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Petit Cheval (constellation)

Petit cheval (constellation)

Le Petit Cheval est une constellation de l’hémisphère nord, la plus petite de cet hémisphère. Seule la Croix du sud dans l’hémisphère sud est moins étendue.

Étoiles principales

Kitalpha (α Equulei)

L’étoile la plus brillante de la constellation du Petit Cheval porte un nom : Kitalpha (α Equ). C’est une géante jaune d’une magnitude apparente de 3,92. C’est également une étoile double : son compagnon - une étoile blanche - orbite à 0,7 ua de distance, en 99 jours.

Autres étoiles

δ Equulei, de magnitude apparente 4,49, est une étoile double. Ses deux composantes orbitent l’une autour de l’autre en 5,713 ans à la distance moyenne de 4,3 ua.

Tableau récapitulatif

N.B. : Les valeurs numériques proviennent des données mesurées par le satellite Hipparcos [http://archive.ast.cam.ac.uk/hipp/hipparcos.html]

Objets célestes

Du fait de sa taille et de sa situation dans un pan du ciel relativement peu lumineux, le Petit Cheval ne contient pas beaucoup d’objets célestes. On peut cependant noter les galaxies NGC 7015, NGC 7040, NGC 7045 et NGC 7046.

Histoire et mythologie

Malgré sa taille et son absence d’étoile significative, le Petit Cheval est bien l’une des 48 constellations considérées par Ptolémée dans son « Almageste ». La constellation représenterait — dans la mythologie grecque — Céléris, le frère de Pégase, qu’Hermès donna à Castor, ou Cyllarus qu’Héra confia à Pollux. Catégorie:Constellation ja:こうま座 ko:조랑말자리 th:กลุ่มดาวม้าแกลบ

Constellation

Une constellation est un ensemble d'étoiles dont les projections sur la voûte céleste sont suffisamment proches pour qu'une civilisation donnée ait décidé de les relier par des lignes imaginaires, traçant ainsi une figure sur la voûte céleste. Une constellation est donc un astérisme particulier. Dans l'espace tridimensionnel, les étoiles d'une constellation sont ordinairement très dispersées, mais elles paraissent être regroupées sur la plaine imaginaire du ciel nocturne. Ces groupes sont totalement arbitraires et différentes cultures ont reconnu des constellations différentes, bien que quelques-unes des plus visibles aient tendance à réapparaître fréquemment, comme par exemple Orion et le Scorpion, à cause de leur brillance, de la proximité de la projection des étoiles, du passage des planètes. Les constellations occidentales sont regroupées en deux parties, divisant le ciel en suivant plus ou moins les deux hémisphères terrestres, le ciel austral pour le sud et le ciel boréal pour le nord. Les constellations boréales sont les plus anciennes et correspondent au pan de ciel visible depuis les régions de la Méditerranée par les astronomes de l'antiquité. Les constellations australes n'ont pas été nommées par les astronomes occidentaux avant au moins le siècle (même si, bien sûr, les habitants de l'hémisphère sud en avaient observé les étoiles bien avant cette époque). Elles servaient aussi, autrefois, de repères pour les marins partis en mer. Actuellement, l'Union astronomique internationale (UAI) divise le ciel en 88 constellations officielles avec des frontières précises, pour que tout point du ciel appartienne à une constellation. Celles-ci sont substantiellement basées sur la tradition hellénique et pré-hellénique, transmise à travers l'ère médiévale.

Constellations antiques

Par un manque évident de documents historiques, il est impossible de connaître l'origine précise des plus anciennes constellations occidentales. Il semble que le Lion, le Taureau et le Scorpion existaient déjà (pas forcément sous ces noms) en Mésopotamie vers 4000 ans av. J.-C. Parmi les 88 constellations adoptées par l'UAI, près de la moitié proviennent des astronomes grecs. Homère mentionnait Orion dans l'Odyssée dès le Le Zodiaque apparaît vers le , divisé en 12 constellations. La compilation exhaustive de constellations la plus ancienne que l'on connaisse remonte à Ptolémée, au , et son Almageste où il groupa 1022 étoiles en 48 constellations. Cette œuvre sera la base de travail des astronomes occidentaux jusqu'à la fin du Moyen Âge. Elle ne comprend cependant que des étoiles visibles d'Alexandrie où Ptolémée faisait ses observations.

Le Zodiaque

Le Zodiaque, bande de ciel contenant le tracé des orbites du Soleil et des planètes, à été divisé au en douze parties égales (une pour chaque mois de l'année) auxquelles on a donné le nom de la constellation la plus proche (constellation qui pouvait exister bien avant la création du Zodiaque) :
- le Bélier, première constellation du Zodiaque, débutant le 21 mars, la période de la nouvelle année dans les calendriers antiques
- le Taureau
- les Gémeaux
- le Cancer
- le Lion
- la Vierge
- la Balance
- le Scorpion
- le Sagittaire
- le Capricorne
- le Verseau
- les Poissons Les constellations de cette liste sont généralement les plus anciennes, ayant une importance évidente en astrologie (qui se confondait alors plus ou moins avec l'astronomie). Il faut noter qu'à cette liste très connue de douze constellations, il conviendrait d'ajouter désormais le Serpentaire qui fait partie intégrante du Zodiaque, astronomiquement parlant, puisque le Soleil traverse ses limites actuelles définies par l'UAI du 30 novembre au 17 décembre. Les anciens ne l'ont toutefois pas relevé pour des conditions purement esthétiques ou astrologiques : seul le sud de la constellation est traversée par le Soleil et les étoiles brillantes du Scorpion en sont proches.

Constellations de Ptolémée

En plus des douze constellations du Zodiaque, Ptolémée a fait l'inventaire de 36 autres figures : Les 48 constellations inscrites par Ptolémée dans son Almageste seront utilisées pendant plus de 1000 ans en occident sans aucun changement ni ajout. Mis à part l'immense Navire Argo, découpé plus tard en quatre constellations, elles seront toutes adoptées sans aucune modification par l'UAI.

Constellations modernes

LAlmageste de Ptolémée passa dans les mains des astronomes arabes qui complétèrent ses observations, ajoutant quelques constellations qui ne sont plus utilisées actuellement, rallongeant certaines (comme l'Éridan) afin de mentionner des étoiles visibles depuis les latitudes plus australes que celle d'Alexandrie. LAlmageste étant un ouvrage alors perdu en Europe, les astronomes occidentaux n'en obtinrent des copies que dans la dernière partie du Moyen Âge, à partir de traductions de l'arabe en latin, en même temps qu'un certain nombre d'observations des astronomes arabes. A partir du , lorsque les pays européens partirent explorer les mers de l'hémisphère sud, ils découvrirent de nouvelles étoiles qui n'étaient mentionnées dans aucune constellation connue. Il fallut donc en inventer de nouvelles.

Propositions de Johann Bayer

L'astronome allemand Johann Bayer publia en 1603 lUranometria, le premier atlas astronomique couvrant entièrement la sphère céleste. Il contenait, outre celles de Ptolémée, 12 constellations nouvelles visibles depuis l'hémisphère sud. Ces constellations ont vraisemblablement été cartographiées par les navigateurs hollandais Pieter Dirksz Keyser et Fredrick de Houtman qui ont fait bénéficier Bayer de leurs inventions :
- le Caméléon
- la Colombe
- la Dorade (espadon)
- la Grue
- l'Hydre mâle
- l'Indien
- l'Oiseau de paradis
- le Paon
- le Phénix
- le Poisson volant
- le Toucan
- le Triangle austral Ces nouvelles constellations, aux noms exotiques, arrivèrent les premières sur un planisphère céleste encore vierge et connurent un tel succès qu'elles sont toujours utilisées de nos jours. Elles témoignent également d'un changement de perception dans ce qu'est une constellation. Les anciens grecs divisaient le ciel en deux parties : les constellations et les espaces entre celles-ci qui étaient sensés n'appartenir à aucune. Johann Bayer, en produisant une carte du ciel pour chaque constellation, commence à rattacher tout point du ciel à une constellation donnée.

Profusion de nouvelles constellations

A partir de la publication de lUranometria, les astronomes européens vont tenter d'imposer un maximum de leurs créations, sans toutefois rencontrer le même succès que Bayer. En 1624, l'astronome allemand Jackob Bartsch définit cinq nouvelles constellations entre plusieurs déjà existantes. Seules la Licorne, la Girafe et la Croix du Sud nous sont restées, le Tigre et le Jourdain échouant sans postérité. Vers la même époque, Tycho Brahé élève au rang de constellation l'astérisme de la Chevelure de Bérénice. En 1643, Anton de Rheita imagine une Figure de Jésus entre le Lion et l'Hydre, une Mouche près du Bélier, rebaptisée Fleur de lys sous Louis XIV : nommer les constellations devient un jeu de courtisan. En France, Augustin Royer utilise un groupe d'étoiles entre Andromède, Céphée et Pégase qu'il nomme le Sceptre. En Prusse, l'astronome royal Gottfried Kirch crée un second sceptre sous l'Éridan afin de lui donner la réplique. Ces revendications de prestige ne s'imposent pas dans la communauté des astronomes.

Johann Hevelius

Vers 1690, Johannes Hevelius, bourgmestre de Gdańsk, propose plusieurs constellations :
- les Chiens de chasse
- l'Écu de Sobieski
- le Lézard (en lieu et place du Sceptre d'Augustin Royer)
- le Lynx (car ses étoiles sont, pour paraphraser Hevelius, si faibles qu'il faut des yeux de Lynx pour les voir)
- le Petit Lion
- le Petit Renard (originellement le Renard à l'oie, étant décrit comme un renard qui s'enfuit en emportant une oie dans sa gueule)
- le Sextant Ces dénominations, non rattachées à un quelconque souverain, modestes, auront finalement plus de succès que toutes les autres et subsisteront jusqu'à notre époque.

Ajouts de Nicolas-Louis de Lacaille

Nicolas-Louis de Lacaille est abbé, astronome et mathématicien. Ayant séjourné en 1750 et 1751 au Cap en Afrique du Sud afin de procéder à des relevés systématiques des étoiles de l'hémisphère sud, La Caille référence dans son ouvrage Coelum australe stelliferum (publié en 1763, après sa mort), plusieurs nouvelles constellations afin de compléter les espaces de ciel encore vierges de toute dénomination :
- le Burin
- le Compas
- le Fourneau
- l'Horloge
- la Machine pneumatique
- le Microscope
- la Mouche
- l'Octant
- le Peintre (originellement le Chevalet)
- la Règle
- le Réticule
- le Sculpteur
- la Table (originellement la Montagne de la Table)
- le Télescope Les noms choisis reflètent les idées de l'époque, plus portées vers la Science et les Techniques que vers l'Aventure et la Mythologie. En outre, La Caille démantèle le Navire Argo en quatre constellations plus petites afin de le manier plus facilement.

Les constellations aujourd'hui

Dans les années 1920, l'Union Astronomique Internationnale décide de mettre de l'ordre dans les constellations et d'en définir rigoureusement les limites. L'Atlas officiel des constellations, publié en 1930 divise le ciel suivant des lignes d'ascension droite et de déclinaison. Aujourd'hui, les constellations n'ont plus en astronomie le même intérêt qu'auparavant : les objets célestes étant référencés par leur coordonnées, leur position dans telle ou telle constellation n'a pas grande importance. Les constellations, objets de mesures et d'attention pendant des siècles, ne sont désormais plus vraiment connues que des amateurs.

Le mouvement des constellations dans le ciel

Du fait que la Terre tourne sur elle-même, on observe les constellations tourner autour d'un centre que pointe l'axe de rotation terrestre, c’est-à-dire l'étoile polaire dans l'hémisphère nord, σ Octantis dans l'hémisphère sud. C'est pourquoi sur les cartes célestes, l'étoile polaire y figure au centre (σ Octantis est malheureusement trop faible pour être facilement observable). Ainsi, dans l'hémisphère nord, les constellations qui se trouvent près de l'étoile polaire ne descendent jamais en dessous de l'horizon et sont visibles toute l'année à partir des latitudes où l'étoile polaire n'est pas trop basse dans le ciel : on les appelle les constellations circumpolaires. Ce sont, par exemple, la Petite et la Grande Ourse, Cassiopée, Céphée et le Dragon. À l'inverse, la plupart des constellations ne sont visibles qu'en certaines saisons, comme Orion, visible en hiver, la Lyre en été, le Lion au printemps, ou encore Andromède visible en automne.

Comment observer les constellations ?

Si vous habitez en ville, vous ne connaissez peut-être que peu de constellations. En effet, les lumières parasites dues à l'activité de l'Homme, sont très incommodantes, tant et si bien qu'on commence à parler de pollution lumineuse. Allez dans un coin reculé, où il fait noir, puis observez le ciel. Vous aurez tôt fait de remarquer la grande ourse, que vous connaissiez déjà. Prenez alors les deux étoiles du bout de la casserole puis reportez 5 fois leur distance : vous tomberez alors sur l'étoile polaire, celle qui indique le Nord. De même, en prolongeant la queue de la constellation vous tomberez sur Arcturus, l'étoile brillante du Bouvier. En été, vous aurez également découvert le triangle d'été formé par trois étoiles brillantes : Véga de la Lyre, Altaïr dans l'Aigle et Deneb dans le Cygne. Ces trois étoiles constituent un repère intéressant pour trouver toute une myriade de constellations.

Voir aussi


- Repérage des constellations
- Astronomie
- Astronomie d'observation
- Constellation arabe
- Constellation chinoise
- Désignations stellaires
- Liste des constellations
- Wikipédia:Projet/Constellations
- ja:星座 ko:별자리

Croix du sud (constellation)

La Croix du Sud est une petite constellation de l'hémisphère sud, la plus petite de toutes les constellations. Elle est entourée sur trois côtés par le Centaure et au sud par la Mouche. La Croix du Sud est utile pour trouver le sud celeste. En l'absence d'une étoile polaire dans l'hémisphère sud (σ Oct est la plus proche du pôle, mais elle est trop peu lumineuse pour être utile), deux des étoiles de la Croix du Sud sont utilées pour le déterminer : en suivant la ligne formée Acrux (α) et Gacrux (γ) sur 4,5 fois la distance entre ces deux étoiles, on tombe sur un point proche du sud céleste. D'une autre façon, en traçant la droite entre α et β du Centaure, le point où cette droite rencontre la droite précédente est le sud céleste.

Étoiles principales

Acrux (α Crucis)

Acrux (α Cru) est l'étoile la plus brillante de la constellation. Avec une magnitude apparente de 0,77, il s'agit de la 22 étoile en terme de luminosité, l'étoile de première magnitude la plus au sud de la voute céleste. Acrux est une étoile binaire, constituée de deux supergéantes bleues et chaudes, α1 Cru (magnitude 1,4) et α2 Cru (magnitude 1,9). Distantes de 320 années lumière, elles sont 25 000 et 16 000 fois plus brillantes que le Soleil et tournent l'une autour de l'autre en 1 500 ans, séparées par 420 ua. α1 Cru est elle-même double, mais les deux compagnons sont inséparables au télescope. On sait juste qu'ils orbitent en 76 jours, à un peu moins d'une ua de distance. Une dernière étoile semble accompagner les trois autres, mais il s'agit peut-être d'un effet d'optique, sa distance réelle à la Terre étant difficile à mesurer car elle est très peu lumineuse. Acrux était un peu trop au sud pour recevoir un nom des astronomes de l'antiquité méditerranéenne. En conséquence, son nom moderne est juste la juxtaposition de la première lettre de l'alphabet avec le nom latin de la constellation.

Mimosa (β Crucis)

Mimosa (β Cru), de magnitude 1,25, est une géante bleue rayonnant principalement dans l'ultraviolet. C'est également une étoile variable de la classe des Beta Cephei, variant entre 1,23 et 1,31 sur de multiples périodes dont la plus courte est de 5,68 jours. Mimosa est vraisemblablement une étoile double. Les deux étoiles orbitent l'une autour de l'autre en 5 ans mais ne peuvent pas être séparées au télescope. Comme Acrux, Mimosa (parfois nommée Bécrux selon le même schéma) ne possédait pas de nom propre pendant l'antiquité. Son nom actuel est donc récent, mais on ignore son origine.

Gacrux (γ Crucis)

Gacrux (γ Cru) - magnitude 1,59 - est une géante rouge, 113 fois plus grande que le Soleil, la 24 plus brillante étoile du ciel. Elle est légèrement variable de façon irrégulière et possède peut-être un compagnon car son spectre enrichi en barium montre une contamination possible par une autre étoile. Son nom est construit selon la même logique qu'Acrux.

Autres étoiles

δ Cru (magnitude 2,79) et ε Cru (magnitude 3,59) sont les deux autres étoiles les plus brillantes de cette constellation.

Tableau récapitulatif

N.B. : Les valeurs numériques proviennent des données mesurées par le satellite Hipparcos [http://archive.ast.cam.ac.uk/hipp/hipparcos.html]

Objets célestes

En dessous de la Croix du Sud, on distingue une tache sombre appelée le Sac de charbon. Il s'agit de la principale nébuleuse sombre du ciel. La Croix du Sud contient également l'amas ouvert NGC 4755, connu également sous le nom de boîte à bijoux. Découvert par Nicolas-Louis de Lacaille en 1752, il renferme une centaine d'étoiles regroupées sur environ 20 années lumière, à près de 7 500 années lumière de la Terre.

Histoire

A cause de la précession des équinoxes, la Croix du Sud était visible depuis la Méditerranée pendant l'antiquité. Cependant, les astronomes grecs n'ont jamais considéré ses étoiles autrement qu'une partie du Centaure. On attribue généralement la paternité de la Croix du Sud comme constellation indépendante à Augustin Royer en 1679. Elle était cependant reconnue sous cette forme bien auparavant. La Croix du Sud - dont le nom s'oppose à la « Croix du Nord » qu'est la constellation du Cygne - est désormais l'une des constellations les plus connues de l'hémisphère sud et ses cinq étoiles les plus brillantes apparaissent sur les drapeaux de l'Australie, du Brésil, de la Papouasie-Nouvelle-Guinée et des Samoa. Quant au drapeau de la Nouvelle-Zélande, il omet juste l'étoile ε.
Catégorie:Constellation ja:みなみじゅうじ座 ko:남십자자리 th:กลุ่มดาวกางเขนใต้

Étoile

ko:항성 ms:Bintang ja:恒星 simple:Star th:ดาวฤกษ์
- En astronomie, une étoile est un astre semblable au Soleil qui puise son énergie grace à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. À l'exception du Soleil, les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant — généralement scintillant du fait de la turbulence atmosphérique —, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Ceci vient du fait que toutes les autres étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que ne l'est le Soleil. L'étoile la plus proche après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil. Système Solaire Une étoile typique ressemble au Soleil. Sa masse est de l'ordre de quelques 10 kilogrammes, et son rayon de l'ordre de quelques millions de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 10 watts. Les étoiles se forment suite à la contraction et l'échauffement d'un nuage de gaz sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement est suffisant, il peut démarrer des réactions nucléaires au cœur du nuage. L'énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée. Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10 et 10, ce qui représente approximativement le nombre de molécules contenues dans quelques centimètres cube d'air. Le Soleil mis à part, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observable en plein jour (sauf Sirius dans d'excellentes conditions d'observation et quelques supernovae historiques). Le nombre d'étoiles observables la nuit à l'œil nu et par temps clair varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d'observation.

Les constellations

En observant le ciel nocturne, l'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations. Les étoiles d'une constellation n'ont a priori rien de commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.

Caractéristiques principales d'une étoile

Masse

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile aussi bien en durée que dans ses phases évoluées et finales. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires (voir Naines brunes) ; au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées.

Diamètre

Comparativement à notre planète (environ 12 000 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre 700, voire 800 fois supérieur à ce dernier ! Le diamètre d'une étoile n'est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d'évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).

Magnitude

Température et couleur

La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M (moyen mnémotechnique pour retenir la séquence : ce sont les initiales de la phrase anglaise Oh, be a fine girl, kiss me). Le Soleil, par exemple, est de type spectral G. Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l'œil , Rigel par exemple, les étoiles A sont blanches (Sirius, Véga), les étoiles F et G sont jaunes, c’est l’exemple du Soleil (qu’il ne faut pas regarder à travers un instrument optique grossissant, tel que jumelles, téléobjectif, lunette astronomique ou télescope), les étoiles K sont orange (Arcturus), et enfin les étoiles M sont rouges comme par exemple Bételgeuse. On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l'indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l'étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.

Vitesse de rotation

Toutes les étoiles tournent sur elles-mêmes plus ou moins vite. Cela dépend de leur âge (freinage au cours du temps) mais aussi de l'état initial du nuage protostellaire ; enfin, cela dépend de leur masse et de leur statut d'étoile simple, binaire ou multiple. On n'accède pas directement à la vitesse de rotation mais à sa projection sur la ligne de visée : le fameux v.sini. Une étoile n'étant pas solide, elle est animée d'une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.

Spectre

Le spectre d'une source lumineuse et donc d'une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd'hui des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l'énergie lumineuse venant de l'étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d'abondances chimiques des couches externes de l'étoile.

Champ magnétique

Comme le Soleil, la plupart des étoiles sont dotées de champs magnétiques très intenses dont dépend l'activité de l'étoile, c'est-à-dire la quantité de rayonnement et de particules émis par l'astre, appelé vent stellaire (pour le Soleil, on parle de vent solaire). Pour le Soleil, l'activité peut se mesurer par le nombre et la dimension de taches présentes sur sa surface, qui trahissent les variations locales d'intensité du champ magnétique.

Structure d'une étoile

Une étoile est structurée en différentes zones, décrites ci-après à partir du centre.

Le cœur

C'est la partie de l'étoile dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui fournissent l'énergie nécessaire à la stabilité de l'étoile. Le cœur est la zone la plus chaude qui dans le cas du Soleil atteint la température de 15,7 millions de kelvins.

La zone radiative

L'énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires au cœur de l'étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d'une zone convective. Dans le Soleil, la zone radiative met près d'un million d'années à sortir le rayonnement produit dans les parties centrales.

La zone convective

Au contraire de la zone précédente, la chaleur se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s'élève sous l'effet de la poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C'est le principe de la convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l'étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l'étoile, comme c'est le cas pour Bételgeuse.

La photosphère

C'est la partie externe de l'étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue, de quelques centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l'étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l'étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d'environ 400 kilomètres.

La couronne

C'est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. On peut l'observer lors des éclipses de Soleil. C'est grâce à l'étude de la couronne au que l'astronome Jules Janssen a découvert l'existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Helios) : l'hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles possèdent des couronnes.

Évolution

→ Voir article de fond : évolution des étoiles. L'histoire d'une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique Z (théorème de Vogt et Russell). M détermine sa durée d'existence, et conditionne sa fin. L'évolution d'une étoile passe par plusieurs phases, la première est la phase naine ou séquence principale, la seconde est la phase géante puis supergéante pour terminer par la phase finale telle une supernovae ou une nébuleuse planétaire.

Formation

Une étoile naît de la contraction d'un nuage riche en hydrogène. Sous l'influence d'une onde de densité (bras de galaxie), d'une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d'une fluctuation de densité au sein de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraîne son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l'infrarouge). Ce rayonnement ralentit (par la pression de radiation), mais n'interrompt pas l'inexorable travail de la gravitation. Voir article de fond : formation stellaire.

La séquence principale

Sous l'effet de la contraction, le cœur de l'étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu'à l'allumage des réactions thermonucléaire (voir plus haut). L'étoile entre alors dans ce qu'on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son cœur, initialement et essentiellement constitué d'hydrogène et d'hélium, va progressivement se transformer en hélium. Des noyaux d'hydrogène (des protons) fusionnent par groupe de 4 pour donner un noyau d'hélium (composé de 2 protons et 2 neutrons), il se produit alors un dégagement d'énergie selon les réactions suivantes (chaîne proton-proton) : :2(1H + 1H → 2D + e- + νe) (4,0 MeV + 1,0 MeV) :2(1H + 2D → 3He + γ) (5,5 MeV) :3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,86 MeV) La fusion a lieu dans le cœur de l'étoile, la zone centrale, du fait de la pression et de la température élevées qui y règnent. Dans ces conditions, les protons ont une grande vitesse qui leur permet de vaincre leur répulsion électrique (2 protons ont tous deux une charge positive donc se repoussent) et de fusionner à l'aide de l'effet tunnel. D'autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d'énergie. Une partie de l'énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l'extérieur, car un plasma est opaque, la lumière y voyage très difficilement. On estime qu'un photon met plusieurs millions d'années avant d'atteindre la surface de l'étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.

La fin d'une étoile

Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le cœur de l'étoile, les réactions de fusion s'arrêtent. La pression créée par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l'étoile s'effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu'à prendre la forme d'une gigantesque explosion (supernova) suivi de la formation d'une étoile à neutrons voire dans les cas extrêmes (dépend de la masse de l'étoile) d'un trou noir.

Les types d'étoiles

On peut classer les étoiles en différentes catégories : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, géantes rouges, géantes bleues, supergéantes rouges, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, il faut garder en tête qu'il ne s'agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre.

Naines brunes : des étoiles ratées

Les naines brunes ne sont pas des étoiles. Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires (0,08 fois la masse du Soleil) pour qu'une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives. Elles n'ont qu'un début de formation un peu lumineux, brillant par contraction gravitationnelle.

Naines rouges

Les naines rouges sont... de petites étoiles rouges ! Il s'agit en fait des plus petites étoiles dignes de ce nom. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masses solaires. Une température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant et vivent très longtemps. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une.

Naines jaunes

Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne. (Les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes.) Elles ont une température de surface d'environ 6000°C et brillent d'un jaune vif, presque blanc. À la fin de sa vie, une naine jaune devient une géante rouge puis une naine blanche. Le Soleil est une naine jaune typique.

Géante rouge

La phase géante rouge annonce la fin. Une étoile atteint ce stade lorsque son cœur a épuisé son principal carburant, l'hydrogène. Des réactions de fusion de l'hélium se déclenchent alors. Tandis que le centre de l'étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l'hélium s'épuise à son tour et l'étoile meurt. L'astre se débarrasse de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche.

Géantes bleues et supergéantes rouges

Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes: des géantes bleues. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène. Lorsqu'elle ne contient plus d'hydrogène dans son cœur, une géante bleue y fusionne de l'hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse de plus en plus. Elle devient alors une supergéante rouge. L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane... À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Elle explose en une supernova et meurt. L'explosion laisse derrière elle un étrange cœur de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Naines blanches

Les naines blanches sont les cœurs d'étoiles mortes qui ont expulsé leurs couches externes. Leur taille est environ celle de la Terre. Elles sont blanches car leur température de surface après leur naissance est extrêmement élevée. Au cours du temps elles se refroidissent par perte de rayonnement pour finir comme astres froid et invisibles. Ces étoiles sont mortes : il n'y a plus de réactions nucléaires en leur cœur. Les progéniteurs des naines blanches sont des étoiles dites de masses intermédiaires, c'est à dire entre ~1 et ~8 masses solaire. Les naines blanches sont constituées de matière dégénérée. La matière est dans un état dégénéré et sa densité est telle que ses composants, électrons ou neutrons, sont tellement proches que le facteur principal de la pression provient du principe d'exclusion de Pauli; c'est la pression de dégénérescence. La densité d'une naine blanche est donc énorme. Une cuillère à thé de matière d'une telle étoile aurait, sur Terre, la masse d'un éléphant. Cette densité extrême impose aux électrons de se repousser énergiquement. Il se crée ainsi une force de pression qui s'oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l'absence de fusion nucléaire en son cœur. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,4 fois celle du Soleil : c'est la limite de Chandrasekhar. Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d'une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est complètement détruite. Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.

Naines noires

Comme un élément de cuisinière qu'on éteint, les naines blanches se refroidissent lentement. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d'une dizaine de milliards d'années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire. L'Univers, vieux de 13,7 milliards d'années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires. Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l'attend dans environ 15 milliards d'années.

Étoiles à neutrons et trous noirs

Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d'une étoile comme le Soleil dans un rayon d'environ 10 km. Ce sont les vestiges d'étoiles très massives de plus de dix masses solaires. Lorsqu'une étoile massive arrive en fin d'existence, elle s'effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. cette explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons . Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron. Le moment cinétique de l'étoile étant conservé lors de l'effondrement du cœur, l'étoile à neutron possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d'une étoile à neutron et que la ligne de visée est perpendiculaire à l'axe de rotation de l'étoile, celui-çi verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s'appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovae, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l'explosion d'une étoile massive en 1054, supernova observé par les astronomes chinois. Sa découverte fut faite par les radioastronomes. Parfois, le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu'à former un trou noir.

Les systèmes stellaires

Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu'un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d'étoiles, l'ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre un loi de distribution dite fonction de masse initiale (IMF), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d'étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l'étude des amas de la Galaxie.

Les systèmes binaires

Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement et orbitant l'une autour de l'autre. L'élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d'autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l'une ou des deux étoiles. Dans ce cas la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l'étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l'étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie. L'astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l'espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.

Les amas

Les amas stellaires sont des regroupements locaux d'étoiles, liées gravitationnellement et généralement formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d'une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s'en servir pour déterminer l'âge des plus vieilles étoiles de notre Galaxie. On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à centaines d'étoiles et de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers voire plusieurs millions d'étoiles. Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d'années. Les AG sont de forme sphérique d'où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu'on appelle le halo. Leur âge est compris entre 11 et 13,5 milliards d'années.

Les associations

Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu'elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d'un certain temps.

Les galaxies

Une galaxie est un vaste ensemble d'étoiles. Elles diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d'étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.

Les systèmes planétaires

Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d'elles. Ainsi, le Système solaire est composé d'une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes. Récemment, des planètes ont été découvertes autour d'autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au système solaire son caractère jusqu'ici unique.

Voir aussi

Liens internes


- Liste des étoiles les plus brillantes

Magnitude apparente

Catégorie:Objet céleste Catégorie:Échelle En astronomie, la luminosité mesurée depuis la Terre d'une étoile, d'une planète ou d'un autre objet céleste est exprimée en magnitude apparente. L'échelle des magnitudes est inhabituelle car elle est logarithmique et inversée c'est-à-dire que
- les magnitudes les plus faibles correspondent aux objets les plus brillants (voir encadré ci-contre) ;
- un gain d'une magnitude correspond à un objet 2,5 fois moins brillant.

Origine

L'origine de cette échelle remonte à l'Antiquité où l'on pense qu'au Hipparque classait déjà les étoiles en six catégories selon leur luminosité apparente. Les étoiles les plus brillantes étaient de première magnitude, les suivantes de seconde magnitude et ainsi de suite jusqu'à la sixième magnitude pour les étoiles les moins brillantes encore visibles à l'œil nu, ce qui explique le caractère inversé de l'échelle. Cette méthode de classement par luminosité a été ensuite popularisée dans lAlmageste de Ptolémée. Ptolémée En 1856, Norman Pogson remarqua qu'une différence de 5 magnitudes dans le système traditionnel correspondait en intensité lumineuse à un rapport de 100 (voir figure ci-dessus). En d'autres termes, l'échelle est logarithmique, ce qui s'explique aujourd'hui par la sensibilité logarithmique de l'œil à la lumière.

Formulation analytique

L'échelle logarithmique de magnitude m s'explique en fonction du flux lumineux F reçu sur terre : :\,m = -2.5 \log_ ( F/F_0 ), où F0 est le flux à magnitude zéro, l'origine de l'échelle. Elle est choisie de sorte à ce que le système reproduise le mieux possible le système de l'Antiquité. L'obtention du flux à partir de la magnitude utilise la fonction inverse : :\,F = F_0 \times 10^. Ont été pris tour à tour comme référence :
- l'étoile polaire, de magnitude 2, mais elle a été abandonnée en raison de sa variabilité ;
- Véga, de magnitude 0, mais elle a été abandonnée, du moins dans l'infrarouge, après la découverte de son excès en infrarouge thermique ;
- une valeur arbitraire fixée du flux F0, qui est la méthode employée aujourd'hui dans les bandes spectrales standard.

Différents types de magnitudes

Magnitude et bande spectrale

Lorsque la luminosité mesurée concerne l'ensemble des longueurs d'onde du spectre électromagnétique, il s'agit d'une magnitude bolométrique. Cependant, dans la plupart des cas, la magnitude ne mesure qu'une partie étroite du spectre électromagnétique appelée bande spectrale. La bande spectrale la plus utilisée en astronomie amateur est la bande V (visuelle, aux alentours de 545 nm) qui correspond grosso modo à la sensibilité de l'œil. Une magnitude en bande V est dite magnitude visuelle et est notée V. Les autres bandes courantes du spectre optique sont U (ultraviolet), B (bleu) et R (rouge).

Magnitude surfacique

Pour les objets étendus comme les galaxies, on utilise la magnitude surfacique, c'est-à-dire la magnitude atteinte par une seconde d'arc carrée de l'objet.

Voir aussi


- magnitude
  - magnitude absolue
  - bande spectrale
- objets célestes
  - liste des étoiles les plus brillantes als:Scheinbare Helligkeit ja:等級 (天文) ko:겉보기 등급 th:โชติมาตรปรากฏ

Orbite

Catégorie:Mécanique célesteCatégorie:Astronautique Cet article traite des orbites dans le sens de trajectoire. Pour les autres significations du mot, voir la page d'homonymie Orbite (homonymie) En mécanique céleste, une orbite est la trajectoire que décrit dans l'espace un corps autour d'un autre corps sous l'effet de la gravitation. L'exemple classique est celui du système solaire où la Terre, les autres planètes, les astéroïdes et les comètes sont en orbite autour du Soleil, de même que les lunes sont en orbite autour des planètes. De nos jours, beaucoup de satellites artificiels sont en orbite autour de la Terre. Les trois lois de Kepler permettent de déterminer par le calcul le mouvement orbital.

Éléments orbitaux

lois de Kepler
Orbite elliptique
 Une orbite elliptique peut se définir dans l'espace selon six paramètres permettant de calculer très précisément la trajectoire complète. Deux de ces paramètres (excentricité et demi-grand axe) définissent la trajectoire dans un plan, trois autres (inclinaison, longitude du nœud ascendant et argument du péricentre) définissent l'orientation du plan dans l'espace et le dernier (instant de passage au péricentre) définit la position de l'objet. Voici la description plus détaillée de ces paramètres :
- Demi-grand axe a : la moitié de la distance qui sépare le péricentre de l'apocentre (le plus grand diamètre de l'ellipse). Ce paramètre définit la taille absolue de l'orbite. Il n'a de sens en réalité que dans le cas d'une trajectoire elliptique ou circulaire (le demi-grand-axe est infini dans le cas d'une parabole ou d'une hyperbole)
- Excentricité e : une ellipse est le lieu des points dont la somme des distances à deux points fixes, les foyers (S sur le diagramme), est constante. L'excentricité mesure le décalage des foyers par rapport au centre de l'ellipse (C sur le diagramme); c'est le rapport de la distance centre-foyer au demi-grand-axe. Le type de trajectoire dépend de l'excentricité :
  - e=0 : trajectoire circulaire
  - 0<e<1 : trajectoire elliptique
  - e=1 : trajectoire parabolique
  - e>1 : trajectoire hyperbolique
Image:Orbite.png
Fig. 1 - Paramètres orbitaux

- Inclinaison i : l'inclinaison (entre 0 et 180 degrés) est l'angle que fait le plan orbital avec un plan de référence. Ce dernier étant en général le plan de l'écliptique dans le cas d'orbites planétaires (plan contenant la trajectoire de la Terre; en noir dans la figure 1). L'inclinaison est l'angle orange dans la figure 1.
- Longitude du nœud ascendant ☊ : il s'agit de l'angle entre la direction du point vernal et la ligne des nœuds, dans le plan de l'écliptique. La direction du point vernal (en noir dans la figure 1) est la droite contenant le Soleil et le point vernal (point de repère astronomique correspondant à la position du Soleil au moment de l'équinoxe du printemps). La ligne des nœuds (en vert dans la figure 1) est la droite à laquelle appartiennent les nœuds ascendant (le point de l'orbite où l'objet passe du côté nord de l'écliptique) et descendant (le point de l'orbite où l'objet passe du côté sud de l'écliptique).
- Argument du périhélie ω : il s'agit de l'angle formé par la ligne des nœuds et la direction du périhélie (la droite à laquelle appartiennent le Soleil et le périhélie de la trajectoire de l'objet), dans le plan orbital. Il est en bleu dans la figure 1. La longitude du périhélie est la somme de la longitude du nœud ascendant et de l'argument du périhélie.
- Instant τ de passage au périhélie : La position de l'objet sur son orbite à un instant donné est nécessaire pour pouvoir la prédire pour tout autre instant. Il y a deux façons de donner ce paramètre. La première consiste à spécifier l'instant du passage au périhélie. La seconde consiste à spécifier l'anomalie moyenne M (en rouge dans la figure 1) de l'objet pour un instant conventionnel (l'époque de l'orbite). Il faut noter que l'anomalie moyenne n'est pas un angle physique mais spécifie la fraction de l'orbite accomplie par l'objet depuis son dernier passage au périhélie, exprimée sous forme angulaire. Par exemple, si l'objet a parcouru le quart de son orbite, son anomalie moyenne est 0,25×360° = 90°. La longitude moyenne de l'objet est la somme de la longitude du périhélie et de l'anomalie moyenne.

Période

Lorsqu'on parle de la période d'un objet, il s'agit en général de sa période sidérale, mais il y a plusieurs périodes possibles :
- Période sidérale - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet devant une étoile distante. C'est la période « absolue » au sens newtonien du terme.
- Période anomalistique - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à son périastre. Selon que ce dernier précesse ou récesse, cette période sera plus courte ou longue que la sidérale.
- Période draconitique - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à son nœud ascendant ou descendant. Elle dépendra donc des précessions des deux plans impliqués (l'orbite de l'objet et le plan de référence, généralement l'écliptique).
- Période tropique - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à l'ascension droite zéro. À cause de la précession des équinoxes, cette période est légèrement et systématiquement plus courte que la sidérale.
- Période synodique - Temps qui s'écoule entre deux moments où l'objet prend le même aspect (conjonction, quadrature, opposition, etc.). Par exemple, la période synodique de Mars est le temps séparant deux oppositions de Mars par rapport à la Terre; comme les deux planètes sont en mouvement, leurs vitesses angulaires relatives se soustraient, et la période synodique de Mars s'avère être 779,964 d (1,135 années martiennes).

Relations entre les anomalies et rayons

Dans ce qui suit, e est l'excentricité, T est l'anomalie vraie, E est l'anomalie excentrique et M est l'anomalie moyenne. Le rayon r de l'ellipse (mesuré depuis un foyer) est donné par : r = a(1 - e\cos(E)) = a\frac\,\! Les relations suivantes existent entre les anomalies : M = E - e\sin(E)\,\! \cos(T) = \frac\,\! ou encore \tan(\frac) = \sqrt\tan(\frac)\,\! Une application fréquente consiste à trouver E à partir de M. Il suffit alors d'utiliser l'expression : E_ = \frac\,\! Si on utilise une valeur initiale E_0 = \pi, la convergence est garantie, et est toujours très rapide (dix chiffres significatifs en quatre itérations).

Voir aussi


- Orbite d'attente
- Orbite de rebut
- Orbite de transfert
- Orbitographie
- Liste des articles relatifs à l'astronautique als:Umlaufbahn ja:軌道 (力学) simple:Orbit th:วงโคจร

Hipparcos

Le satellite Hipparcos (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite, satellite de mesure de parallaxe à haute précision) fut un projet de l'agence spatiale européenne dédié à la mesure de la parallaxe et du mouvement propre des étoiles. Le satellite fut utilisé pour mesurer la distance de plus de 2,5 millions d'étoiles situées à moins de 150 parsecs de la Terre. Le résultat est trois catalogue d'étoiles : les catalogues Hipparcos, Tycho et Tycho 2. Le satellite fut nommé en l'honneur de l'astronome grec Hipparque, premier à compiler un catalogue d'étoiles. Le projet fut proposé en 1980. Le satellite fut lancé le 18 août 1989 par une fusée Ariane IV. Le projet initial était de le placer sur une orbite géostationnaire mais une panne d'un des boosters résulta en une orbite très elliptique. Malgré ce problème, la plupart des objectifs scientifiques furent remplis. Les communications avec le satellite furent interrompues le 17 août 1993. Le programme scientifique se composait de deux parties: # lexpérience Hipparcos, dont le but était de mesurer les cinq paramètres astrométriques d'environ 120 000 étoiles avec une précision de l'ordre de 2 à 4 millisecondes d'arc. # lexpérience Tycho, dont le but était de mesurer les propriétés astrométriques et photométrique de 400 000 autres étoiles mais avec une précision moindre. Le catalogue Hipparcos (120 000 étoiles avec une précision d'une milliseconde d'arc) et le catalogue Tycho (plus d'un million d'étoiles avec une précision de 20–30 millisecondes d'arc) furent achevés en août 1996 et publiés par l'ESA en juin 1997. Les données de ces catalogues servirent à créer le Millennium Star Atlas, un atlas couvrant l'entièreté du ciel et comportant un million d'étoiles jusqu'à une magnitude apparente de 11 et complété par 10 000 objets non-stellaires provenant d'autres sources. Tycho 2, une nouvelle version du catalogue Tycho, fut publiée en 2000. Il est basée sur les mêmes observations mais, grâce à une méthode de réduction de données plus avancée, les données y sont légèrement plus précises. Cette version est aussi beaucoup plus complète: 2 539 913 étoiles y sont présentes, ce qui représente 99% de toutes les étoiles jusqu'à la magnitude 11. Il existe une controverse au sujet des données récoltées par la mission : une erreur d'une milliseconde d'arc pourrait entacher les résultats, du moins dans certaines parties du ciel. Par exemple, la valeur de la distance nous séparant des Pléiades déterminée par Hipparcos est environ 10% plus faible que celle déterminée par d'autres méthodes. En 2004, le problème n'est toujours pas résolu (cf. [http://www.rssd.esa.int/hipparcos/Pleiades_distance.html]).

Voir aussi

Lien interne


- Satellite Gaia

Lien externe


- [http://astro.estec.esa.nl/Hipparcos/hipparcos.html La mission Hipparcos] (en anglais) Hipparcos ja:ヒッパルコス衛星

NGC 7015

catégorie:galaxie 7015 7015 La galaxie NGC 7015 fut cataloguée pour la première fois en 1888 dans le New General Catalogue par l'astronome danois J.L.E. Dreyer. Le grand astronome introduisit alors dans son catalogue une petite galaxie située dans le Petit Cheval (Equileus) avec pour ascension droite 21h 05m 37.3s et pour déclinaison +11° 24' 50". Elle a une envergure d'environ 2' (1.9'
- 1.7'), est légèrement étirée et, avec une magnitude de 12,5, n'est accessible qu'aux amateurs confirmés. NGC 7015 est une galaxie lenticulaire (GSbc (G - Galaxie S - de type lenticulaire bc - entre b et c)) avec un noyau presqu'invisible et ne se détachant que faiblement.

Voir aussi


- New General Catalogue
- Liste des objets du NGC

Liens externes


- [http://www.seds.org/~spider/ngc/ngc.html Catalogue Interactif]
- [http://www.ngcic.org/ Les objets NGC]

Almageste

Arabisation du grec ancien megistos (byblos) : grand (livre), l'almageste de Claude Ptolémée constitue au une véritable somme des connaissances les plus avancées de son époque en mathématiques et en astronomie. Ptolémée y propose une théorie géométrique pour décrire les mouvements des planètes, de la Lune et du Soleil et son modèle restera celui de référence pendant de nombreux siècles dans les mondes occidentaux et arabes. L'almageste contient également un catalogue d'étoiles. L'Univers y est conçu comme géocentrique, ce qui a injustement livré l'ouvrage à l'oubli à partir de la Renaissance quand, à la suite de Copernic, Kepler et Galilée ont conçu le modèle héliocentrique. Ptolémée était cependant l'un des plus brillants esprits de son temps. Les premières traductions en arabe datent du . À cette époque, cet ouvrage était perdu en Europe où on en avait quelques vagues souvenir dans les cercles astrologiques. En conséquence, l'Europe occidentale redécouvrit Ptolémée à partir des traductions des versions arabes. Au , vit le jour une version en espagnol qui sera plus tard traduite en latin sous le patronage de l'empereur Frédéric II. Une autre version, en latin cette fois-ci et provenant directement de l'arabe, a été réalisée par Gérard de Crémone à partir d'un texte provenant de Tolède, en Espagne. Il fut incapable de traduire de nombreux termes techniques - il retint même le nom arabe Abrachir pour Hipparque. Au , une version grecque est apparue en Europe occidentale et Johannes Müller, mieux connu sous le nom de Regiomontanus, en fit une version abrégée en latin à l'instigation du cardinal Johannes Bessarion. Au même moment, une traduction complète était faite par George Trebizond. Cette version incluait un commentaire aussi long que l'original. Le travail de traduction, sous le patronage du pape Nicolas V, était destiné à supplanter l'ancienne traduction. Le nouveau manuscrit était une grande amélioration mais le commentaire fut beaucoup moins apprécié et fortement critiqué. La pape refusa de dédicacer l'ouvrage et la version de Régiomontanus prédomina durant le siècle qui suivit et encore par après. Des commentaires sur l'Almageste furent écrits par Théon d'Alexandrie (complets), Pappus (fragments) et Ammonius (perdus). Catégorie:Catalogue astronomique Catégorie:Histoire de l'astronomie

Mythologie grecque

La mythologie grecque est l'ensemble des mythes provenant de la Grèce antique. Ces récits, familiers à tous les anciens Grecs, forment les fondements de leurs rites ainsi que de la représentation qu'ils se faisaient du monde, au moins jusqu'à Protagoras. Cette mythologie est aussi à l'origine, pour la plus grande part, de celle des Romains.

Présentation

Dans la mythologie grecque, les dieux du panthéon polythéiste sont anthropomorphes et sont avant tout la personnification des forces de l'univers. Bien que certains d'entre eux semblent avoir un certain sens de la justice, ils peuvent se montrer mesquins et rancuniers. La faveur des dieux est gagnée par des sacrifices et la piété, mais ceci ne garantit rien ; en effet, ils sont réputés pour leurs fréquents changements d'humeur ; leurs colères sont terribles et leurs amours peuvent être tout aussi dangereuses. Le monde de la mythologie grecque est complexe : monstres, guerres, intrigues et dieux inquisiteurs y sont nombreux, et les généalogies s'entrecroisent. Il est notable que les Anciens mêlaient les événements de leur mythologie à ceux de leur histoire. Ainsi, l'Iliade et l'Odyssée étaient considérées comme historiques. Il n'y a en revanche pas de continuité entre le temps des dieux et le temps des hommes, les événements décrits dans les différentes théogonies se déroulant dans un temps parallèle à celui de l'humanité. La différence entre les dieux et les hommes ne s'exprime pas en termes de nature mais en terme de degré. Ces croyances peuvent être comparées à la façon dont, par exemple, certains chrétiens créationistes d'aujourd'hui interprètent littéralement la Bible comme un récit historique. De sorte, les Grecs se considéraient eux-mêmes les descendants de héros mythiques. Cette tendance s'est accrue avec l'évhémérisme. Le théâtre grec, avec Eschyle, Sophocle et Euripide montre la façon dont les hommes conçoivent l'action des dieux dans leur monde. Dans l'œuvre d'Eschyle, le concept d'ananke préside ce qui peut être conçu comme un équivalent du destin dont serait absent le concept de déterminisme. En plus de son utilisation constante dans les arts et les sciences humaines (comme la psychanalyse et son complexe d'Œdipe), la mythologie grecque fournit des récits très riches que l'on peut encore apprécier aujourd'hui.

La mythologie grecque représente-t-elle une « vraie » religion ?

La question peut sembler étrange car il est difficile de définir ce que serait une vraie religion par opposition à ce que ne serait pas une vraie religion, d'autant que la religion grecque reposait sur des rites, et non sur un texte sacré et des dogmes. On peut cependant se demander si elle apportait des réponses aux questions existentielles, métaphysiques ou morales que se posaient les Grecs, comme peuvent le faire les religions reconnues comme telles. Par exemple, la mythologie leur disait ce qui les attendait après la mort. Dans le mythe hésiodique des races, elle décrit une succession de races : la race d'or, la race d'argent, la race de bronze, la race de fer, plus d'autres non nommées. Plus que le métal dont ils sont faits (car rien ne précise dans les textes que ces hommes sont réellement métalliques), les vertus qui président à leur façon de conduire leur vie, la façon dont se répartissent Dike, c'est-à-dire Justice (qui est aussi une déesse) et Hubris, c'est-à-dire démesure (au sens de rivalité avec les dieux, ou de comportement déraisonnable : la race de bronze, par exemple, ne cessait de guerroyer) dans leur vie détermine leur sort dans la vie future. Chez les hommes de la race d'or comme chez ceux de la race d'argent, c'est la justice qui oriente leur vie en sorte que, après leur mort, les uns comme les autres deviendront des daimones (qu'il ne faut pas confondre avec des démons, les démons étant des esprits intermédiaires entre les dieux et les hommes). On peut comprendre cette détermination comme une forme de prédestination ou comme un accès possible à une forme de sainteté. Le mythe est alors une forme de compréhension de l'humanité et du projet de dépasser le sort commun à sa qualité d'être périssable.

Les personnages de la mythologie grecque

Le canon olympien


- Aphrodite ;
- Apollon ;
- Arès ;
- Artémis ;
- Athéna ;
- Déméter ;
- Dionysos ;
- Hadès ;
- Héra ;
- Héphaïstos ;
- Hermès ;
- Hestia ;
- Poséidon ;
- Zeus.

Autres divinités


- Asclépios;
- Atlas ;
- Chaos ;
- Charon ;
- les Charites ou Grâces ;
- Éros ;
- les Érinyes ou Furies ;
- Gaïa ;
- Épiméthée ;
- Érèbe ;
- Eris ;
- les Géants ;
- les Gorgones ;
- Hélios ;
- Hespérides ;
- Ilithyie ;
- les Moires ou Parques ;
- Morphée ;
- les Muses ;
- Némésis ;
- les Nymphes ;
- Nyx ;
- Ouranos
- Pan ;
- Perséphone ;
- Prométhée ;
- Protée ;
- les Titans :
  - Coéos ;
  - Crios ;
  - Cronos ;
  - Océan ;
  - Japet ;
  - Hypérion ;
  - Mnémosyne ;
  - Phœbé ;
  - Rhéa ;
  - Téthys ;
  - Théia ;
  - Thémis ;

Héros et demi-dieux

À l'origine, le terme de héros désigne une race différente de celle des mortels et des dieux. C'est le cas chez Hésiode. Par la suite, on a nommé ainsi les demi-dieux ─ personnages issus de l'union d'un mortel et d'un dieu ─ ou les mortels divinisés après leur mort, dont le destin, s'il est digne d'être narré, est extraordinaire (par la naissance, le courage, les qualités ou les vices, voire le caractère monstrueux, qui n'est pas forcément le reflet du mal). Ainsi, Tantale, Œdipe ou Cécrops sont des héros, au même titre qu'Héraclès, Achille ou Persée. Leur comportement les mène souvent à l'hybris et leur mort est la plupart du temps violente. Les héros sont souvent fondateurs : Thésée est celui du synœcisme d'Athènes, Orphée des rites orphiques, Pélops donne son nom au Péloponnèse. Par extension, tout personnage ayant connu un destin digne d'être raconté est nommé héros, comme les chefs militaires de L'Iliade ou les héros éponymes d'Athènes, même si leur origine divine est lointaine.

Autres personnages


- Achille ;
- Amphiaraos ;
- Amphitryon ;
- Andromède ;
- Antigone ;
- Ariane ;
- Atalante ;
- Cacus
- Danaé ;
- Deucalion ;
- Érechthée ;
- Europe ;
- Ganymède ;
- Hélène ;
- Jason et les Argonautes ;
- Minos ;
- Narcisse ;
- Œdipe ;
- Orphée ;
- Pandore ;
- Patrocle ;
- Pélops ;
- Priam ;
- Sisyphe ;
- Stentor ;
- Tantale ;
- Ulysse.

Voir aussi

Articles connexes


- Généalogie mythologique grecque
- Grèce antique
- Mythologie gréco-romaine
- Mythologie romaine
- Religion grecque antique

Bibliographie


- Jean-Claude Belfiore, Dictionnaire de la mythologie grecque et romaine, Larousse 2003.
- Ariane Eissen, Les mythes grecs, coll. « sujets », Belin, 1993.
- Pierre Grimal, Dictionnaire de la mythologie, PUF
- Giulia Sissa et Marcel Detienne, La vie quotidienne des dieux grecs, Hachette, 1999.
- Jean-Pierre Vernant, L'univers, les dieux, les hommes, Seuil, 2002.
- Paul Veyne, Les Grecs ont-ils cru à leurs mythes ?, Seuil, 1984.
- Pierre Vidal-Naquet, Jean-Pierre Vernant, Mythe et tragédie en Grèce ancienne (tome 2), La Découverte ;
- Pierre Vidal-Naquet, Jean-Pierre Vernant, La Grèce ancienne, « Du mythe à la raison » (tome 1), « Rites de passages et trangression » (tome 2), Le Seuil.

Liens externes


- http://www.classics.upenn.edu/myth/
- http://www.mythorama.com/_mythes/indexfr.php
- [http://www.androphile.org/preview/gay_france/library/mythologie/greek/GreekMythology.htm La Bibliothèque des Mythes Grecs de l'Amour Masculin - Projet Androphile]
- Grecque ja:ギリシア神話 ko:그리스 신화

Pégase (mythologie)

(Pologne)]] Dans la mythologie grecque, Pégase (en grec Πήγασος / Pếgasos, en latin Pegasus) est un cheval ailé.

Légende

Selon la plupart des légendes (relatées dans la Théogonie d'Hésiode), il jaillit avec Chrysaor du sang de Méduse quand celle-ci est décapitée par Persée — d'où son autre nom de Medusæus, utilisé par exemple dans Les Métamorphoses d'Ovide. Selon d'autres traditions, Poséidon était le père des deux. Après sa naissance, Pégase quitte aussitôt la terre pour rejoindre les dieux. Il porte le tonnerre et les éclairs de Zeus. Il est capturé par le héros Bellérophon (ou bien lui est donné par Athéna), qui parvient à le maîtriser et s'en sert ensuite comme monture dans son combat contre la Chimère. Mais quand Bellérophon voulut monter sur le Mont Olympe avec lui, Zeus envoya un taon géant piquer le cheval. Sous le coup de la douleur, Pégase désarçonna Bellérophon qui retomba sur la terre, et le cheval monta seul sur l'Olympe. Son nom vient du grec πηγή / pêgế, « la source » : Pégase est censé avoir fait jaillir, en frappant de son sabot le mont Hélicon, demeure des Muses, la source Hippocrène, où s'abreuvent les poètes. C'est le symbole de la poésie — d'où l'expression grecque « enfourcher Pégase » pour « avoir de l'inspiration ».

Voir aussi

Article connexe


- Bellérophon ;
- Méduse.

Lien externe

Pegase Pegase ja:ペガソス th:เพกาซัส

Castor (mythologie)

Dans la mythologie grecque, Castor (en grec ancien Κάστωρ / Kastôr) et Pollux (Πολυδεύκης / Polydeukês), appelés Dioscures (Διόσκουροι / Dioskouroi, c'est-à-dire « fils de Zeus »), sont les fils jumeaux de Léda, frères d'Hélène de Troie et de Clytemnestre.

Légende

Ils naissent à Sparte, où on leur rend un culte. Selon Homère, ils sont tous deux fils de Tyndare et appelés en conséquence les « Tyndarides ». Ils sont les éducateurs d'Héraclès pour le dressage de chevaux et le combat en armes. Ils prennent également part à l'expédition des Argonautes. Ils meurent entre le moment de l'enlèvement d'Hélène et la dixième année du siège de Troie (Il., III, 236–244). Ils sont ensuite déifiés et vivent en alternance, un jour sur deux. Pollux sera plus tard représenté comme fils de Zeus et immortel. Lorsque Castor, fils mortel de Tyndare, est blessé à mort, Pollux décide de partager son immortalité avec lui, ils passent ainsi la moitié de leur temps aux Enfers, l'autre moitié sur l'Olympe, parmi les dieux. Les Dioscures sont souvent identifiés à la constellation des Gémeaux. Ils sont considérés comme les protecteurs des marins, à qui ils apparaissent pendant les orages sous la forme du feu de Saint-Elme. Castor est le prototype du dompteur de chevaux, et Pollux, celui du boxeur, on en fait donc aussi les patrons des athlètes et des compétitions. On les représente souvent en compagnie des chevaux Xanthe et Cyllare, comme dans le célèbre groupe, qui encadre actuellement la place du Capitole, à Rome.

Culte

Leur principal lieu de culte est Sparte, Pindare les qualifiant d'« intendants de Sparte » (ταμίαι Σπάρτας / tamiai Spartas, X Néméenne, 52). Leur gémellité rappelle la dualité des rois. Ils protègent l'armée civique, qui part toujours en campagne avec un ensemble de deux bâtons liés entre eux appelé δόκανα / dokana (de δοκός / dokos, le faisceau, la barre). Ils sont également vénérés à Olympie et à Athènes, sous le nom d'Ἄνακες / Anakes (forme archaïque du pluriel d'ἄναξ / anax, « le seigneur »), et forment surtout un couple important du panthéon des Grands Dieux de Samothrace où ils sont vénérés sous le nom de Κάϐειροι (Cabires). Le culte de Castor et Pollux apparaît également à Tusculum et Rome. En 484 av. J.-C., les Romains leur bâtissent un temple sur le Forum romain, en remerciement de leur soutien lors de la bataille du lac Régille. Le Sénat y tient fréquemment ses séances. Leur nom était souvent employé dans les jurons, celui de Castor étant réservé aux femmes.

Représentations artistiques


- Castor et Pollux est le titre d'une tragédie lyrique de Jean-Philippe Rameau. Catégorie:Progéniture de Zeus Catégorie:Culte héroïque grec Catégorie:Mythologie de Laconie Catégorie:Chasse de Calydon Catégorie:Geste argonautique Catégorie:Geste d'Héraclès Catégorie:Mythologie romaine Catégorie:Geste de Thésée

Héra

Dans la mythologie grecque, Héra ou Héré (en ionien Ἧρη, en attique Ἧρα) est la femme et la sœur de Zeus, fille des Titans Cronos et Rhéa, et mère d'Arès, d'Héphaïstos, d'Hébé et d'Ilithyie. Très belle et très gracieuse, elle n'en est pas moins irritable et capricieuse. Jalouse, elle persécute souvent les maîtresses de Zeus, et se venge aussi en contrecarrant les desseins de son époux, provoquant d'interminables querelles. C'est la déesse du mariage et des épouses, protectrice du couple, de la fécondité et des femmes en couches. Reine du Ciel en tant qu'épouse de Zeus, elle est aussi associée aux phénomènes célestes et à la lumière. Pendant la guerre de Troie, c'est, parmi les dieux, la plus farouche ennemie des Troyens. Elle correspond à Junon dans la mythologie romaine.

Épiclèses, attributs & sanctuaires


- Ses attributs : le diadème royal et la grenade ;
- Ses animaux favoris : le paon, la vache ;
- Épithètes homériques :
  - θεὰ λευκώλενος / thea leukôlenos, « déesse aux bras blancs »,
  - βοῶπις / boôpis, « aux yeux de vache, aux grands yeux »,
  - χρυσόθρονος / chrysothronos, « au trône d'or » ;
- Sanctuaires : spécialement dans les cités austères, Argos, Mycènes, Sparte ;
- Jeux organisés en son honneur : Héraia.

Voir aussi


- Divinités olympiennes.
Hera Hera Hera ja:ヘラ ko:헤라

Catégorie:Constellation

Article principal : Constellation Catégorie:Objet céleste ja:Category:星座 ko:분류:별자리 th:Category:กลุ่มดาว

Valdemar I av Danmark

Valdemar I, Valdemar den store, kung av Danmark 1157-1182. Född 14 januari 1131, postum son till Knut Lavard. Död 12 maj 1182 i Vordingborg, Danmark. Valdemar kämpade år 1154-57 om kronan med Knut Magnusson och Sven Grate. År 1157 delade de riket varvid Jylland tillföll Valdemar. Men Sven lät strax efteråt mörda Knut och dödades själv i samband med ett slag mot Valdemar, som blev ensam kung i riket. Han råkade snart i strid med ärkebiskop Eskil som krävde oberoende för kyrkan och denne tvangs år 1161 till flera års exil. Däremot fick Valdemar under hela sin regering helhjärtat stöd in- och utrikespolitiskt av Roskildebiskopen Absalon Hvide som år 1177 blev Eskils efterträdare på ärkestolen. Bl.a. angrep de i samverkan de hedniska venderna och intog år 1169