GLOSSAIRE - D à E

- A - B - C - D - E - F - G - H - I - J - K - L - M - N - O - P - Q - R - S - T - U - V - W - X - Y - Z -

D

Décembre

1) Douzième et dernier mois de l'année, décembre comporte 31 jours.

2) Décembre tire son nom du latin "december", primitivement dixième et dernier mois de l'année romaine, l'année débutant alors en mars. Il perdit son rang de dernier lors de la création de deux mois supplémentaires pour rétablir la concordance avec l'année solaire. Il ne retrouva sa place que vers l'an 400 de Rome.

Déclinaison

Angle de la direction de l'astre avec l'équateur céleste. La déclinaison est comptée en degrés, de -90° à +90 ° positivement dans l'hémisphère Nord, négativement sinon. La déclinaison est l'analogue céleste de la latitude terrestre. (Voir aussi Ascension droite)

Degré angulaire

Unité de mesure des angles. Le degré angulaire noté ° se définit comme la mesure de la 90^ème partie de l'angle droit. 1 angle droit = 90° ou la 360^ème partie de l'angle plein. Cette mesure n'est pas une mesure du Système International. On lui préfère le radian (rad).

Degré Kelvin

Voir Kelvin.

Demi-grand axe

Moitié du grand axe d'une ellipse. Le demi-grand axe de l'orbite terrestre sert à définir le parsec.

Demi-vie

Durée au bout de laquelle la moitié des atomes d'un élément radioactif s'est désintégrée.

Diamètre apparent

Mesure de l'angle en degrés sous lequel on voit le diamètre d'un astre. Les diamètres apparents du Soleil et de la Lune valent près d'un demi-degré, angle sous lequel on voit un homme de 1, 70 m à 200 mètres.

Dimanche

Septième et dernier jour de la semaine, dimanche n'est pas, comme en anglais (Sunday)ou en allemand (Sonntag), dédié au Soleil, le "solis dies" latin. Il tire son origine de "dies dominica" le jour du Seigneur.

Direction d'un astre

Droite passant par l'observateur et l'astre.

Disque d'accrétion

Un disque d'accrétion est un ensemble circulaire et aplati, composé de gaz et de poussières, qui se forme autour d'un centre d'attraction gravitationnelle. Cette structure tourne en spirale autour du centre d'attraction, d'autant plus vite que l'attraction est intense.

E

Echelle de Turin

Mesure de l'intensité de l'impact entre un géocroiseur et la Terre. Créée par Richard Binzel, un professeur du M.I.T. et présentée à l'UAI pour la première fois à Turin en 1999, cette échelle est graduée de 0 à 10 et se décompose en 5 zones :

0	Pas de risque
1	A surveiller attentivement
2 à 4	Evénement inquiétant
5 à 7	Evénement menaçant
8 à 10	Collision certaine

Un géocroiseur classé 8 produirait des dégâts locaux, comme ceux d'un tremblement de terre. Au niveau 9, les dégâts seraient régionaux. Un impact de niveau 10 déclencherait une catastrophe climatique globale, équivalente à celle qui serait à l'origine de la disparition des dinosaures.

Eclat

Mesure en watt par mètre de la brillance apparente d'un astre reçue sur une unité de surface perpendiculaire au rayon lumineux (voir aussi luminosité et magnitude). Les éclats et les diamètres de deux astres sont liés par la relation :

Anciennement, depuis Hipparque, les étoiles visibles étaient classées en 6 grandeurs de 1 pour les plus brillantes (Sirius, Véga,...) à 6 pour les moins visibles (comme Alcor, la voisine à peine visible de Mizar dans la Grande Ourse), mais cette classification posait quelques difficultés. En effet, classer Sirius et Procyon dans la même grandeur n'est pas satisfaisant comme l'observation directe le montre. Pogson en 1850 proposa alors une définition qui clarifia la situation en introduisant une mesure photométrique et permit d'étendre la mesure aux étoiles non visibles à l'œil nu.

Eclipse

Obscurcissement d'un astre produit par l'interposition d'un autre corps céleste entre cet astre et la source lumineuse. L'éclipse débute lorsque l'astre entre dans la pénombre du corps céleste. Les éclipses de Lune sont de véritables éclipses. Elles sont provoquées par le passage de la Lune dans le cône d'ombre de la Terre. Celles de Soleil sont en réalité des occultations.

La dernière éclipse totale de Lune dans notre région fut celle du 9 janvier 2001.

Ecliptique

1) Courbe décrite sur la sphère céleste par le mouvement apparent du Soleil.C'est en première approximation la courbe décrite par le centre de la Terre en orbite autour du Soleil. C'est sur cette courbe que se produisent les éclipses.

2) Plan de l'écliptique : plan contenant l'écliptique. Ce plan est incliné de 23° 27' sur le plan de l'Equateur.

Effet Doppler-Fizeau

Décalage du spectre électromagnétique sous l'effet de la vitesse de la source par rapport à l'observateur suivant la relation avec v en km/s. Le décalage est proportionnel à la longueur d'onde . Pour une longueur d'onde de 1000 Å, on obtient une précision de 100 m/s quelle que soit la distance.
Si la source s'éloigne de l'observateur, la lumière est décalée vers le rouge (redshift), dans le cas contraire, vers le bleu (blueshift). C'est cet effet qui rend un son plus aigu quand il se rapproche de l'observateur et plus grave quand il s'éloigne.

Effet Yakowsky

Ellipse

Si couramment, on confond l'ellipse et "l'ovale", ces deux courbes sont très différentes. L'ellipse est une figure géométrique à 2 centres S et S' qui sont les foyers de l'ellipse.

L'ellipse est caractérisée par son demi-grand axe a et son excentricité e. La valeur de b (demi-petit axe) est donnée par la relation b² = a² - c² où 2c = S'S et 0 < c < a. De plus pour tout point M de l'ellipse, on a : MS + MS' = 2a. De cette relation, on déduit la construction ci-dessous.

Parmi toutes les constructions de l'ellipse, la plus connue est celle dite du jardinier : 2 piquets plantés en terre (figurant les foyers), une corde en boucle de longueur supérieure au double de la distance des piquets et qui entoure ceux-ci. En tendant la corde et en faisant le tour complet, on obtient une ellipse.

Les orbites des planètes sont en première approximation des ellipses (première loi de Kepler) dont le Soleil occupe l'un des foyers.

Ellipsoïde

Solide engendré par une ellipse tournant autour de son axe. Globalement, la Terre peut être assimilée à un ellipsoïde (voir Géoïde).

Elliptique

En forme d'ellipse.

Elongation

Position relative de la Terre, d'une planète inférieure et du Soleil. L'angle (Terre, planète, Soleil) est égal à 90°. On distingue :

• l'élongation orientale : la planète est à l'Est du Soleil
• l'élongation occidentale : la planète est à l'Ouest du Soleil.

Lors des plus grandes élongations, la planète est mieux visible. La moitié de son disque est éclairée comme la Lune au premier ou au dernier quartier.

Emersion

Réapparition d'un astre qui était caché par un autre lors d'une occultation.

Equateur

1) Grand cercle de la surface d'un astre, considérée comme une sphère, perpendiculaire à son axe de rotation. L'équateur partage la sphère en deux hémisphère,

• l'un l'hémisphère Nord ou boréal contient le pôle Nord,
• l'autre l'hémisphère Sud ou austral contient le pôle Sud

En tout point de l'équateur terrestre, le Soleil culmine au zénith

2) Le plan qui contient l'équateur est le plan équatorial.

3) Le plan équatorial de la Terre coupe la sphère céleste suivant un grand cercle qui est l'équateur céleste.

Equinoxe

Date de l'année où le jour (dans le sens où il fait jour) à une durée égale à celle de la nuit pour tous les points de la surface terrestre. Il y a deux équinoxes par an :

• l'équinoxe de printemps (19, 20 ou 21 mars)
• l'équinoxe d'automne (21, 22, 23 ou 24 septembre).

L'équinoxe de printemps se produit lorsque le Soleil est au point vernal, celui d'automne au point opposé '.

Equinoxes (ligne des)

Voir Ligne des équinoxes.

Ere

1) Fait culminant servant de point de départ au calcul des années. L'ère des Français qui sert de point de départ au calendrier Républicain a commencé le 22 septembre 1792.

2) Ere, "aeris" en latin, provient du génitif de "aes" qui signifie airain. En effet, dans la Rome antique, une série d'années étaient déterminée par un événement mémorable. Le grand-prêtre chargé du calendrier enfonçait alors un clou d'airain dans le mur du temple pour commémorer cet événement et indiquer qu'une nouvelle série d'années commençait.

Essaim

1) Ensemble de météores qui traversent l'atmosphère à certaines époques.

2) Essaim météoritique : essaim de poussières éjectées par une comète et qui restent sur une orbite proche de la comète (tel celui des Léonides entre le 14 et le 20 novembre associé à la comète 55P/Tempel-Tuttle et qui a une période de 33 ans). Les météores semblent tous provenir d'une même région du ciel, le radiant. Un essaim permanent bien connu est celui des Perséides associé à la comète Swift/Tuttle qui survient entre le 11 et le 15 août.

3) Des essaims peuvent donner lieu à une pluie d'étoiles filantes.

Eté

1) Saison astronomique délimitée par le solstice d'été et l'équinoxe d'automne.

2) L'été commence généralement le 21 juin mais peut débuter le 19 (comme en 1488), le 20 (en 1896, et en 2008) et le 22 (en 1975).

3) Période la plus chaude de l'année qui suit le printemps. Dans l'hémisphère austral, l'été coïncide avec l'hiver astronomique.

4) L'été météorologique commence le 1^er juin dans l'hémisphère boréal.

5) Le mot été apparaît vers le XI^e siècle sous la forme "Estet" dont l'origine étymologique est le latin "aestus" qui signifie "brûlé". L'été est donc la saison qui roussit les plantes.

Etoile

1) Boule de gaz très chauds de dimension comprise entre 1/400^ème et 1000 diamètres solaires dans laquelle se déroule des réactions nucléaires. La masse peut varier entre 1/10^ème et 60 fois celle du Soleil et la température de surface entre 2 000 et 50 000 degrés.

2) Les étoiles sont classées par leur couleur (voir classification spectrale) qui dépend de la température de surface exprimée en degrés Kelvin.

3) Les étoiles sont aussi classées par leur luminosité (classification MKK de Morgan - Keenan - Kellman).

• I, Ib, Ia, Iab : supergéantes,
• IIa, IIb : géantes brillantes,
• IIIa, IIIb : géantes normales,
• IVa, IVb : sous-géantes,
• Va, Vb : naines de la séquence principale du diagramme de Hertzsprung - Russell,
• VI : sous-naines,
• VII : naines blanches.

4) Naissance, vie et mort d'une étoile

• Naissance :
  • Les étoiles naissent sous l'action des forces gravitationnelles à partir de la contraction de vastes nuages moléculaires interstellaires (ils peuvent faire environ 20 fois la taille du système solaire) constitués principalement d'hydrogène (75% de la masse ou 90% du nombre d'atomes) et d'hélium (25% de la masse ou 10% de la quantité) en rotation lente. En s'effondrant peu à peu sous son propre poids, le nuage se fragmente (globules de Bok, Objets de Barnard), la masse de matière s'échauffe, la densité augmente, des protoétoiles naissent. En continuant à se condenser sous l'effet de la gravitation, la température du gaz des protoétoiles continue à augmenter. Dès qu'elle est assez chaude, une émission de radiations se produit dans les micro-ondes puis dans l'infrarouge. A la température de 2 à 3000 K, un rayonnement dans le rouge apparaît, mais la radiation est bloquée par le nuage de poussière environnant. L'étoile en formation est donc invisible directement, mais on peut toutefois la détecter par la réémission du nuage environnant dans l'infrarouge.
  • Lorsque la masse est suffisamment compacte et chaude, des réactions nucléaires démarrent localement : l'hydrogène se transforme en hélium par fusion nucléaire, l'énergie nécessaire au démarrage et à l'entretien des réactions initiales est fournie par l'effondrement gravitationnel du nuage. La plus grande partie du nuage environnant de gaz et de poussière est ensuite éjectée par les vents violents générés par la protoétoile. Cette éjection qui se fait principalement sous forme de jets polaires, perpendiculaires au disque de matière qui entoure encore l'étoile, va devenir importante pour la suite de la formation de l'étoile, car elle diminue ainsi la force centrifuge qui s'opposerait à l'effondrement gravitationnel.
  • Au bout de quelques millions d'années, une grande partie du disque a été éjecté. La jeune étoile au centre du nuage devient directement visible, on la dit de type T-Tauri, d'après une étoile prototype de la constellation du Taureau. Une partie du gaz restant autour d'elle va se trouver piégée dans le champ magnétique de l'étoile, et s'échauffer suffisamment pour permettre une émission de rayons X. C'est à ce moment-là également que le disque de gaz qui entoure la jeune étoile va pouvoir, dans certains cas, se condenser pour former des planètes.
  • En l'espace de quelques dizaines de millions d'années, la protoétoile a atteint 10 millions de degrés, des réactions thermonucléaires (fusion de l'hydrogène H en hélium He) se sont déclenchées selon le modèle :
    4 H ---> He + 2 positons + 2 neutrinos + 2 photons + énergie.(0,7%).
    L'élévation de température et de pression qui en résultent stoppe la contraction de l'astre. Une étoile peu massive est née.
  • La formation d'étoiles massives résulte d'un processus plus complexe où interviendraient plusieurs protoétoiles.
• Vie :
  • A l'âge adulte, l'étoile est en équilibre hydrodynamique. Elle brûle 12 % de son hydrogène (au cœur, là où la température est suffisante) et le transforme en hélium. Durant une grande partie de sa vie (environ 90%) qui dépend de la quantité de matière initiale, la pression équilibre la force de gravité. La température de l'étoile est équivalente à sa couleur. Sa luminosité est directement dépendante de sa masse.
  • La température et la densité augmentent à mesure que l'on se rapproche du cœur de l'étoile, là où s'exerce la fusion nucléaire qui transforme l'hydrogène en hélium. Plus l'étoile est massive, plus la gravitation écrase le cœur de celle-ci et plus elle brûle rapidement son hydrogène. En effet le gaz interne comprimé monte en pression pour résister à l'effondrement, donc en température, ce qui augmente les réactions nucléaires et accroît la demande de carburant et la luminosité mais réduit sa durée de vie.
  • L'étoile rayonne 0,7% d'énergie dans l'espace sous forme de chaleur et de lumière.
• Fin de vie :
  • Lorsque l'hydrogène s'épuise au centre de l'étoile, le cœur se contracte sous le double effet de la gravitation et de la baisse de la pression radiative, la température augmente à nouveau, et déclenche des réactions de fusion nucléaire, les couches plus externes d'hydrogène se transforment en hélium, et l'étoile se dilate par un effet de pression (shell burning) tandis que le noyau se contracte tout en se refroidissant. L'étoile voit son diamètre multiplié par un facteur de 100 à 200 tandis que la baisse de température se traduit par un décalage des raies vers le rouge. L'étoile est devenue une géante rouge.
  • A mesure que le cœur s'effondre, sa température croît. Au-delà de 100 millions de degrés, les noyaux d'hélium fusionnent et forment des noyaux de béryllium instables qui à leur tour fusionnent avec un autre noyau d'hélium pour donner du carbone stable (réaction dite "triple alpha"). Cette phase très rapide est appelée "flash de l'hélium". A ce moment, l'énergie est produite à un rythme élevé, ce qui permet à l'étoile géante de préserver son équilibre. Mais cette réaction ne se produit que pour des étoiles dont la masse est au moins égale à la moitié de celle du Soleil.
• Mort
  • Après cette phase de gigantisme, lorsque tout l'hélium est épuisé, des réactions nucléaires mettant en œuvre des éléments plus lourds apparaissent et une nouvelle contraction est enclenchée. En fonction de la masse initiale de l'étoile, les évolutions seront différentes :
    • naine blanche : masse initiale inférieure à 6 fois la masse du Soleil, éjection (nova) violente des couches externes par les vents stellaires causés par les pulsations du noyau de carbone en formation, engendrant une nébuleuse planétaire. Puis sous les forces de gravitation, l'étoile s'effondre sur elle-même. La densité est telle que les électrons quittent leurs orbites engendrant une pression de dégénérescence qui stoppe le processus (principe d'exclusion de Pauli). L'étoile est devenue une naine blanche de la taille de la Terre mais très dense (masse d'un dé à coudre de matière = 1 tonne) et d'autant plus petite qu'elle est massive, en rotation rapide avec une température comprise entre 5000 et 100.000° K. La masse de la naine est inférieure à 1,4 Soleil (limite de Chandrasekhar). L'étoile ne rayonne plus que sa chaleur et se refroidit peu à peu pendant des dizaines de milliards d'années. Elle deviendra alors invisible et terminera sa vie en naine noire.
    • étoile à neutrons : étoile initiale plus massive, entre 6 et 7 fois la masse solaire. Après avoir épuisé le combustible nucléaire, le cœur de carbone s'effondre et les atomes fusionnent pour donner du fer. La température dépasse plusieurs centaines de millions de degrés. Lorsque l'étoile atteint la masse critique de Chandrasekar, elle s'effondre brutalement (en moins d'une seconde) entraînant une réaction mécanique violente du centre vers la périphérie. L'étoile explose en supernova, produisant un flash lumineux impressionnant et en dispersant dans l'espace une quantité énorme de neutrinos et une bonne partie de la masse de l'étoile à des vitesses dépassant 10 000 km/s. La température atteint plusieurs centaine de milliards de degrés, puis l'énergie ainsi obtenue permet au fer de fusionner en des éléments plus lourds : or, uranium... La naine blanche se contracte en un objet de 20 km de diamètre pour une masse de 1,4 Soleil. La densité (1 cm³ pèse 100 millions de tonnes) est telle que les atomes n'existent plus, les protons se combinent avec les électrons en formant des neutrons. Ils ne subsistent donc que des neutrons d'où le nom d'étoile à neutrons. La température baisse alors rapidement pour se stabiliser vers un million de degrés. La rotation très rapide (plus de 30 t/s) couplée à un champ magnétique et électrique intense génère un pulsar.
    • trou noir : étoile initiale encore plus massive de l'ordre d'une dizaine de masses solaires. Lorsque le résidu de la supernova est supérieur à 3 masses solaires (limite d'Oppenheimer-Volkoff ), l'équilibre des forces qui stabilisent l'étoile à neutrons est rompu. L'étoile poursuit sa contraction tandis que sa masse augmente mais cette fois plus rien ne peut s'échapper de l'enfer gravitationnel. On obtient un trou noir, toute la masse est concentrée en un point de densité infinie appelé singularité. La taille du trou noir définit son rayon de Schwarzschild.

5) La durée de vie d'une étoile moyenne (type le Soleil) est d'une dizaine de milliards d'années. En revanche, plus elle est massive, plus la durée de vie de l'étoile est courte (une dizaine de millions d'années).

Entrées connexes : Classification spectrale, étoile à neutrons, globule de Bok, naine blanche, naine noire, nuages moléculaires, Objet de Barnard, pulsar, protoétoiles, rayon de Schwarzschild, Soleil, supernova, trou noir, vitesse de libération.

Etoile à neutrons

Etoile excessivement massive de très petite dimension (une étoile à neutrons d'une masse solaire aurait un diamètre d'une quinzaine de kilomètres) représentant le dernier stade d'évolution d'une étoile massive (environ 7 fois celle du Soleil).

Entrées connexes : Etoile, naine blanche, naine noire, pulsar, supernova, trou noir, vitesse de libération.

Etoile binaire

Voir Etoile multiple

Etoile de Barnard

Etoile de magnitude 9,5 et de classe spectrale M5 (naine rouge) dans la constellation d'Ophiuchus découverte en 1916 par Edward Emerson Barnard. Cette étoile actuellement à 6 al de la Terre se rapproche à la vitesse radiale de 108 km/s (distance diminuant de 0,036 al par siècle). Dans 10 000 ans, elle ne sera plus qu'à 3,85 al de nous et sera la plus proche étoile de la Terre (hors Soleil) détrônant du même coup Centauri (Proxima du Centaure). Cette étoile est en outre susceptible d'être entourée de planètes.

Etoile double

Voir Etoile multiple

Etoile du berger, du matin, du soir

Cet astre qui n'est pas une étoile est l'autre nom de la planète Vénus. Elle doit ce nom au fait que l'astre apparaît très tôt après le coucher du Soleil ou est le dernier à disparaître le matin.

Etoile filante

1) Météore survenant dans la haute atmosphère (120 à 180 km, fin du phénomène vers 60 km) engendré par des poussières cosmiques (1 g environ) capturées par l'attraction terrestre et qui brûlent par frottement contre les molécules d'air.

2) Certaines étoiles filantes sont d'origine cométaire; des poussières ou fragments solides éjectés du noyau lorsque la comète est proche du Soleil, restent sur une orbite peu éloignée de celle de la comète et constituent un essaim météoritique.

3) Les étoiles filantes sont observables toute l'année. Statistiquement, chaque nuit on peut voir une étoile filante toutes les 10 minutes, mais la deuxième moitié de la nuit est plus propice à l'observation.

Etoile multiple

Etoile qui à l'œil nu semble unique mais qui à travers un instrument apparaît avec un ou plusieurs compagnons; ces étoiles sont dites doubles ou multiples. On distingue :

• les couples optiques : 2 étoiles qui paraissent proches par effet de perspectives, mais qui en réalité sont très éloignées l'une de l'autre (ex : Mizar Alcor de la Grande Ourse, le couple est séparable à l'œil nu si la vision est excellente).
• les binaires : 2 étoiles liées physiquement en rotation autour de leur centre de gravité, une étoile brillante (désignée par A) et une plus faible (B). C'est le cas de Mizar qui est en réalité une binaire (dédoublée en 1650 par Riccioli).
• les multiples (triples - doubles-doubles) : 3 ou plusieurs étoiles liées par la gravitation en rotation autour de leur centre de gravité.

Etoile naine

Etoile de luminosité inférieure ou égale à celle du Soleil (classe V à VII de la classification MKK).

Etoile polaire

Etoile proche du pôle céleste Nord (actuellement Umi). Du fait de la précession, il n'y a pas forcément une étoile pour repérer le pôle Nord céleste. Par exemple, dans deux milliers d'années, ce ne sera plus Umi ; en revanche dans 12 000 ans, Véga servira de point de repère pour le pôle céleste.

Etoile variable

Etoile dont l'éclat varie. On distingue plusieurs catégories :

• à éclipses. Deux étoiles tournent l'une autour de l'autre. Lorsque la moins lumineuse passe devant la plus brillante, l'éclat total s'affaiblit jusqu'à devenir minimal alors que si elles sont côte à côte, l'éclat est maximal.
• pulsante. Etoile qui se contracte et se dilate alternativement ce qui fait varier son éclat de minimal à maximal. Parmi les pulsantes, les Céphéides ont une importance particulière car elles servent à calculer des distances stellaires.
• semi-régulière ou irrégulière. Etoile à l'éclat continuellement variable ou habituellement stable et qui brusquement change d'éclat avant de reprendre lentement son état normal (exemple : Mira Ceti).
• éruptive. Etoile dont l'éclat varie brusquement (de l'ordre de 100 fois) puis reprend ensuite son aspect pendant de longues périodes. La variation est due soit à des nuages de poussières, soit à des explosions (voir aussi Nova).

Excentricité

Caractérisation de la déformation de la courbe elliptique par rapport au cercle principal dont le rayon est le demi-grand axe de l'ellipse. L'excentricité e = (c est la distance de l'un des foyers de l'ellipse au milieu du grand axe) d'une ellipse est comprise entre 0 et 1.
Un cercle a une excentricité nulle. Si e = 1, la courbe est une parabole, et si e > 1, la courbe est une hyperbole. Ces deux dernières courbes sont les trajectoires de certaines comètes.

Exo planète

Planète en orbite autour d'une étoile autre que le Soleil. Elles sont détectées par les perturbations qu'elles provoquent sur le mouvement de l'étoile (utilisation de méthodes astrométriques, spectrométriques et interférométriques). 122 exo planètes ont ainsi été détectées (mai 2004)

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ASTRONEUF
Membre SAF 36800