système solaire.
Comme pour la [lexique="Magnitude apparente"]magnitude apparente[/lexique="Magnitude apparente"], il existe plusieurs magnitudes absolues en fonction du rayonnement électromagnétique mesuré :
- s'il s'agit de l'ensemble du flux électromagnétique (à toutes les longueurs d'onde, du rayonnement gamma aux ondes radio), on parle de magnitude bolométrique.
- il peut également s'agir du flux électromagnétique au voisinage d'une longueur d'onde donnée, on parle alors de la magnitude dans une bande spectrale, par exemple B (bleu, aux alentours 436 nm) ou V (visible, aux alentours de 545 nm).
De nombreuses étoiles visibles à l'.il nu ont une magnitude absolue telle que ces étoiles, si elles étaient effectivement éloignées de seulement 10 parsec, seraient plus brillantes que les planètes. C'est le cas des supergéantes Rigel (-7,0), Deneb (-7,2), Naos (-7,3) et Bételgeuse (-5,6). À titre de comparaison, l'objet le plus brillant du ciel est Vénus avec une [lexique="Magnitude apparente"]magnitude apparente[/lexique="Magnitude apparente"] de -4,3 ; la pleine lune est de [lexique="Magnitude apparente"]magnitude apparente[/lexique="Magnitude apparente"] -12.
Le dernier objet céleste dont la [lexique="Magnitude apparente"]magnitude apparente[/lexique="Magnitude apparente"] fut comparable à la magnitude absolue des trois objets ci-dessus était une supernova qui se produisit en 1054 (et nommée SN 1054) et dont aujourd'hui il ne subsiste qu'une nébuleuse planétaire, la nébuleuse du Crabe, et un pulsar. Les astronomes de l'époque rapportèrent que la luminosité de cet objet était si grande qu'ils pouvaient lire en pleine nuit, voir les ombres portées de sa lumière et l'observer en plein jour.
Les magnitudes absolues des étoiles s'étendent généralement de -10 à +17 en fonction de leur type spectral.
Voir aussi: Étoile, Astronomie, Luminosité, Magnitude, Magnitude apparente, Nébuleuse, Nébuleuse planétaire, Parsec, Unité astronomique
Références: Luminosité, Magnitude
| Magnitude apparente | Haut de page |
En astronomie, la luminosité mesurée depuis la Terre d'une étoile, d'une planète ou d'un autre objet céleste est exprimée en magnitude apparente.
L'échelle des magnitudes est inhabituelle car elle est logarithmique et inversée c'est-à-dire que :
Magnitude Objet céleste -26,8 Soleil -12,6 Pleine Lune -4,4 magnitude maximale de Vénus -2,8 magnitude maximale de Mars -1,5 Étoile la plus brillante: Sirius -0,7 Seconde étoile la plus brillante: Canopus +6,0 Étoile la plus faible visible à l'.il nu +12,6 Quasar le plus lumineux +30 Objets les plus faibles visibles par le télescope spatial Hubble.
Voir aussi: Étoile, Astronomie, Luminosité, Magnitude
Références: Luminosité, Magnitude, Magnitude absolue
L'échelle des magnitudes est inhabituelle car elle est logarithmique et inversée c'est-à-dire que :
- les magnitudes les plus faibles correspondent aux objets les plus brillants ;
- un gain d'une magnitude correspond à un objet 2,5 fois moins brillant.
Magnitude Objet céleste -26,8 Soleil -12,6 Pleine Lune -4,4 magnitude maximale de Vénus -2,8 magnitude maximale de Mars -1,5 Étoile la plus brillante: Sirius -0,7 Seconde étoile la plus brillante: Canopus +6,0 Étoile la plus faible visible à l'.il nu +12,6 Quasar le plus lumineux +30 Objets les plus faibles visibles par le télescope spatial Hubble.
Voir aussi: Étoile, Astronomie, Luminosité, Magnitude
Références: Luminosité, Magnitude, Magnitude absolue
| Matière sombre | Haut de page |
Dans les années 1970, on réalisa que la masse totale visible, dans les galaxies, des étoiles et du gaz, ne pouvait pas expliquer correctement la vitesse de rotation des galaxies, ce qui amena à postuler l'existence de la matière sombre. Dès le début des années 1990, le télescope spatial Hubble apporta une grande amélioration dans les observations lointaines. Ces nouvelles observations permirent notamment d'établir que la matière sombre de notre Galaxie ne peut se composer uniquement d'étoiles faibles et petites.
Voir aussi: Galaxie
Voir aussi: Galaxie
| Méridien | Haut de page |
Un méridien est une ligne imaginaire tracée sur la Terre (ou la sphère céleste), joignant les pôles. Le plus célèbre des méridiens est celui de Greenwich, en Angleterre, car considéré comme référence horaire par des accords internationaux. Au début du XXe siècle, les cartes nautiques françaises, par exemple, utilisaient comme méridien de référence celui de Paris (diff. 02°20') et les allemandes celui de Berlin (13°24').
La longueur du méridien terrestre a servi, en 1791, à définir le mètre comme nouvelle unité de longueur (théoriquement, celui-ci était égal à la dix millionième partie d'un quart de méridien terrestre ; La Terre a une circonférence d'environ 40 000 km, soit 40 000 000 m).
Références: Analemme, Ascension droite
La longueur du méridien terrestre a servi, en 1791, à définir le mètre comme nouvelle unité de longueur (théoriquement, celui-ci était égal à la dix millionième partie d'un quart de méridien terrestre ; La Terre a une circonférence d'environ 40 000 km, soit 40 000 000 m).
Références: Analemme, Ascension droite
| Météore | Haut de page |
En prolongeant votre observation vous remarquerez des points lumineux suivis d'une trainée traversant rapidement le ciel : les étoiles filantes. Ce sont des météorites qui ne pèsent souvent pas plus d'un gramme mais qui s'enflamment en s'échauffant par frottement lors de leur pénétration dans l'atmosphère terrestre plus dense. On peut en voir plusieurs dizaines en une nuit. Certaines nuits sont particulièrement favorables à leur observation car la Terre, dans son orbite, traverse régulièrement des nuages de météorites bien connus des astronomes.
On appelle étoile filante le phénomène lumineux qui accompagne la rentrée dans l'atmosphère d'un corps extraterrestre (météore). Cette traînée lumineuse est causée par la vaporisation du corps et l'ionisation de l'air sur sa trajectoire, phénomènes dus principalement à la compression de l'atmosphère en avant du corps supersonique (et non à la friction).
Un météore qui atteint le sol s'appelle une météorite et plus généralement les corps pouvant créer de tels phénomènes sont appelés météoroïdes.
Voir aussi: Étoile, Étoiles filantes, Météorite, Orbite
Références: Étoiles filantes, Météorite
On appelle étoile filante le phénomène lumineux qui accompagne la rentrée dans l'atmosphère d'un corps extraterrestre (météore). Cette traînée lumineuse est causée par la vaporisation du corps et l'ionisation de l'air sur sa trajectoire, phénomènes dus principalement à la compression de l'atmosphère en avant du corps supersonique (et non à la friction).
Un météore qui atteint le sol s'appelle une météorite et plus généralement les corps pouvant créer de tels phénomènes sont appelés météoroïdes.
Voir aussi: Étoile, Étoiles filantes, Météorite, Orbite
Références: Étoiles filantes, Météorite
| Météorite | Haut de page |
Une météorite est un corps matériel extraterrestre de taille relativement petite qui atteint la surface de la Terre. Lorsqu'ils sont encore dans l'espace, ces corps sont appelés météoroïdes.
Impacts de météorites
La masse totale de matière interplanétaire balayée par la Terre est estimée à 1012 kg/jour ; cette matière est constituée essentiellement de poussières, avec un nombre de corpuscules dépendant (approximativement) du logarithme de l'inverse de leur masse, avec un seuil d'environ 10-16 kg, en-dessous duquel il y a très peu de poussières.
Ainsi, la Terre ne rencontre guère plus de 200 à 300 météorites de plus d'un kilogramme par jour
Lorsqu'ils pénètrent dans l'atmosphère, le frottement sur les particules la constituant entraîne un échauffement et une émission de lumière, ce qui forme un météore ou étoile filante :
Les météorites plus massives peuvent créer d'importants cratères lors de leur impact sur le sol, ou des tsunamis en cas d'arrivée en mer.
L'énergie libérée lors de l'impact peut entraîner, directement ou non, la dispersion d'une quantité considérable de particules dans l'atmosphère, suffisante pour modifier durablement le climat sur l'ensemble de la Terre. Suivant l'une des théories possibles, l'extinction des dinosaures, qui marque la fin du Crétacé, s'explique par les conséquences de l'impact d'une météorite.
Classification des météorites
On distingue deux types principaux de météorites suivant leur corps parent:
Histoire des météorites
Il est important de noter que toutes les météorites connues aujourd'hui sur Terre proviennent du système solaire. La Meteoritical Society publie chaque année un catalogue des nouvelles météorites analysées : le Meteoritical Bulletin. Il y a environ 30 000 météorites classifiées par la Meteoritical Society (Juillet 2005). Ce nombre augment de 1500 chaque année.
On distingue enfin les météorites que l'on a vu tomber et que l'on retrouvées peu après leur atterrissage : on les appelle des chutes observées ou plus simplement des Chutes, par opposition à celle que l'on a découverte par hasard et que l'on appelle des Trouvailles. La Meteoritical Society attribue un nom ou un numéro à chaque météorite. Il s'agit en général d'un nom géographique d'un lieu proche de l'endroit de la découverte.
En France, le 7 novembre 1492 est tombée en Alsace une chondrite de plus de 100 kg : la météorite d'Ensisheim, une des plus fameuse chute du monde. Elle est aujourd'hui conservée au Palais de la Régence à Ensishiem et gardée par la confrérie St Georges des Gardiens de la Météorite d'Ensisheim, qui réuni chaque année, en Juin, les passionnés de ces pierres célestes lors d'une bourse d'échanges remarquable. Les collectionneurs et chasseurs de météorites du monde entier s'y retrouvent.
Parmi les météorites remarquable tombées en France, on doit citer Orgueil une météorite carbonée classée CI, Ornans une autre carbonée qui a donné son nom à une classe de météorites les C0, l'Aigle, tombée en 1806 en Normandie qui fit l'objet d'un rapport scientifique de JB Biot de l'académie des sciences. Plus de 2000 individus (petites météorites) furent retrouvées dans les environs du village de l'Aigle.
Voir aussi: Étoile, Diamètre, Météore, Nébuleuse
Références: Étoiles filantes, Achondrite, Météore, Météoroïde
Impacts de météorites
La masse totale de matière interplanétaire balayée par la Terre est estimée à 1012 kg/jour ; cette matière est constituée essentiellement de poussières, avec un nombre de corpuscules dépendant (approximativement) du logarithme de l'inverse de leur masse, avec un seuil d'environ 10-16 kg, en-dessous duquel il y a très peu de poussières.
Ainsi, la Terre ne rencontre guère plus de 200 à 300 météorites de plus d'un kilogramme par jour
Lorsqu'ils pénètrent dans l'atmosphère, le frottement sur les particules la constituant entraîne un échauffement et une émission de lumière, ce qui forme un météore ou étoile filante :
- les poussières d'environ 10-14 kg et moins sont détruites ;
- les poussières de taille supérieure constituent les micrométéorites ;
- à partir d'une certaine taille, la plupart des météorites se désagrègent dans l'atmosphère, ce qui rend les impacts sur la surface de la Terre assez rares : environ 500 pierres de la taille d'une balle de baseball atteignent le sol par an.
Les météorites plus massives peuvent créer d'importants cratères lors de leur impact sur le sol, ou des tsunamis en cas d'arrivée en mer.
L'énergie libérée lors de l'impact peut entraîner, directement ou non, la dispersion d'une quantité considérable de particules dans l'atmosphère, suffisante pour modifier durablement le climat sur l'ensemble de la Terre. Suivant l'une des théories possibles, l'extinction des dinosaures, qui marque la fin du Crétacé, s'explique par les conséquences de l'impact d'une météorite.
Classification des météorites
On distingue deux types principaux de météorites suivant leur corps parent:
- Les chondrites qui proviennent de corps relativement petits (de diamètre inférieur à quelques dizaines de kilomètres) qui ne se sont pas différenciés depuis leur formation il y a 4,65 milliards d'années, en même temps que le système solaire. Les fragments de ces petits astéroïdes sont restés dans leur état originel et sont les parents de météorites essentiellement pierreuses, constitués d'un mélange de silicates et de métal (des alliages de fer et nickel). Ces météorites sont formées de chondres, des petites sphéres millimétriques qui se sont condensées à partir de la nébuleuse solaire.
Parmi les chondrites on distingue de nombreuses classes : les chondrites ordinaires (79% en masse), et les chondrites carbonées (5%), qui renferment du carbone sous forme d'acides aminés parfois. - les météorites différenciées, celles qui proviennent de corps parents beaucoup plus gros (de diamètres de plusieurs centaines de kilomètres) qui se sont différenciés, c'est à dire dont les corps parents ont eu une activité tectonique, comme notre Terre. Sous l'effet d'un réchauffement provoque par la désinégration d'élements instables, ces petites planètes ont fondu et la matière qui les constitue s'est réorganisée : les éléments les plus lourds sont allés consituer des noyaux métalliques (comme sur Terre le NiFe) alors que les éléments les plus légers ont formé un manteau et une croûte rocheuse. Cette classe de météorites renferme les Achondrites (8%)(ayant pour origine la croûte des corps parents), les Fers (5%) (ayant pour origine les noyaux des corps parents), et les Pallasites (2%) formées de cristaux d'olivine translucide enchassés dans une matrice métallique. Ces dernières sont les plus visuelles.
- Les Fers (anciennement appelés Sidérites) sont des météorites principalement constituées d'un alliage de fer et de nickel. Avec une densité voisine de 8, ce sont les météorites les plus denses.
- Les Achondrites, nous apportent des information sur la formation et l'évolution des gros astéroïdes et des planètes. Les fragments arrachés à la Lune ou à Mars lors d'impacts à leur surface, et qui ont atterri ensuite sur Terre sont des achondrites, ou météorites planétaires.
- Enfin un troisème groupe de météorites, les météorites non groupées, renferme un petit nombre d'autres météorites, ayant des caractéristiques chimiques particulières relativement aux membres des groupes principaux, appartiennent à des groupes ou sous-groupes additionnels.
Histoire des météorites
Il est important de noter que toutes les météorites connues aujourd'hui sur Terre proviennent du système solaire. La Meteoritical Society publie chaque année un catalogue des nouvelles météorites analysées : le Meteoritical Bulletin. Il y a environ 30 000 météorites classifiées par la Meteoritical Society (Juillet 2005). Ce nombre augment de 1500 chaque année.
On distingue enfin les météorites que l'on a vu tomber et que l'on retrouvées peu après leur atterrissage : on les appelle des chutes observées ou plus simplement des Chutes, par opposition à celle que l'on a découverte par hasard et que l'on appelle des Trouvailles. La Meteoritical Society attribue un nom ou un numéro à chaque météorite. Il s'agit en général d'un nom géographique d'un lieu proche de l'endroit de la découverte.
En France, le 7 novembre 1492 est tombée en Alsace une chondrite de plus de 100 kg : la météorite d'Ensisheim, une des plus fameuse chute du monde. Elle est aujourd'hui conservée au Palais de la Régence à Ensishiem et gardée par la confrérie St Georges des Gardiens de la Météorite d'Ensisheim, qui réuni chaque année, en Juin, les passionnés de ces pierres célestes lors d'une bourse d'échanges remarquable. Les collectionneurs et chasseurs de météorites du monde entier s'y retrouvent.
Parmi les météorites remarquable tombées en France, on doit citer Orgueil une météorite carbonée classée CI, Ornans une autre carbonée qui a donné son nom à une classe de météorites les C0, l'Aigle, tombée en 1806 en Normandie qui fit l'objet d'un rapport scientifique de JB Biot de l'académie des sciences. Plus de 2000 individus (petites météorites) furent retrouvées dans les environs du village de l'Aigle.
Voir aussi: Étoile, Diamètre, Météore, Nébuleuse
Références: Étoiles filantes, Achondrite, Météore, Météoroïde
| Météoroïde | Haut de page |
| Mise en station | Haut de page |
Une mise en station est un réglage qui concerne les télescopes équipés d'une monture équatoriale. Elle consiste à régler l'axe horaire de la monture pour la rendre parallèle à l'axe de rotation de la Terre. Ce réglage permet d'observer un astre pendant de longues périodes en suivant sa trajectoire par une simple rotation du télescope sur cet axe horaire.
Parmi les nombreuses méthodes existantes, on peut en distinguer trois principales : la méthode approchée, basée sur le pointage direct de l'étoile polaire ; la méthode de Bigourdan qui permet une mise en station avec une étoile quelconque ; et la méthode de King, basée sur l'analyse de photographies à longue pose.
D'une manière générale, une mise en station consiste à régler d'une part l'inclinaison de l'axe horaire, et d'autre part son orientation.
Voir aussi: Étoile, Inclinaison, Monture, Monture équatoriale
Références: Monture équatoriale, Monture altazimutale
Parmi les nombreuses méthodes existantes, on peut en distinguer trois principales : la méthode approchée, basée sur le pointage direct de l'étoile polaire ; la méthode de Bigourdan qui permet une mise en station avec une étoile quelconque ; et la méthode de King, basée sur l'analyse de photographies à longue pose.
D'une manière générale, une mise en station consiste à régler d'une part l'inclinaison de l'axe horaire, et d'autre part son orientation.
Voir aussi: Étoile, Inclinaison, Monture, Monture équatoriale
Références: Monture équatoriale, Monture altazimutale
| Monture | Haut de page |
La monture est la partie mobile, celle qui permet d'orienter l'instrument.
Il existe trois types de monture :
Voir aussi: Monture équatoriale, Monture altazimutale, Monture azimutale
Références: Mise en station, Monture équatoriale, Monture altazimutale, Monture azimutale, Trépied
Il existe trois types de monture :
Voir aussi: Monture équatoriale, Monture altazimutale, Monture azimutale
Références: Mise en station, Monture équatoriale, Monture altazimutale, Monture azimutale, Trépied
| Monture altazimutale | Haut de page |
Comme la monture azimutale, elle est constituée d'un axe vertical et d'un axe horizontal. Mais, comme la [lexique="Monture équatoriale"]monture équatoriale[/lexique="Monture équatoriale"], elle permet le suivi d'un astre car elle est équipée d'un moteur sur chacun de ses axes. Elle est donc pilotée par un ordinateur intégré dans le télescope, ou extérieur, avec positionnement automatique sur un astre (Fonction dite "Go to") sans mise en station, mais après indication de la position de deux étoiles en début de séance d'observation. Cette monture est généralement utilisée sur les télescopes Schmidt-Cassegrain de 8 pouces (203 mm) ou plus.
Voir aussi: Mise en station, Monture, Monture équatoriale, Monture azimutale
Références: Monture
Voir aussi: Mise en station, Monture, Monture équatoriale, Monture azimutale
Références: Monture
| Monture azimutale | Haut de page |
C'est la monture basique, constituée d'un axe vertical et d'un axe horizontal. Elle est d'une prise en main facile mais n'est pas adaptée aux observations prolongées. Elle n'est généralement utilisée que sur les lunettes astronomiques de moins de 60 mm. Elle comporte un défaut majeur qui est la rotation de l'image la rendant impropre aux poses photographiques.
Voir aussi: Monture
Références: Monture, Monture altazimutale
Voir aussi: Monture
Références: Monture, Monture altazimutale
| Monture équatoriale | Haut de page |
L'usage de cette monture est rendue pratique en raison de la rotation de la sphère céleste. Elle permet de suivre le même astre en faisant pivoter l'instrument sur un seul axe. Pour cela, elle possède quatre axes dont deux permettent de régler, on dit mettre en station, la monture. Les deux autres servant à orienter l'instrument selon les coordonnées célestes données par la déclinaison et l'ascension droite. Cette monture requière de maîtriser les bases de l'astronomie mais elle offre finalement un meilleur confort d'utilisation. C'est la monture généralement utilisée sur les télescopes.
Une monture équatoriale peut être utilisée pour orienter un instrument d'observation astronomique, télescope ou lunette. Elle permet de suivre le mouvement de la sphère céleste.
La monture équatoriale est constituée principalement d'un axe, dit axe polaire, qui porte l'instrument d'observation au moyen d'une fourche. L'axe polaire peut pivoter sur lui-même et l'instrument basculer sur sa fourche.
Pour être opérationnelle, la monture équatoriale nécessite un réglage appelé mise en station. Il est en effet possible de modifier l'inclinaison et l'orientation de l'axe polaire. L'inclinaison par rapport à l'horizontale doit correspondre à la latitude du site. L'orientation se faire vers le Nord ou le Sud, selon l'hémisphère.
Lorsque la monture est mise en station, l'axe polaire doit pointer vers le pôle céleste, qui correspond à 1° près à l'étoile polaire dans l'hémisphère nord, ce qui signifie que l'axe polaire de la monture est parallèle à l'axe de rotation de la Terre. Ainsi, la rotation de l'instrument autour de cet axe permet de suivre l'ascension droite de la sphère céleste, et le basculement de l'instrument sur sa fourche change la déclinaison.
Voir aussi: Étoile, Ascension droite, Astronomie, Coordonnées, Déclinaison, Inclinaison, Mise en station, Monture
Références: Mise en station, Monture, Monture altazimutale
Une monture équatoriale peut être utilisée pour orienter un instrument d'observation astronomique, télescope ou lunette. Elle permet de suivre le mouvement de la sphère céleste.
La monture équatoriale est constituée principalement d'un axe, dit axe polaire, qui porte l'instrument d'observation au moyen d'une fourche. L'axe polaire peut pivoter sur lui-même et l'instrument basculer sur sa fourche.
Pour être opérationnelle, la monture équatoriale nécessite un réglage appelé mise en station. Il est en effet possible de modifier l'inclinaison et l'orientation de l'axe polaire. L'inclinaison par rapport à l'horizontale doit correspondre à la latitude du site. L'orientation se faire vers le Nord ou le Sud, selon l'hémisphère.
Lorsque la monture est mise en station, l'axe polaire doit pointer vers le pôle céleste, qui correspond à 1° près à l'étoile polaire dans l'hémisphère nord, ce qui signifie que l'axe polaire de la monture est parallèle à l'axe de rotation de la Terre. Ainsi, la rotation de l'instrument autour de cet axe permet de suivre l'ascension droite de la sphère céleste, et le basculement de l'instrument sur sa fourche change la déclinaison.
Voir aussi: Étoile, Ascension droite, Astronomie, Coordonnées, Déclinaison, Inclinaison, Mise en station, Monture
Références: Mise en station, Monture, Monture altazimutale