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Glossaire


  • Amas stellaire : Un amas stellaire est un groupe d'étoiles nées d'un même nuage moléculaire et qui sont encore liées par la gravitation. Les étoiles qui composent un amas ont donc même âge et même composition chimique. On distingue deux types d'amas qui dépendent des conditions dans lesquelles ils se sont formés :
    • les amas ouverts : ce sont des groupes de quelques dizaines à quelques milliers d'étoiles qui se forment dans les nuages moléculaires du plan galactique. Leur structure est lâche. Leur masse n'est pas assez importante pour que les étoiles restent groupées plus de quelques millions à quelques milliards d'années. Ce sont des objets typique du disque de la Galaxie (composée d'étoiles de population I).
    • les amas globulaires : ils sont composés de quelques dizaines de milliers à quelques millions d'étoiles. Ils ont une structure sphérique d'où leur nom. On n'observe dans notre Galaxie que des amas globulaires très vieux qui se sont formés en même temps que la Voie Lactée il y a quelques 12 à 15 milliards d'années. Ils ont une distribution sphérique dans la Galaxie. Ce sont des objets typique du halo de la Galaxie (composée d'étoiles de population II).

    Amas ouvert des Pléiades

    Amas globulaire M92

     
  • Binaire (étoile) : Une étoile binaire  (ou simplement binaire ou étoile double physique) est un système de deux étoiles orbitant l'une autour de l'autre sous l'effet de la gravité (comme la Terre tourne autour du Soleil). Une binaire est dite :
    • visuelle lorsque les deux étoiles qui la composent sont observables séparément à travers un télescope. 
    • spectroscopique lorsque les raies d'au moins une des composantes se décalent périodiquement dans le spectre à cause des variations de vitesse radiale induites par son mouvement orbital.
    • photométrique (ou binaire à éclipse) quand sa luminosité est variable à cause des éclipses produites par le passage de l'une des composantes devant l'autre.
    • astrométrique lorsque sa position est perturbée de manière détectable par la présence d'un compagnon trop peu lumineux pour être vu.
    Le concept de binarité est subjectif : une binaire visuelle peut être résolue par une gros instrument et pas par un plus petit. De même la binarité spectroscopique ou photométrique dépend de la précision des détecteurs.
    Les étoiles binaires jouent un rôle primordiale dans notre connaissance des étoiles. En particulier, le calcul des éléments orbitaux (période, demi-grands axes, inclinaison...) des composantes d'une binaire est le seul moyen direct de mesurer des masses d'étoiles grâce aux lois de Kepler.
     
  • Classe de luminosité : nombre compris entre I et VII correspondant à un classement des étoiles en fonction de leur luminosité. Les étoiles de classe I - supergéantes - sont les plus brillantes. Puis viennent les géantes brillantes et normales (II et III), les sous-géantes (IV), les naines ou étoiles de la séquence principale (V), les sous-naines (VI) et les naines blanches (VII).

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  • Constellation : Ensemble d'étoiles arbitrairement regroupées par les Anciens dans une même région du ciel. Les étoiles d'une constellation ne sont pas liées physiquement contrairement aux amas stellaires.

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  • Corps noir : Un corps noir est un corps idéal en équilibre qui réémet tout le rayonnement qu'il reçoit.

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  • Diagramme de Hertzsprung-Russell (ou diagramme HR) : Diagramme ayant pour abscisse un indicateur de la température effective des étoiles  (indice de couleur B-V, type spectral...) et pour ordonnée un indicateur de leur luminosité totale (magnitude absolue bolométrique ou dans une certaine bande photométrique...). Dans un diagramme HR, les étoiles se regroupent dans des zones bien définies : séquence principale, séquence des géantes, zone des supergéantes et séquence des naines blanches qui correspondent à des stades d'évolution différents d'étoiles de masse et de composition chimique différentes.

  • Le diagramme HR et, en particulier, le diagramme HR des amas ouverts ou globulaires, est un des outils fondamentaux de la compréhension de l'évolution stellaire.
     
  • Distance (d'une étoile) : La distance des étoiles proches est connue grâce à la mesure de leurs parallaxes trigonométrique. La distance d'étoiles plus lointaines, qui ont une parallaxe trigonométrique non mesurable par les instruments actuels, est mesurée par des méthodes indirectes. Le module de distance m-M d'une étoile, obtenu par la différence entre sa magnitude apparente m et sa magnitude absolue M, permet de calculer sa distance. L'inverse de cette distance est alors appelé parallaxe spectroscopique ou photométrique selon la manière dont sa magnitude absolue a été calibrée (par son type spectral ou un indice de couleur).

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  • Double (étoile) : système de deux étoiles proches sur la sphère céleste. Une étoile double visuelle peut être une binaire visuelle (deux étoiles gravitant l'une autour de l'autre et donc liées physiquement) ou une étoile double optique (étoiles fortuitement proches sur le ciel mais qui sont en fait à des distances différentes).

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  • Géante (étoile) : étoile ayant épuisé son hydrogène dans le coeur et brûlant de l'hydrogène dans une couche entourant celui-ci. D'autres éléments plus lourds que l'hydrogène peuvent également être en train de fusionner dans le cœur ou en couches. Une géante a un rayon plusieurs dizaines ou plusieurs centaines de fois plus grand que celui du Soleil (d'où leur nom). Une géante brille donc intrinsèquement beaucoup plus qu'une naine de même température. Sa durée de vie est par contre beaucoup plus courte.

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  • Indice de couleur : différence de la magnitude d'une étoile dans deux bandes différentes. Selon le système photométrique utilisé, un indice de couleur permet d'avoir des informations quantitatives sur les paramètres physiques d'une étoile (température, métallicité, magnitude absolue...).

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  • Luminosité (d'une étoile) : Puissance du rayonnement électromagnétique émis par une étoile. La luminosité bolométrique est la luminosité sur l'ensemble du spectre électromagnétique. Sinon, la luminosité est définie dans une certaine bande de longueur d'onde.

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  • Magnitude (d'une étoile) : Initialement, intensité de la sensation visuelle produite par une étoile. Les étoiles visibles ont ainsi été classées en 6 ordres de grandeur par les astronomes anciens, de la première magnitude pour les plus brillantes à la sixième pour les étoiles tout juste visibles à l'oeil nu. À cette hiérarchie s'est substitué un classement plus quantitatif coïncidant avec la première définition. Si F est le flux d'une étoile dans une bande de longueur d'onde donnée, la magnitude est définie par m = 2,5 log(F) + m0, où m0 est une constante. La magnitude absolue d'une étoile est la magnitude qu'aurait l'étoile si elle était située à 10 parsecs de la Terre. La magnitude absolue permet ainsi de comparer des étoiles ayant des distances différentes. La magnitude absolue est égale à M = m - 5log(D) + 5 + A où D est la distance de l'étoile en parsecs et A est l'absorption interstellaire.

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  • Masse limite de Chandrasekhar : masse maximum d'une naine blanche valant environ 1,4 fois la masse du Soleil. Au dessus de cette masse, la pression des électrons dégénérés n'est plus suffisante pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel. Un objet dégénéré de masse supérieure à cette masse limite est donc condamné à devenir une étoile à neutron ou un trou noir.

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  • Matière dégénérée : état de la matière tellement dense que ses caractéristiques sont déterminées par le principe d'exclusion de Pauli. Ce principe stipule qu'un volume élémentaire ne peut contenir plus de deux particules de même type. Cet état de la matière joue un grand rôle dans les phases finales d'évolution des étoiles. La pression des particules dégénérées ne dépend pas de la température (comme dans un gaz parfait par exemple) mais uniquement de la densité de matière. La pression des électrons dégénérés d'une naine blanche est suffisante pour s'opposer à la contraction gravitationnelle d'objets de masse inférieure à la limite de Chandrasekhar. De même, la pression des neutrons dégénérés d'une étoile à neutrons est suffisante pour équilibrer des objets jusqu'à 3 masses solaires.

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  • Mouvement propre : vitesse angulaire à laquelle une étoile se déplace sur la sphère céleste. Elle est fonction de la vitesse de l'étoile dans la Galaxie.

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  • Multiple (étoile) : Groupe de quelques étoiles liées gravitationnellement. On parle de système double (étoile binaire), triple, quadruple...

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  • Naine (étoile) : Étoile de la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell c'est-à-dire une étoile qui brûle de l'hydrogène dans son cœur Une étoile passe plus de 90% de sa "vie" sous forme de naine avant de devenir une géante ou une supergéante.

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  • Naine blanche : Étape ultime de l'évolution des étoiles de masse inférieure à 6 masses solaires environ. Les électrons de la matière composant une naine blanche sont dégénérés. Une naine blanche est caractérisée par une masse inférieure la masse limite de Chandrasekhar, un rayon de quelques milliers de kilomètres seulement pour une densité de l'ordre de une tonne par centimètre cube.

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  • Neutron : une des deux particules (avec le proton) composant les noyaux des atomes. Les neutrons n'ont pas de charge électrique et ont une masse voisine de celle du proton.

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  • Neutron (étoile à neutrons) : Stade ultime de l'évolution d'étoiles de masse initiale comprise entre 8 et 25 masses solaires. Un tel objet est composé de neutrons dégénérés dont la densité peut atteindre un milliard de tonnes par centimètre cube. La masse d'une étoile à neutrons est comprise entre 1,4 et 3 masses solaires. Au-delà, la pression des neutrons dégénérés n'est plus suffisante pour s'opposer à la contraction gravitationnelle et l'objet finit en trou noir.

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  • Parallaxe trigonométrique (ou parallaxe annuelle) p : angle sous lequel est vu le demi-grand axe de l'ellipse apparente que semble effectuer une étoile à cause de son mouvement réflexe dû à la rotation de la Terre autour du Soleil.

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  • Parsec : Le parsec (pc) est défini comme la distance à laquelle une étoile a une parallaxe trigonométrique de 1 seconde de degré (1"). On a les équivalences suivantes : 1 PC = 3.2615 al = 206 265 UA = 3.0857 1013 km. Notez que 1/206 265 = sin (1").

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  • Photon : Particule élémentaire (de la famille des bosons) qui transmet l'interaction électromagnétique c'est-à-dire la lumière. L'énergie transportée par un photon est égale à hn, ou hc/l où h est la constante de Planck (h=6.626 10-34 J.s), c est la vitesse de la lumière dans le vide (c=300.000 km/s), n est la fréquence de l'onde électromagnétique et l est sa longueur d'onde. Plus la fréquence est grande (et donc plus la longueur d'onde est courte), plus le photon est énergétique. Les photons les plus énergétiques sont les photons g (l<10-12 m), puis viennent les rayons X (10-8<l<10-12 m), les ultraviolets UV (10-8<l<3,5.10-7 m), la lumière visible (3,5.10-7<l<8.10-7 m), les infrarouges (8.10-7<l<5.10-4 m) et les ondes radio (micro-ondes, ondes millimétriques, centimétriques, décimétriques, ondes ultracourtes, courtes, moyennes, et enfin grandes ondes).

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  • Photométrie : Ensemble des techniques utilisées pour mesurer la luminosité des astres à différentes longueurs d'onde.

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  • Photosphère : Zone mince de quelques dizaines de kilomètres à la surface d'une étoile d'où provient la majorité de son rayonnement électromagnétique visible, ultraviolet proche et infrarouge proche.

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  • Population stellaire : ensemble d'étoiles ayant sensiblement le même comportement cinématique et la même composition chimique. Les étoiles de notre Galaxie, la Voie Lactée, sont ainsi regroupées en deux grandes populations: le disque et le halo. Les étoiles du halo, ou étoiles de populations II, ont une distribution sphérique et sont presque aussi vieilles que la Galaxie elle-même. Les étoiles du disque, ou étoiles de populations I, sont plus jeunes.

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  • Spectre stellaire : Distribution de l'énergie d'une étoile aux différentes longueurs d'onde. Un spectre se caractérise par l'intensité du flux aux différentes longueurs d'onde et par les caractéristiques de ses raies d'absorption ou d'émission. Les spectres sont les outils fondamentaux de l'étude de la physique des étoiles. Le spectre d'une étoile permet de calculer sa température, sa composition chimique et sa gravité de surface. Par effet Doppler, il est également possible de déterminer sa vitesse radiale et sa vitesse de rotation projetée.

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  • Spectroscopie : Science de l'étude des spectres. 

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  • Supernova : Explosion finale d'une étoile de masse supérieure à 8 masses solaire (supernova de type II) ou explosion finale d'un système binaire dans lequel une naine blanche a accrété suffisamment de matière de son compagnon pour atteindre une masse supérieure à la masse limite de Chandrasekhar (supernova de type I). Au cours d'une supernova de type II, l'étoile éjecte l'essentiel de sa masse dans le milieu interstellaire, enrichissant celui-ci en éléments lourds. Le résidus est une étoile à neutron ou un trou noir.

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  • Trou noir : objet créant un champ gravitationnel tellement intense qu'il crée une région à l'intérieur de laquelle plus rien, même pas la lumière, ne peut s'échapper. Un trou noir stellaire, de masse supérieure à 3 masses solaires, est le stade ultime de l'évolution d'étoiles de masse initiale supérieure à 25 masses solaires après l'explosion d'une supernova

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  • Type spectral : Lettre donnée à une étoile selon l'allure de son spectre et l'intensité de ses raies. Il permet de classer les étoiles en température avec des types les plus chauds aux plus froids : OBAFGKM (un moyen mnémotechnique à été inventé par les anglo-saxons avec la phrase : "Oh Be A Fine Girl Kiss Me!" qui peut aisément se transformer en "oh Be A Fine Guy Kiss Me!" pour ne pas choquer les féministes les plus virulentes ou même en "oh Be A Fine Gay Kiss Me!" pour être politiquement correct en toutes circonstances). Chaque type spectral peut être affiné en rajoutant un nombre compris entre 0 et 10 (ainsi une étoile F3 est un peu plus chaude qu'une F4 et une A9 plus qu'une F0). on adjoint souvent la classe de luminosité au type spectral de manière à bien définir une étoile. Le Soleil est ainsi une G2V c'est-à-dire une étoile G2 de la séquence principale.

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  • Variable (étoile) : étoile dont la magnitude varie au cours du temps. On distingue :
    • les variables de type Algol qui sont en fait des binaires à éclipse.
    • les variables physiques qui peuvent être ou non périodiques suivant la raison de leur variabilité.

     
  • Vitesse radiale VR : vitesse d'une étoile sur sa ligne de visée. Elle est mesurée par le déplacement des raies dans le spectre de l'étoile par effet Doppler (décalage vers le rouge lorsque l'étoile s'éloigne et vers le bleu lorsqu'elle se rapproche). Le décalage Doppler (non relativiste) Dl à une longueur d'onde l est relié à la vitesse radiale VR par la formule dl/l = VR/c où c est la vitesse de la lumière.