Glossaire

A

Apoapsis

Le point d’une orbite le plus éloigné du corps central, à la distance a(1 + e). Autour du Soleil, on parle d’aphélie, autour de la Terre d’apogée.

Formule r_a = a (1 + e)

Voir aussi: Périapse

Argument de périapsis (ω)

L’angle, mesuré dans le plan orbital du nœud ascendant au périapsis.

Formule ϖ = Ω + ω

Où: ϖ Longitude du périhélie; Ω Longitude du nœud ascendant

Voir aussi: Longueur du nœud ascendant (Ω), Périapse

U

Unité astronomique (au)

Unité de longueur définie comme étant exactement 149,597,870,700 mètres, soit approximativement la distance moyenne entre la Terre et le Soleil. Défini par la résolution B2 de l’UAI de 2012.

Voir aussi: Temps-lumière, Années-lumière

I

Inclinaison axiale (obliquité)

L’angle entre l’axe de rotation d’un corps et la perpendiculaire à son plan orbital. L’angle de la Terre est d’environ 23,44°, ce qui provoque les saisons. L’angle d’Uranus est d’environ 98°.

Voir aussi: Déclination, Solstice, Équinoxe

É

Échelle de Bortle

Une échelle de neuf classes d’obscurité du ciel nocturne introduite par John E. Bortle dans Sky & Telescope (2001), de la classe 1 (excellent site sombre, étoiles jusqu’à magnitude 7.6 à 8.0) à la classe 9 (centre-ville, magnitude 4.0 au mieux).

Voir aussi: Magnitude, Pollution lumineuse

V

Vitesse orbitale circulaire

La vitesse nécessaire pour une orbite circulaire à la distance r. Juste au-dessus de la surface terrestre, elle est d’environ 7,9 km/s.

Formule v_c = √(μ / r)

Où: μ Paramètre gravitationnel; r Distance du centre

Voir aussi: Escape velocity, Équation vis-à-vis

C

Constellation

Une des 88 régions officiellement définies du ciel (UAI, 1922 à 1930), nommée d’après un modèle d’étoiles traditionnel comme Orion. Les étoiles d’une constellation sont généralement à des distances très différentes.

Voir aussi: Magnitude

D

Déclination

L’angle d’un point dans le ciel au nord (+) ou au sud (−) de l’équateur céleste, l’équivalent de la latitude du ciel. La déclinaison du soleil oscille entre +23,44° et −23,44° au cours de l’année.

Formule sin δ = sin ε · sin λ

Où: δ La déclinaison du soleil; ε Oblique de l'écliptique; λ Longitude écliptique du Soleil

Voir aussi: Inclinaison axiale (obliquité), Solstice

Delta-v

Variation de la vitesse, en km/s. C’est la monnaie du vol spatial: chaque manœuvre coûte delta-v, et le propulseur d’une fusée en détermine le montant.

Formule Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

Où: v_e Vitesse effective d ' échappement; m₀, m_f Masse initiale et finale

Voir aussi: Transfert de Hohmann, Effet d'Oberth

P

Planète naine

Un corps qui tourne autour du Soleil et est presque rond, mais n’a pas dégagé son voisinage orbital et n’est pas une lune (UAI 2006). Exemples: Cérès, Pluton, Eris, Haumée, Makémaké.

Voir aussi: Planète, Ceinture de Kuiper

E

Excentricité (e)

L’étirement d’une orbite: 0 pour un cercle, entre 0 et 1 pour une ellipse, 1 pour une parabole et au-dessus de 1 pour une hyperbole.

Voir aussi: Ellipse, Périapse

Eclipse

Quand un corps passe dans l’ombre d’un autre. Éclipse solaire : l’ombre de la Lune tombe sur la Terre (à la nouvelle Lune). Éclipse lunaire : la Lune passe à travers l’ombre de la Terre (à pleine Lune).

Voir aussi: Node, Umbra et pénombre

É

Écliptique

Le plan de l’orbite terrestre autour du Soleil et la trajectoire annuelle apparente du Soleil dans le ciel. C’est le plan de référence habituel pour les orbites des corps du système solaire. Il est incliné d’environ 23,44° par rapport à l’équateur terrestre.

Voir aussi: Inclinaison axiale (obliquité), Inclinaison (i), Node

E

Ellipse

Une courbe fermée, l’ensemble des points dont les distances à deux points fixes (foyers) s’additionnent à une constante. Les orbites liées sont des ellipses avec le corps central dans un seul foyer (première loi de Kepler).

Formule r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

Où: a demi-grand axe; e excentricité; ν Une vraie anomalie

Voir aussi: Excentricité (e), Demi-grand axe (a)

É

Équinoxe

Le moment où le Soleil traverse l’équateur céleste (déclinaison 0°), autour du 20 mars et du 22 septembre. Le jour et la nuit sont presque égaux partout.

Voir aussi: Solstice, Déclination

E

Escape velocity

La vitesse minimale à laquelle un corps non propulsé quitte définitivement un corps gravitant. C’est √2 fois la vitesse circulaire à la même distance. Surface terrestre: 11,2 km/s.

Formule v_esc = √(2μ / r)

Voir aussi: Vitesse orbitale circulaire, Énergie orbitale spécifique

C

Chute libre

Mouvement sous la gravité seule. Les astronautes en orbite se sentent apesanteurs parce qu’ils et leur vaisseau spatial sont en chute libre ensemble, pas parce que la gravité est absente.

Voir aussi: Orbite, Gravité

P

Paramètre gravitationnel (μ)

Le produit de la constante gravitationnelle et de la masse d’un corps, μ = GM. Il est mesuré avec beaucoup plus de précision que G ou M seuls. Terre: 398,600.4 km³/s²; Sun: 1.32712 × 10¹¹ km³/s².

Formule μ = G M

Voir aussi: Gravité, Équation vis-à-vis

G

Gravité

L’attraction entre les masses. Dans la description de Newton, la force est proportionnelle aux deux masses et inversement proportionnelle au carré de leur distance.

Formule F = G M m / r²

Où: G 6,67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018); M, m Les deux masses; r Distance entre les centres

Voir aussi: Paramètre gravitationnel (μ), Chute libre

T

Transfert de Hohmann

Le transfert à deux brûlures d’énergie minimale entre deux orbites circulaires et coplanaires, le long de la moitié d’une ellipse touchant les deux.

Formule a_t = (r₁ + r₂) / 2

Voir aussi: Delta-v, Équation vis-à-vis

I

Inclinaison (i)

L’inclinaison d’un plan orbital par rapport à un plan de référence (l’écliptique pour les planètes, l’équateur pour les satellites). Au-dessus de 90°, l’orbite est rétrograde.

Voir aussi: Longueur du nœud ascendant (Ω), Rétrograde

T

Troisième loi de Kepler

Le carré de la période orbitale est proportionnel au cube du semi-grand axe. Autour du Soleil, avec T en années et a en au, T² = a³.

Formule T² / a³ = 4π² / μ

Où: T Période orbitale; a demi-grand axe; μ G(M + m)

Voir aussi: Période orbitale, Demi-grand axe (a)

C

Ceinture de Kuiper

Une région de corps glacés au-delà de Neptune, d’environ 30 à 50 UA du Soleil. Pluton, Hauméa et Makémaké y orbitent.

Voir aussi: Ceinture principale d'astéroïdes, Planète naine

P

Pollution lumineuse

Lumière artificielle excessive ou mal dirigée, en particulier la lueur du ciel qui cache les étoiles. Elle affecte également la faune et gaspille de l’énergie.

Voir aussi: Échelle de Bortle

T

Temps-lumière

La lumière du temps doit parcourir une distance donnée. La lumière du soleil met environ 8 minutes et 19 secondes pour atteindre la Terre. Les commandes aux vaisseaux spatiaux sont retardées par le temps-lumière.

Formule t = d / c

Où: d Distance; c La vitesse de la lumière, 299.792,458 km/s

Voir aussi: Unité astronomique (au)

A

Années-lumière

La distance parcourue par la lumière dans le vide en une année julienne (365.25 jours): environ 9.46 trillion de km, ou 63,241 au. C’est une distance, pas un temps.

Formule 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

Où: c La vitesse de la lumière, 299.792,458 km/s

Voir aussi: Unité astronomique (au), Temps-lumière

L

Longueur du nœud ascendant (Ω)

L’angle, mesuré dans le plan de référence à partir de la direction de référence, jusqu’au point où l’orbite croise le plan en allant vers le nord.

Voir aussi: Node, Inclinaison (i), Argument de périapsis (ω)

M

Magnitude

Une échelle logarithmique de luminosité, où les chiffres plus petits sont plus lumineux. Cinq magnitudes sont exactement un facteur de 100 en luminosité.

Formule m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

Où: m magnitude; F flux observé

Voir aussi: Échelle de Bortle

C

Ceinture principale d'astéroïdes

La région située entre les orbites de Mars et Jupiter, à environ 2,2 à 3,3 UA du Soleil, où la plupart des astéroïdes connus sont en orbite. Malgré sa réputation, c’est surtout de l’espace vide; son corps le plus grand est la planète naine Cérès.

Voir aussi: Ceinture de Kuiper, Planète naine

A

Anomalie moyenne (M)

Un angle qui augmente uniformément avec le temps, 360° par orbite. La position réelle découle de l’équation de Kepler.

Formule M = E − e sin E

Où: E Anomalie excentrique; e excentricité

Voir aussi: Excentricité (e)

N

Node

Un des deux points où une orbite croise un plan de référence. Les nœuds de la Lune se trouvent sur l’écliptique; les éclipses ne se produisent que lorsqu’une nouvelle ou une pleine Lune se produit près d’un nœud.

Voir aussi: Longueur du nœud ascendant (Ω), Eclipse

E

Effet d'Oberth

Une brûlure faite là où un vaisseau spatial se déplace le plus vite (en profondeur dans un puits de gravité) modifie le plus son énergie orbitale. Le départ d’une orbite basse coûte donc moins cher que la vitesse restante que vous voulez au loin.

Formule Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

Où: v∞ Hyperbolic excess speed; v_esc Vitesse d ' échappement à la brûlure; v_c Vitesse circulaire à la brûlure

Voir aussi: Delta-v, Escape velocity

O

Orbite

La trajectoire d’un corps se déplaçant sous la gravité d’un autre. Dans le cas de deux corps, il s’agit d’une section conique: une ellipse (fermée), une parabole ou une hyperbole (ouverte).

Voir aussi: Ellipse, Troisième loi de Kepler, Chute libre

P

Période orbitale

Le temps nécessaire pour compléter une orbite. La période sidérale est mesurée par rapport aux étoiles; la période synodique est mesurée par rapport à un autre corps en mouvement, tel que le Soleil vu de la Terre.

Formule T = 2π √(a³/μ)

Où: a demi-grand axe; μ Paramètre gravitationnel du corps central

Voir aussi: Troisième loi de Kepler, Mois synodique

Périapse

Le point d’une orbite le plus proche du corps central, à la distance a(1 − e). Autour du Soleil, il est appelé périhélie, autour de la Terre périgée.

Formule r_p = a (1 − e)

Voir aussi: Apoapsis, Périhélie

Périhélie

Le point d’une orbite autour du Soleil le plus proche du Soleil. La Terre le dépasse début janvier à environ 147,1 millions de km. Le point le plus éloigné est l’aphélie.

Voir aussi: Périapse, Apoapsis

Planète

Selon la définition de 2006 de l’UAI, un corps qui orbite autour du Soleil est suffisamment massif pour être presque rond sous sa propre gravité et a dégagé le voisinage autour de son orbite. Le système solaire en compte huit.

Voir aussi: Planète naine, Orbite

R

Rétrograde

Se déplaçant ou tournant dans le sens opposé à la plupart des corps du système. Vénus tourne rétrogradement; Triton et la comète de Halley orbitent rétrogradement (inclinaison supérieure à 90°).

Voir aussi: Inclinaison (i), Jour solaire

D

Demi-grand axe (a)

La moitié du plus long diamètre d’une ellipse. Il définit la taille de l’orbite, son énergie et sa période.

Formule a = (r_p + r_a) / 2

Où: r_p Distance de périapsis; r_a apoapsis distance

Voir aussi: Troisième loi de Kepler, Ellipse

J

Jour sidéral

Le temps qu’un corps prend pour tourner une fois par rapport aux étoiles lointaines. Pour la Terre: 23 h 56 min 4,09 s.

Voir aussi: Jour solaire

M

Mois sidéral

Le temps qu’il faut à la Lune pour orbiter autour de la Terre une fois par rapport aux étoiles: 27,322 jours.

Voir aussi: Mois synodique

J

Jour solaire

Le temps d’un midi au suivant, c’est-à-dire une rotation par rapport au Soleil. Il diffère du jour sidéral parce que le corps se déplace également le long de son orbite.

Formule 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

Où: P_rot Période de rotation sidérale (négative si rétrograde); P_orb Période orbitale

Voir aussi: Jour sidéral, Rétrograde

S

Solstice

Le moment où le Soleil atteint sa déclinaison la plus au nord (vers le 21 juin) ou au sud (vers le 21 décembre). Il donne les jours les plus longs et les plus courts.

Voir aussi: Équinoxe, Déclination

É

Énergie orbitale spécifique

Énergie orbitale par unité de masse. Négatif pour les orbites liées (elliptiques), zéro pour l’évasion parabolique, positif pour l’hyperbolique.

Formule ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

Voir aussi: Équation vis-à-vis, Escape velocity

M

Mois synodique

Le temps entre deux phases identiques de la Lune, par exemple nouvelle Lune à nouvelle Lune: 29.531 jours en moyenne.

Formule 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

Où: P_sid Mois sidéral, 27.322 jours; P_year Année sidérale, 365.256 jours

Voir aussi: Mois sidéral

U

Umbra et pénombre

L’ombre est la partie centrale sombre d’une ombre où la source de lumière est complètement cachée; la pénombre est la partie extérieure où elle n’est que partiellement cachée.

Voir aussi: Eclipse

É

Équation vis-à-vis

Donne la vitesse orbitale à n’importe quelle distance de l’orbite seule. Il exprime la conservation de l’énergie.

Formule v = √(μ (2/r − 1/a))

Où: μ Paramètre gravitationnel; r Distance actuelle; a demi-grand axe

Voir aussi: Énergie orbitale spécifique, Vitesse orbitale circulaire

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