Glossaire de termes d'astronomie

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Nom Définition Lien
Électron L'électron, un des composants de l'atome avec les neutrons et les protons, est une particule élémentaire qui possède une charge élémentaire de signe négatif.
Les travaux du physicien néo-zélandais Ernest Rutherford, de 1909 à 1912, l'amènent à conclure que l'atome est constitué d'un petit noyau comprenant toute la charge positive et presque toute la masse de l'atome, noyau qui est entouré d'un nuage électronique. Le physicien britannique Henry Moseley, qui travaille dans le laboratoire de Rutherford en 1913, établit avec certitude l'ordre des éléments chimiques dans le tableau périodique. En 1913, le physicien danois Niels Bohr postule que les électrons sont dans des états quantifiés, dont l'énergie est déterminée par le moment angulaire autour du noyau. Les électrons peuvent passer d'un état à l'autre, par émission ou absorption de photons à des fréquences spécifiques. Au moyen de ces orbites quantifiées, il explique avec toute la précision requise les raies spectrales de l'atome d'hydrogène. Cependant, le modèle de Bohr ne peut rendre compte des intensités relatives des raies spectrales, ni expliquer les spectres d'atomes plus complexes. 		Lien
Éclipse Une éclipse est la disparition apparente (occultation) et temporaire, pour un observateur, de tout (éclipse totale) ou partie (éclipse partielle) d'un astre résultant de l'interposition d'un autre objet céleste soit entre cet astre et la source de lumière qui l'éclaire , soit entre cet astre et l'œil de l'observateur. Lien
Écliptique L'écliptique est le plan dans lequel s’effectue l'orbite de la Terre autour du Soleil, en supposant l’orbite plane (orbite moyenne) et le Soleil immobile.

L'écliptique est incliné par rapport au plan de l’équateur céleste d’un angle appelé inclinaison de l'écliptique et valant environ 23° 26′ 10″ au 1er janvier 2024 ; cet angle exprime l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre sur elle-même, par rapport à une normale de l’écliptique.
Quand ils sont chacun représentés par un cercle, l'écliptique et l’équateur céleste, se croisent en deux points diamétralement opposés appelés nœuds. On appelle équinoxes les moments où le Soleil sur la sphère céleste se trouve exactement en l'un de ces nœuds. 		Lien
Élongation L’élongation est l’angle mesuré en degrés (°) par un observateur entre une planète et le Soleil, c’est-à-dire leur écart apparent. L’élongation d’une planète se mesure donc à tout moment. Lorsqu’elle atteint sa plus grande valeur avant de diminuer, on parle d’élongation maximale.
Élongation Est : Cas des planètes Mercure et Vénus (plus proches du Soleil que la Terre) la planète est écartée au maximum de la direction du Soleil (de 48° pour Vénus d'à peine 28° pour Mercure). Depuis la Terre elle apparaît à sa gauche (à l'est de celui-ci). C'est l'élongation est. Elle suit le Soleil dans sa course, se couchant le soir après lui.
Élongation Ouest : Cas des planètes Mercure et Vénus (plus proches du Soleil que la Terre) la planète est écartée au maximum de la direction du Soleil (de 48° pour Vénus d'à peine 28° pour Mercure). Depuis la Terre elle apparaît à sa droite (à l'ouest de celui-ci). C'est l'élongation ouest. Elle suit le Soleil dans sa course, se couchant le soir après lui. 		Lien
Équateur céleste L'équateur céleste, en astronomie, est un grand cercle, tracé sur la sphère céleste, qui est la projection de l'équateur terrestre sur celle-ci. Par extension, l'équateur céleste correspond, pour un objet céleste donné, à la projection de l'équateur de cet objet sur la sphère céleste.
Du fait de l'inclinaison de l'axe de la Terre, l'équateur céleste est incliné d'environ 23° 26' par rapport au plan de l'écliptique. L'équateur céleste coupe l'écliptique en deux points opposés, dont l'un est le point vernal, et l'autre est parfois appelé le point Omega. En coordonnées équatoriales, par définition tous les points de l'équateur céleste ont une déclinaison égale à 0°. 		Lien
Équinoxe L'axe de rotation de la Terre est incliné d'environ 23° par rapport au plan de son orbite (23,436 17° au 1er janvier 2024). En conséquence, pendant environ une moitié de l'année, son hémisphère nord est orienté vers le Soleil, tandis que l'orientation est au profit de son hémisphère sud pendant l'autre moitié. Lors d'un équinoxe, les deux hémisphères sont orientés également par rapport au Soleil et celui-ci est situé directement au zénith de l'équateur. Les pôles Nord et Sud sont également situés à cet instant sur le terminateur et le jour et la nuit divisent exactement les deux hémisphères.

Réciproquement, du point de vue géocentrique, un équinoxe se produit lorsque le Soleil atteint l'une des deux intersections entre l'écliptique et l'équateur céleste : sa déclinaison est alors nulle. Le Soleil n'étant pas un simple point lumineux vu de la Terre, sa traversée de l'équateur prend environ 33 heures. 		Lien
Étoile polaire Une étoile polaire est, de façon générale en astronomie, une étoile visible à l’œil nu se trouvant approximativement dans l'alignement de l’axe de rotation d’une planète, en particulier la Terre.
Actuellement, l’étoile polaire dans l’hémisphère nord de la Terre est Alpha Ursae Minoris (α UMi), l’étoile la plus brillante de la constellation de la Petite Ourse, appelée aussi pour cette raison l'étoile Polaire (avec un P majuscule).
Du fait de son alignement avec l’axe de rotation, une étoile polaire est perçue comme immobile par un observateur situé sur la planète, tandis que les autres étoiles visibles semblent décrire un mouvement circulaire autour de l’étoile polaire pendant la nuit.
Une étoile polaire est située près d’un des pôles célestes ; en navigation astronomique, sa position est un indicateur fiable de la direction d’un pôle géographique, et son altitude angulaire permet de déterminer la latitude.
Potentiellement, une planète possède deux étoiles polaires, une pour le pôle nord et l’autre pour le pôle sud, mais leur existence dépend de la configuration des étoiles : il peut ne pas y avoir d’étoile suffisamment visible à l’œil nu dans la direction d’un pôle. C'est d'ailleurs le cas actuellement dans l'hémisphère sud terrestre, où l'on localise, avec une marge d'erreur inférieure à trois degrés, le pôle céleste sud en prolongeant, en imagination, le pied de la constellation de la Croix du Sud d'une distance équivalente à quatre fois celle séparant les deux étoiles qui le constituent (le nom de la constellation de la Croix du Sud s'explique par ce rôle indispensable aux anciens navigateurs). 		Lien
Exentricité L’excentricité orbitale définit, en mécanique céleste et en mécanique spatiale, la forme des orbites des objets célestes. L'excentricité est couramment notée e. Elle exprime l'écart de forme entre l'orbite et le cercle parfait dont l'excentricité est nulle.

e = c / α

avec les conventions suivantes : "c" est la demi-distance entre les foyers, "α" est la longeur du demi-grand axe.
  • pour les orbites circulaires : e = 0,
  • pour les orbites elliptiques : 0 < e < 1,
  • pour les trajectoires paraboliques : e = 1,
  • pour les trajectoires hyperboliques : e > 1.
L'excentricité actuelle de l'orbite terrestre est de 0,0167. Ce qui entraîne une variation de la distance Terre-Soleil de 3 % sur un an : de 147 100 000 km au périhélie le 3 janvier à 152 100 000 km à l'aphélie le 6 juillet. 		Lien

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