A

Année-lumière

L'année-lumière est l'unité de distance utilisée en astronomie (notée a.-l.), mais ce ormis dans le système solaire. En effet, les distances y sont beaucoup plus petites que l'année-lumière, on préfère alors utiliser l'unité astronomique (ua). 1 a.-l. = 63 300 ua 1 ua = 149,6 millions de kilomètres

B

BlueShift

Contraire du RedShift. Trahissant non pas la "fuite" des galaxies mais le rapprochement de celles-ci vers la Voie Lactée; Comme le font les galaxies dites du "groupe local" : galaxie d'Andromède, du Triangle, etc...

C

D

Dreyer

Johan Ludvig Emil Dreyer naquit au Danemark en 1852, mais a émigré en Irlande en 1874 afin de travailler au grand observatoire de Lord Ross. Bien qu'il fût amateur, il possédait un télescope de 1,80 m de diamètre qui était le plus grand du monde, de sa construction en 1845 jusqu'à son démantèlement juste avant la première guerre mondiale. Durant ses observations, Dreyer jugea qu'il était temps d'améliorer le General Catalogue of Nebulae de Sir John Herschel. En effet, en 10 ans les découvertes avaient été nombreuses et il était devenu trop long de consulter les données de ces découvertes qui était réparties un peu partout, en plusieurs " petits " catalogues, que presque chaque observatoire créait. C'est pourquoi Dreyer ajouta 1000 objets au GC en 1878. Mais la Société Astronomique Royale demanda en 1886 un autre supplément pour créer un New General Catalogue d'objets non stellaires. Alors Dreyer ajouta 1500 objets à la liste précédente, les combina en l'ordre de leur ascension droite et créa le New General Catalogue of Nebulae and Star Clusters regroupant ainsi tout les objets du ciel profond connus à cette époque, triés et catalogués. Dreyer mourut en 1926.

Doppler-Fizeau, L'effet...

L'effet Doppler-Fizeau est un phénomène se produisant lorsqu'une source de vibrations (sons, ultrasons) ou de rayonnement électromagnétique (lumière, ondes radio, par exemple) de fréquence donnée est en mouvement par rapport à un observateur et qui se traduit pour celui-ci par une modification de la fréquence perçue. Cet effet est fondamental en astrophysique puisqu'il permet la mesure du décalage des raies spectrales d'un astre par rapport au spectre émis sur Terre et qui servira de référence. Appliqué à certaines relations physiques, elle permettra de déterminer la vitesse radicale d'ensemble d'astre (en particulier celle des étoiles proches) et d'étudier leurs mouvements internes. L'interprétation de cette effet au niveau des galaxies se traduira par le RedShift ou plus précisément l'expansion de l'Univers. Ce phénomène naturel reste néanmoins à la base de certaines mesures réalisées par des systèmes spatiaux de localisation ou de navigation. Voici un exemple de conséquence de cet effet : lorsqu'une voiture arrivant à toute vitesse se rapproche d'un observateur, le son perçu par celui-ci est plus aigu (fréquence plus élevée : longueur d'onde raccourcie). Alors que, lorsqu'elle s'éloigne, le son paraît plus grave (fréquence plus basse : longueur d'onde allongée). Si la voiture était restée immobile face à l'observateur, le son perçu par celui-ci n'aurait pas varié. En effet lorsqu'une source émettrice d'ondes (voiture ou galaxie) se rapproche de nous, les ondes se "tassent" dans le sens du mouvement, par conséquent leur fréquence augmente et le son devient plus aigu ou, dans le cas des galaxies, la lumière se décale vers le bleu (BlueShift). Inversement si la source s'éloigne de nous, la lumière "fuit", par conséquent sa longueur d'onde augmente et le son paraît plus grave ou, dans le cas des galaxies, la lumière se décale vers le rouge (RedShift).

E

F

G

H

Herschel

Williams Herschel naquit en 1738 dans le Nord de l'Allemagne, précédant de 12 ans sa soeur Caroline. Ils connurent des débuts musicaux où la renommée du frère éclipsait celle de la soeur. Puis ils abandonnèrent leur Hanovre natal en 1757 pour Bath, en Grande Bretagne, et se tournèrent vers les étoiles. Après quelques essais infructueux, Williams réalisa en 1781 un télescope dont le miroir était nettement supérieur à celui de l'observatoire de Greenwich. Il observait en famille car il était accompagné de sa soeur et de son frère Jacob. C'est de cette manière qu'il trouva une étrange étoile, ou comète, qui s'avéra être une nouvelle planète : Uranus. Sa gloire fut alors soudaine. Il reçut de la Royal Society la médaille d'or en 1782 et le roi George III lui alloua une forte pension. Il devint alors astronome professionnel. Quelques années plus tard, Williams Herschel découvrit Titania et Obéron, 2 satellites d'Uranus, ainsi que Mimas et Encelade, 2 satellites de Saturne. Jours après jours, Williams et Caroline observèrent le ciel et découvrirent que les étoiles étaient bien plus nombreuses qu'on ne le pensait. En même temps la notion de nébuleuse naquit avec la découverte de nuages "laiteux" diffus qui ne semblaient pas être constitués d'étoiles mais plutôt d'un fluide mystérieux. Il conçut également l'existence d'immenses regroupements de nuages stellaires qu'il nomma "univers îles" et qui furent plus tard identifiés comme étant des galaxies. Caroline et Williams mirent au point un catalogue de 2500 nébuleuses et nuages stellaires qui surclassaient les quelques 100 regroupements qui étaient connus auparavant (voir le Catalogue NGC) Nous devons également aux Herschel un renouvellement complet des connaissances à propos des étoiles doubles ainsi que l'exposition de l'importance capitale du mouvement solaire au sein de la galaxie. Caroline fut toujours associée aux principales découvertes de son frère. Elle découvrit 8 comètes entre 1786 et 1797. On sait également qu'elle s'occupa de la majorité des calculs découlant des données récoltées et qu'elle continua son oeuvre après la mort de son frère en 1822. Elle présenta d'ailleurs en 1798 à la Royal Society un index complet des observations de Flamsteed ainsi qu'un catalogue de 560 étoiles non recensées dans le British Catalogue. De retour dans sa province natale, elle reçut à 77 ans la médaille d'or de la Société astronomique. Mais il ne faut pas oublier John, le fils de Williams Herschel. Il continua l'oeuvre de son père notamment dans les progrès qu'il réalisa dans l'étude des étoiles doubles et des forces gravitationnelles en jeu dans les nébuleuses. John fut également un mathématicien célèbre qui introduisit en Grande Bretagne les notions leibniziennes pour le calcul infinitésimal. Ceci lui valut d'être élu en 1812 à la Royal Society où il s'illustra cette fois-ci en chimiste. D'ailleurs en 1836, il créa le mot "photographie" pour désigner l'action de la lumière sur certaines surfaces sensibles.

Hubble

Edwin Powell Hubble naquit à Marshfield dans le Missouri (États-Unis) en 1889. Il effectua ses recherches astronomiques à l'observatoire de Yerkes en 1914 et au mont Wilson de 1919 à 1948. Il participa malgré tout aux deux guerres mondiales. Tout au long de sa vie, il prit de nombreux clichés de "nébuleuses" ce qui lui permettra d' expliquer, en 1922, que les "nébuleuses" ne sont en fait que des galaxies. L'année suivante, il découvrit dans la galaxie d'Andromède une céphéide (étoile à luminosité variable) lui permettant d'établir la distance entre la galaxie d'Andromède et la Voie Lactée (ou tout du moins jusqu'au système solaire). Et il écrivit finalement, en 1929, dans les Proceedings of the National Academy of Science la loi dite d'Hubble. Celle-ci s'appuie sur le rougissement systématique (en grande partie. Mais la galaxie d'Andromède et toutes les galaxies satellites de la Voie Lactée montre un BlueShift et non un RedShift) du spectre des galaxies, interprété comme un effet Doppler-Fizeau. Hubble formula dans cette même loi que les galaxies s'éloignent les unes des autres à une vitesse proportionnelle à leur distance. Ainsi, il conforta l'idée d'expansion de l'Univers. Il mourut en 1953 à San Marino en Californie.

Hubble, Classification de...

En 1920, le monde des galaxies n'était pas connu comme il l'est aujourd'hui. Les astronomes n'étaient même pas sûrs de l'existence de différents "univers-îles" séparés les uns des autres par un énorme espace vide. En effet, certains croyaient à cette théorie alors que d'autres s'y opposaient. Les deux "clans" ayant chacun leurs armes et arguments, le débat fit rage. Mais Edwin Hubble, qui étudiait alors ces "nébuleuses spirales", comme il les appelait, découvrit, à l'aide d'observations sur les perséides qu'elles contenaient, que ces nébuleuses étaient à des distances... astronomiques !! Ce qui écarta la théorie comme quoi ces objets nébuleux étaient relativement proches de nous, dans notre propre galaxie. Ainsi lancé, Hubble décide de répertorier toutes ces galaxies afin de mettre un peu d'ordre dans ce bestiaire. La "séquence de Hubble" était née. Celle-ci, en plus de classer les galaxies par types morphologiques, prétendait pouvoir se lire comme un arbre généalogique, les galaxies elliptiques étant les "ancêtres" et les galaxies spirales et spirales barrées leur descendance. Ce dernier point étant complètement controversé, la classification, elle, perdure. Voici donc une image montrant bien comment Hubble a répertorié les galaxies : D'autres sous-catégories ont été ajoutées comme, par exemple, Sb+, etc... car cet aperçu est trop simple pour contenir tous les types morphologiques différents et nuancés. C'est pourquoi d'autres classifications commencent à voir le jour, notamment des modèles tridimensionnels. D'autres encore se basent non pas sur la morphologie mais sur la "concentration" de lumière au centre galactique, procédé qui a l'avantage de pouvoir se faire automatiquement par des télescopes commandés par ordinateurs. Source de l'image : www.stsci.edu, puis revue et traduite à perso.club-internet.fr/jrosu/univers/entree.htm.

I

J

K

L

Luminosité surfacique

La luminosité surfacique dépend de la surface de l'objet étudié. En effet, lorsqu'un objet céleste est relativement étendu, donner sa magnitude ne suffit pas car celle-ci correspond à la luminosité de l'objet ramenée en un seul point, comme une étoile. Par exemple, la galaxie du Triangle (Messier 33) possède une magnitude de 5,7 ce qui devrait la rendre observable à l'oeil nu et se trouver magnifique dans les plus mauvaises jumelles. Mais il n'en est rien. Effectivement, vu ses grandes dimensions (68.7' x 41.6') la magnitude de 5,7 est "étalée" sur toute cette surface ce qui rend la galaxie beaucoup "moins brillante" et donc beaucoup moins aisée à observer. La luminosité surfacique de la galaxie du Triangle étant de 14,2 on comprend alors pourquoi cette galaxie est moins bien observable que ne le prétendait sa magnitude.

M

Magnitude

Les astres sont classés selon leur éclat sur une échelle dite de magnitude. Cette échelle a la particularité suivante : plus l'objet est brillant, plus sa magnitude est faible, voire négative. Il y a un rapport d'environ 2,5 entre chaque magnitude. Ainsi, une étoile de magnitude 0 sera 2,5 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude 1. A l'oeil nu et dans un site excellent, il est possible de distinguer les étoiles jusqu'à la magnitude +6,5. Quelques repères : - Soleil : -27 - Lune : -12 - Venus : -4,1 - Jupiter : -2,4 - Sirius : -1,6 - Arcturus : 0 - Saturne : 0,85

Magnitude absolue

Comparer les magnitudes des étoiles dans le but d'avoir un rapport masse/luminosité n'aurait aucun sens car la magnitude représente la luminosité apparente des étoiles vue depuis la Terre, sans tenir compte de la distance qui nous éloigne d'elles. Donc, afin de faire un rapport masse / luminosité ou autre, il faut calculer la magnitude qu'auraient les étoiles si elles étaient toutes situées à la même distance de la Terre. Afin de trouver cette magnitude dite "absolue" il faut calculer quelle serait la magnitude de l'étoile si elle était à une distance de 10 parsecs (3300 a.-l.) de la Terre en tenant compte de la magnitude stellaire apparente et de la distance séparant l'étoile de la Terre.

N

NGC, Le Catalogue...

William Herschel, aidé de sa sœur Caroline, va créer le General Catalogue regroupant 2500 nébuleuses et galaxies, qui sera complété plus tard par John Herschel, fils de Williams. Le nouveau catalogue ainsi créé, nommé General Catalogue of Nebulae, comporte alors 5096 objets. Johan Ludvig Emil Dreyer révise et complète le catalogue de John Herschel. Il publie alors le NGC : New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars. Celui-ci donne la position de 7840 nébuleuses, amas stellaires et galaxies. Il ajouta par la suite deux suppléments au catalogue. Le premier comporte 1529 objets, il fut nommé Index Catalogue n°1 (IC I). Le Second (IC II) a porté à 5 386 le nombre d'objets répertoriés dans le supplément. Le catalogue NGC et ses suppléments IC I et IC II sont publiés respectivement en 1887, 1895 et 1907. Ils recensent des amas d'étoiles, ouverts et globulaires (et quelques astérismes), des nébuleuses diffuses et planétaires, des restes de supernovae, des galaxies de tous types (plus quelques singularités dans des galaxies brillantes), et contiennent aussi quelques entrées erronées ne correspondant pas du tout à des objets. Les données du NGC et de l'IC sont très utilisées pour l'identification d'objets astronomiques non stellaires. Le nom des catalogues IC I et IC II s'explique par le fait que le projet était envisagé au départ comme un complément au General Catalogue of Nebulae de John Herschel.

O

P

Parsec

Unité de distance en astronomie (notée "pc"). Distance à laquelle une unité astronomique apparaît comme mesurant une seconde d'arc. 1pc = 206 265 ua = 3.26 a.-l. 1000 pc = 1 kpc 1000 kpc = 1 Mpc

Q

R

RedShift

Le RedShift (noté "z") est le décalage du spectre (vers le "rouge") émis par les galaxies trahissant leur fuite par rapport à la Voie Lactée. Plus la galaxie étudiée est lointaine de la Voie Lactée, plus le RedShift est grand. Un des plus grand RedShift actuellement connu est celui d'un quasar nommé "SDSSp J103027.10+052455.0" avec z = 6,28.

S

Supernova

Une supernova est une étoile qui achève sa vie dans une explosion d'une puissance inouïe. Une étoile peut soudain devenir à elle seule aussi brillante que des milliards de Soleils et ainsi occulter le rayonnement d'une galaxie toute entière ! Seules des étoiles dont la masse est égale ou supérieure à 8 fois celle du Soleil peuvent aboutir à ce type de spectacle. On sait que des éléments de plus en plus lourds sont synthétisés dans le coeur des étoiles par fusion nucléaire. Mais aucun élément de masse atomique supérieure au fer ne peut être généré car il faudrait un apport énergétique supérieur à celui que peut produire une étoile seule. Lorsque l'étoile est riche en éléments lourds, elle ne peut donc pratiquement plus produire d'énergie pour contrecarrer la force de gravitation. En effet, jusque là le rayonnement de l'étoile compensait la force gravitationnelle qui poussait l'étoile à s'effondrer sous son propre poids. L'étoile ne pouvant plus rayonner va entrer dans une phase de contraction que plus rien ne pourra arrêter; toute la matière de l'étoile commencant à tomber sur son noyau métallique. La température et la pression à l'intérieur de l'étoile atteignent des valeurs extrêmement élevés. La température dépasse le milliard de degrés et un dé à coudre de matière stellaire a une masse de plusieurs dizaines de tonnes. Les fortes températures et pressions qui règnent alors vont provoquer l'éclatement des couches périphériques et de toute la matière qui composait l'étoile, comme si cette matière rebondissait sur le noyau. La matière ainsi éjectée va s'éloigner peu à peu du noyau stellaire pour former ce que l'on appelle un "rémanent de supernova" comme par exemple la nébuleuse du Crabe, M 1, dans le Taureau. Ce qui reste de l'étoile est son noyau. Celui-ci peut-être composé de différents matériaux. Si l'étoile qui a explosé n'était pas trop grosse, son noyau est constitué de neutrons. Ce qui lui vaut le surnom "d'étoile à neutrons", ou bien de "pulsar". Effectivement, suite à l'explosion titanesque que le noyau a subit, il s'est vu projeter dans une rotation hyper-rapide de l'ordre de plusieurs tours par milliseconde, et à chaque tour qu'il effectue il semble projeter un flash de lumière détectable par des instruments spécialisés dans le rayonnement radio, on dit que l'étoile "pulse". Si l'étoile était encore plus massive, le noyau qui reste à la fin serait constitué uniquement de quarks. Le noyau s'appellerait alors "étoile à quarks" mais l'existence de tels objets reste pour l'instant très hypothétique. Pire encore, si l'étoile était encore beaucoup plus massive que ça, la matière, au moment de l'explosion, serait projetée dans l'espace mais rapidement réabsorbée. En effet, le noyau n'ayant pas arrêté sa phase de contraction dû à une trop forte pression, se serait effondré sur lui-même, créant ainsi un trou noir dit "stellaire" car finalement de faible envergure par rapport aux trous noirs galactiques.

T

Trumpler, Classification de...

Les études de Trumpler sur les amas ouverts donnèrent naissance à une table de 37 nouveaux amas ouverts, maintenant connue sous le nom de "Catalogue de Trumpler" et à une classification des amas ouverts, connue sous le noms de "Classification de R.J. Trumpler", ou "Types J.R. Trumpler", parue en 1930. Celle-ci catalogue les amas ouverts par leur apparence visuelle, uniquement, et non-pas par nature, taille réelle, composition, etc… Cette classification se base sur 3 caractères visuels : Sont d'abord décrits le degré de concentration central de l'amas et le contraste entre l'amas et le fond stellaire environnant. Ce système se base sur une échelle allant de I à IV, fonctionnant de cette manière : I = concentration nette avec une forte concentration vers le centre. II = concentration nette avec une faible concentration vers le centre. III = concentration nette sans aucune concentration vers le centre. IV = concentration peu visible par rapport aux étoiles environnantes. Est ensuite décrite la gamme de luminosité des étoiles appartenant à l'amas, s'échelonnant ainsi : 1 = luminosité peu importante. 2 = luminosité moyenne. 3 = luminosité importante. Enfin, c'est le nombre apparent d'étoiles qui est décrit, appelé aussi "richesse", fonctionnant suivant un code : P = pauvre (moins de 50 étoiles). M = moyen (de 50 à 100 étoiles). R = riche (plus de 100 étoiles). Une remarque peut être ensuite ajoutée, comme, par exemple, la présence (ou pas) d'une nébulosité associée, etc… Par exemple, le type R.J. Trumpler d'un amas ouvert peut être II-3-M.

U

Unité astronomique

Distance moyenne entre la Terre et le Soleil, c'est à dire 149,6 millions de kilomètres. Elle est utilisée comme unité de distance dans le système solaire. Voir : année-lumière.

V

Vitesse d'expansion

C'est la vitesse à laquelle la nébuleuse "gonfle" sur elle-même, vitesse du mouvement de la matière qui part de la naine blanche, au centre de la nébuleuse, vers l'extérieur.

Vitesse radiale

C'est la vitesse de déplacement d'un objet par rapport à l'observateur (ou au Soleil s'il est précisé "héliocentrique", mais cela n'a pas de grandes différences...); cela correspond généralement à sa vitesse d'éloignement par rapport à la Terre.

Vorontsov-Velyaminov, Type...

Cette échelle répertorie les nébuleuses planétaires par leur forme et apparence. 1 = image stellaire. 2 = disque lisse. 2a = plus lumineux vers le centre. 2b = luminosité uniforme. 2c = traces de structure annulaire. 3 = disque irrégulier. 3a = distribution lumineuse très irrégulière. 3b = traces de structure annulaire. 4 = structure annulaire. 5 = forme irrégulière. 6 = forme anormale. Plusieurs de ces caractéristiques peuvent être additionnées pour définir l'objet en question. Par exemple, le type Vorontsov-Velyaminov d'une nébuleuse planétaire peut être 3+3b.

W

X

Y

Z