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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| Nadir | Haut de page  |
En astronomie, le nadir est le point de la sphère céleste représentatif de la direction verticale descendante, en un lieu donné (par opposition à zénith).
Voir aussi: Astronomie, Zénith
Références: Zénith
Voir aussi: Astronomie, Zénith
Références: Zénith
| Naine blanche | Haut de page |
Une naine blanche est le résidu d'une étoile éteinte. C'est la dernière phase de l'évolution des étoiles dont la masse est comprise entre 0,3 et 6 fois celle du Soleil.
La densité d'une naine blanche est très élevée : une naine blanche d'une masse solaire a un rayon de l'ordre de grandeur de celui de la Terre. La forte densité de la matière fait que les phénomènes quantiques deviennent prépondérants et on dit que la matière est dans un état de dégénérescence. Le diamètre de la naine blanche ne dépend alors presque plus de sa température, contrairement à ce qui se passe dans les étoiles en activité, elle dépend principalement de sa masse : plus la masse de la naine blanche est élevée, plus son diamètre est faible en raison de la gravitation. Toutefois, il existe une valeur au-dessus de laquelle une naine blanche ne peut exister, c'est la limite de Chandrasekhar. Au-delà de cette masse, la pression due aux électrons est insuffisante pour compenser la gravité et l'étoile continue sa contraction, formant par la suite une étoile à neutrons.
Les naines blanches sont extrêmement chaudes, d'où la lumière blanche qu'elles émettent. Cette chaleur a été emmagasinée lors de l'effondrement gravitationnel de l'étoile. La surface radiative des naines blanches étant extrêmement faible, celles-ci mettent très longtemps à se refroidir. Finalement, une naine blanche va se refroidir jusqu'à devenir une naine noire, cependant l'univers est encore trop jeune pour que cela ait pu se produire.
Voir aussi: Étoile, Diamètre, Gravitation, Phase
Références: Nova, Nova récurrente
La densité d'une naine blanche est très élevée : une naine blanche d'une masse solaire a un rayon de l'ordre de grandeur de celui de la Terre. La forte densité de la matière fait que les phénomènes quantiques deviennent prépondérants et on dit que la matière est dans un état de dégénérescence. Le diamètre de la naine blanche ne dépend alors presque plus de sa température, contrairement à ce qui se passe dans les étoiles en activité, elle dépend principalement de sa masse : plus la masse de la naine blanche est élevée, plus son diamètre est faible en raison de la gravitation. Toutefois, il existe une valeur au-dessus de laquelle une naine blanche ne peut exister, c'est la limite de Chandrasekhar. Au-delà de cette masse, la pression due aux électrons est insuffisante pour compenser la gravité et l'étoile continue sa contraction, formant par la suite une étoile à neutrons.
Les naines blanches sont extrêmement chaudes, d'où la lumière blanche qu'elles émettent. Cette chaleur a été emmagasinée lors de l'effondrement gravitationnel de l'étoile. La surface radiative des naines blanches étant extrêmement faible, celles-ci mettent très longtemps à se refroidir. Finalement, une naine blanche va se refroidir jusqu'à devenir une naine noire, cependant l'univers est encore trop jeune pour que cela ait pu se produire.
Voir aussi: Étoile, Diamètre, Gravitation, Phase
Références: Nova, Nova récurrente
| Nébuleuse | Haut de page |
Une nébuleuse (nuage en grec) désigne, en astronomie, un objet céleste d'aspect diffus et composé de gaz raréfié. Les nébuleuses sont étudiées par les astrophysiciens spécialistes du milieu interstellaire.
Le mot de nébuleuse était utilisé pour désigner tout objet céleste d'aspect diffus.
Depuis les années 1920, après qu'Edwin Hubble eut montré que certaines nébuleuses, étaient des galaxies, le mot nébuleuse désigna seulement les nuages interstellaires, composés de gaz et de poussières, et les nébuleuses planétaires, vestiges d'une étoile en fin de vie.
Voir aussi: Étoile, Astronomie
Références: Amas ouvert, Galaxie, Météorite, Magnitude absolue, Nébuleuse planétaire, Nuage de Oort, Planétésimaux
Le mot de nébuleuse était utilisé pour désigner tout objet céleste d'aspect diffus.
Depuis les années 1920, après qu'Edwin Hubble eut montré que certaines nébuleuses, étaient des galaxies, le mot nébuleuse désigna seulement les nuages interstellaires, composés de gaz et de poussières, et les nébuleuses planétaires, vestiges d'une étoile en fin de vie.
Voir aussi: Étoile, Astronomie
Références: Amas ouvert, Galaxie, Météorite, Magnitude absolue, Nébuleuse planétaire, Nuage de Oort, Planétésimaux
| Nébuleuse à émission | Haut de page |
Les nébuleuses à émission sont des nuages de gaz ionisés qui émettent de la lumière de différentes couleurs. Les nébuleuses en émission sont souvent des pouponnières d'étoiles.
| Nébuleuse par réflexion | Haut de page |
Les nébuleuses par réflexion n'émettent pas de lumière par elles-mêmes mais reflètent celle qui provient des objets environnants, généralement une ou plusieurs étoiles proches.
| Nébuleuse planétaire | Haut de page |
Les nébuleuses planétaires ont souvent un aspect de disque lumineux, similaire aux planètes telles qu'elles étaient vues par les premiers observateurs. En fait, ce sont les couches externes d'étoiles qui sont éjectées par celles-ci lors de certaines phases de leur évolution. Les nébuleuses planétaires produites lors de l'explosion de supernovae, comme la nébuleuse du Crabe, sont souvent spectaculaires et irrégulières, celles produites par l'expulsion de la matière d'une étoile moins massive sont souvent plus régulières, comme la nébuleuse de la Lyre M57.
Voir aussi: Étoile, Nébuleuse
Références: Magnitude absolue
Voir aussi: Étoile, Nébuleuse
Références: Magnitude absolue
| Nébuleuse sombre | Haut de page |
Les nébuleuses sombres sont des nuages opaques de poussières interstellaires qui n.émettent pas ou très peu de lumière et absorbent le rayonnement d'arrière-plan. Elles apparaissent comme des taches plus sombres que les régions environnantes.
| Nova | Haut de page |
En astronomie, une nova est une étoile qui devient très brutalement extrêmement brillante, avec une grande augmentation de son éclat, qui peut être de l'ordre de 10 magnitudes (éclairement multiplié par 10000). Cette vive luminosité ne dure que quelques jours, et l'étoile reprend ensuite progressivement son éclat initial.
Les astronomes qui les découvraient les considéraient comme de nouvelles étoiles, puisqu'elles apparaissaient là où n'existait pas d'étoile précedemment, et les ont ainsi appelé des novae.
Certaines novae sont récurrentes, et ont subi plusieurs explosions depuis qu'elles ont été observées, avec des intervalles de l'ordre de plusieurs décennies.
La connaissance de ce phénomène provient principalement de l'étude spectrographique des novae. Les étoiles qui deviennent des novae, appelées prénovae, sont en général de type spectral A, et peu lumineuses.
Au moment de l'explosion, le spectre se rapproche de celui des supergéantes, mais avec un déplacement de toutes les raies vers le violet, proportionnellement à leur longueur d'onde. L'interprétation de ce décalage est que le rayonnement est émis par un gaz en expansion qui s'échappe de la surface de l'étoile, avec des vitesses énormes de l'ordre de 1000 km/s.
Cette énorme explosion nucléaire, dont l'énergie est de l'ordre de 1038 à 1039 J, serait la conséquence de l'accrétion d'hydrogène à la surface d'une naine blanche.
Quand une naine blanche a une étoile compagne proche qui vieillit et augmente de volume en devenant une géante rouge, l'atmosphère externe de cette compagne sera souvent attirée par la gravité de la naine blanche. Les gaz ainsi capturés consistent principalement en hydrogène et en hélium, les deux principaux constituants de la matière dans l'univers. Les gaz sont écrasés à la surface de la naine blanche par son énorme gravité, comprimés et chauffés à des températures énormes pendant que de la matière additionnelle continue de s'ajouter. À un certain moment, les pressions et les températures de la couche d'hydrogène deviennent assez grandes pour déclencher une réaction de fusion nucléaire qui convertit rapidement une grande quantité d'hydrogène en hélium et d'autres éléments plus lourds.
L'énorme quantité d'énergie libérée par ce processus expulse les gaz restants de la surface de la naine blanche et produit un éclat extrêmement lumineux mais de courte durée.
Voir aussi: Étoile, Accrétion, Astronomie, Luminosité, Naine blanche
Références: Nova récurrente
Les astronomes qui les découvraient les considéraient comme de nouvelles étoiles, puisqu'elles apparaissaient là où n'existait pas d'étoile précedemment, et les ont ainsi appelé des novae.
Certaines novae sont récurrentes, et ont subi plusieurs explosions depuis qu'elles ont été observées, avec des intervalles de l'ordre de plusieurs décennies.
La connaissance de ce phénomène provient principalement de l'étude spectrographique des novae. Les étoiles qui deviennent des novae, appelées prénovae, sont en général de type spectral A, et peu lumineuses.
Au moment de l'explosion, le spectre se rapproche de celui des supergéantes, mais avec un déplacement de toutes les raies vers le violet, proportionnellement à leur longueur d'onde. L'interprétation de ce décalage est que le rayonnement est émis par un gaz en expansion qui s'échappe de la surface de l'étoile, avec des vitesses énormes de l'ordre de 1000 km/s.
Cette énorme explosion nucléaire, dont l'énergie est de l'ordre de 1038 à 1039 J, serait la conséquence de l'accrétion d'hydrogène à la surface d'une naine blanche.
Quand une naine blanche a une étoile compagne proche qui vieillit et augmente de volume en devenant une géante rouge, l'atmosphère externe de cette compagne sera souvent attirée par la gravité de la naine blanche. Les gaz ainsi capturés consistent principalement en hydrogène et en hélium, les deux principaux constituants de la matière dans l'univers. Les gaz sont écrasés à la surface de la naine blanche par son énorme gravité, comprimés et chauffés à des températures énormes pendant que de la matière additionnelle continue de s'ajouter. À un certain moment, les pressions et les températures de la couche d'hydrogène deviennent assez grandes pour déclencher une réaction de fusion nucléaire qui convertit rapidement une grande quantité d'hydrogène en hélium et d'autres éléments plus lourds.
L'énorme quantité d'énergie libérée par ce processus expulse les gaz restants de la surface de la naine blanche et produit un éclat extrêmement lumineux mais de courte durée.
Voir aussi: Étoile, Accrétion, Astronomie, Luminosité, Naine blanche
Références: Nova récurrente
| Nova récurrente | Haut de page |
Une naine blanche peut produire des novae à de multiples reprises pendant que de l'hydrogène additionnel provenant de son étoile compagne continue à s'accroître sur sa surface. Un exemple est RS Ophiuchi, dont on connaît cinq éruptions (en 1898, 1933, 1958, 1967 et en 1985). Cependant, tôt ou tard, l'étoile compagne aura épuisé sa matière ou la naine blanche subira une nova si puissante qu'elle sera complètement détruite par ce processus.
C'est un peu semblable à une supernova de type I ; cependant, en général les supernovae impliquent des processus différents et des énergies beaucoup plus élevées et ne devraient pas être confondues avec les novae ordinaires.
Voir aussi: Étoile, Naine blanche, Nova
C'est un peu semblable à une supernova de type I ; cependant, en général les supernovae impliquent des processus différents et des énergies beaucoup plus élevées et ne devraient pas être confondues avec les novae ordinaires.
- T Coronae Borealis
- RS Ophiuchi
- T Pyxidis
Voir aussi: Étoile, Naine blanche, Nova
| Noyeau | Haut de page |
Le noyau d'une planète est la partie centrale approximativement sphérique au c.ur de sa structure. Pour la Terre, le noyau planétaire est une masse compacte de fer presque pur. Il est probable que cette masse soit sous forme solide au c.ur d'un ensemble liquide qui forme la grande masse de la planète.
Pour les autres planètes, il est parfois difficile d'établir les caractéristiques du noyau. Certaines d'entre elles n'en ont peut-être pas, soit parce que leur intérieur est entièrement solide (la Lune, par exemple), soit parce que leur intérieur est entièrement liquide (c'est sans doute le cas de certaines planètes géantes gazeuses comme Jupiter). Mais les certitudes sont un peu difficiles à obtenir en dehors de la Terre et de la Lune, la meilleure approche pour s'en assure restant la méthode sismique (détectant les déformations d'ondes de choc sismique au passage au travers du noyau).
L'étude du champ magnétique peut cependant fournir des indices intéressants. Selon les théories les plus communément admises, le champ magnétique terrestre est dû aux courants électriques qui parcourent le noyau externe (formé de métaux en fusion) circulant autour d'un noyau interne en fer solide, le mouvement de rotation provoquant un effet dynamo. Au contraire, à la surface de Mars, on n'observe qu'un champ magnétique fossile. Il semble indiquer que son noyau pourrait être totalement solidifié, mais que cette planète a possédé dans le passé un noyau fluide. L'absence de champ magnétique à la surface de Vénus est plus difficilement explicable. Il est peut être dû à une vitesse de rotation trop faible ou à un noyau totalement fluide.
Pour les autres planètes, il est parfois difficile d'établir les caractéristiques du noyau. Certaines d'entre elles n'en ont peut-être pas, soit parce que leur intérieur est entièrement solide (la Lune, par exemple), soit parce que leur intérieur est entièrement liquide (c'est sans doute le cas de certaines planètes géantes gazeuses comme Jupiter). Mais les certitudes sont un peu difficiles à obtenir en dehors de la Terre et de la Lune, la meilleure approche pour s'en assure restant la méthode sismique (détectant les déformations d'ondes de choc sismique au passage au travers du noyau).
L'étude du champ magnétique peut cependant fournir des indices intéressants. Selon les théories les plus communément admises, le champ magnétique terrestre est dû aux courants électriques qui parcourent le noyau externe (formé de métaux en fusion) circulant autour d'un noyau interne en fer solide, le mouvement de rotation provoquant un effet dynamo. Au contraire, à la surface de Mars, on n'observe qu'un champ magnétique fossile. Il semble indiquer que son noyau pourrait être totalement solidifié, mais que cette planète a possédé dans le passé un noyau fluide. L'absence de champ magnétique à la surface de Vénus est plus difficilement explicable. Il est peut être dû à une vitesse de rotation trop faible ou à un noyau totalement fluide.
| Nuage de Oort | Haut de page |
En astronomie, le nuage d'Oort est la théorie la plus généralement admise sur l'origine des comètes à longue période.
Il s'agirait d'une vaste enveloppe de corps orbitant entre 40 000 ua et 150 000 ua (0,73 pc) de distance du Soleil, et donc située bien au-delà de l'orbite des planètes et de la ceinture de Kuiper. Vue d'artiste de la Ceinture de Kuiper et du nuage de Oort Agrandir Vue d'artiste de la Ceinture de Kuiper et du nuage de Oort.
En 1932, Ernst Öpik, un astronome estonien, proposa de considérer que les comètes proviennent d'un nuage situé à l'extérieur du système solaire.
En 1950, l'idée fut à nouveau proposée par l'astronome néerlandais Jan Oort pour expliquer une contradiction apparente : les comètes sont détruites par plusieurs passages par le système solaire interne, pourtant si les comètes que nous observons existaient depuis l'origine du système solaire, toutes auraient été détruites à ce jour. Il doit donc exister une source de nouvelles comètes.
Oort sélectionna pour son étude les 46 comètes les mieux observées entre 1850 et 1952. La répartition des inverses des demi-grands axes faisait apparaître un maximum de fréquence qui laissait supposer l'existence d'un réservoir de comètes entre 40 000 et 150 000 ua. Celui-ci, situé aux limites de la sphère d'influence gravitationnelle du Soleil, serait soumis à des perturbations d'origine stellaire, susceptibles d'expulser les comètes du nuage, soit vers l'extérieur, soit vers l'intérieur donnant lieu à l'apparition d'une nouvelle comète.
Bien qu'aucune observation directe n'ait été faite d'un tel nuage, les astronomes, en se basant sur des observations des orbites des comètes, pensent donc qu'il subsiste, aux confins du système solaire une vaste zone de noyaux cométaires, appelé nuage d'Oort du nom de son découvreur.
Certains estiment que ce nuage débuterait à environ 10 000-30 000 ua et s'étendrait jusqu'à 150 000 ua, voire d'avantage.
Il pourrait contenir mille milliards de noyaux de comètes et serait la source de la plupart des comètes à longue période.
Le nuage d'Oort serait un reliquat de la nébuleuse originelle qui s'est effondrée pour former le Soleil et les planètes il y a environ cinq milliards d'années. Au début, les noyaux se seraient formés par accrétion dans la région de Neptune où la matière était suffisante, soit en même temps que les planètes, soit lors de l'événement ayant produit la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. Rapidement les planètes géantes les auraient soumis à de nombreuses et intenses perturbations gravitationnelles, les repoussant à la périphérie du système solaire.
On pense que d'autres étoiles sont aussi susceptibles de posséder des nuages d'Oort et que les bords externes des nuages d'Oort de deux étoiles voisines peuvent parfois se recouvrir, ce qui entraînerait l'intrusion occasionnelle, voire une arrivée massive, de comètes dans le système solaire interne.
Voir aussi: Accrétion, Astronomie, Ceinture d'astéroïdes, Ceinture de Kuiper, Comète, Nébuleuse, Orbite
Références: Comète
Il s'agirait d'une vaste enveloppe de corps orbitant entre 40 000 ua et 150 000 ua (0,73 pc) de distance du Soleil, et donc située bien au-delà de l'orbite des planètes et de la ceinture de Kuiper. Vue d'artiste de la Ceinture de Kuiper et du nuage de Oort Agrandir Vue d'artiste de la Ceinture de Kuiper et du nuage de Oort.
En 1932, Ernst Öpik, un astronome estonien, proposa de considérer que les comètes proviennent d'un nuage situé à l'extérieur du système solaire.
En 1950, l'idée fut à nouveau proposée par l'astronome néerlandais Jan Oort pour expliquer une contradiction apparente : les comètes sont détruites par plusieurs passages par le système solaire interne, pourtant si les comètes que nous observons existaient depuis l'origine du système solaire, toutes auraient été détruites à ce jour. Il doit donc exister une source de nouvelles comètes.
Oort sélectionna pour son étude les 46 comètes les mieux observées entre 1850 et 1952. La répartition des inverses des demi-grands axes faisait apparaître un maximum de fréquence qui laissait supposer l'existence d'un réservoir de comètes entre 40 000 et 150 000 ua. Celui-ci, situé aux limites de la sphère d'influence gravitationnelle du Soleil, serait soumis à des perturbations d'origine stellaire, susceptibles d'expulser les comètes du nuage, soit vers l'extérieur, soit vers l'intérieur donnant lieu à l'apparition d'une nouvelle comète.
Bien qu'aucune observation directe n'ait été faite d'un tel nuage, les astronomes, en se basant sur des observations des orbites des comètes, pensent donc qu'il subsiste, aux confins du système solaire une vaste zone de noyaux cométaires, appelé nuage d'Oort du nom de son découvreur.
Certains estiment que ce nuage débuterait à environ 10 000-30 000 ua et s'étendrait jusqu'à 150 000 ua, voire d'avantage.
Il pourrait contenir mille milliards de noyaux de comètes et serait la source de la plupart des comètes à longue période.
Le nuage d'Oort serait un reliquat de la nébuleuse originelle qui s'est effondrée pour former le Soleil et les planètes il y a environ cinq milliards d'années. Au début, les noyaux se seraient formés par accrétion dans la région de Neptune où la matière était suffisante, soit en même temps que les planètes, soit lors de l'événement ayant produit la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. Rapidement les planètes géantes les auraient soumis à de nombreuses et intenses perturbations gravitationnelles, les repoussant à la périphérie du système solaire.
On pense que d'autres étoiles sont aussi susceptibles de posséder des nuages d'Oort et que les bords externes des nuages d'Oort de deux étoiles voisines peuvent parfois se recouvrir, ce qui entraînerait l'intrusion occasionnelle, voire une arrivée massive, de comètes dans le système solaire interne.
Voir aussi: Accrétion, Astronomie, Ceinture d'astéroïdes, Ceinture de Kuiper, Comète, Nébuleuse, Orbite
Références: Comète