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Parallaxe
Déviation apparente de la direction dans laquelle est vu un objet entre deux positions d’un observateur (si l’on observe une étoile proche à partir de deux points différents, elle semble changer de place par rapport aux étoiles plus lointaines ; cf : expérience du doigt placé devant son visage et observé avec un oeil puis avec l’autre). Pour obtenir un déplacement maximum, les astronomes choisissent les points d’observation les plus éloignés possible : ils regardent l’étoile à six mois d’intervalle, aux extrémités opposées de l’orbite que décrit la Terre autour du Soleil. A partir du déplacement de la position de l’étoile et de la distance entre les deux points d’observation (le diamètre de l’orbite terrestre), ils peuvent déterminer l’éloignement de l’étoile au moyen d’un calcul trigonométrique simple (parallaxe annuelle). Cette méthode de la parallaxe est la seule qui permette de déterminer de façon directe la distance des objets célestes. A cause des limitations instrumentales, elle n’est applicable qu’aux étoiles relativement proches.(>céphéide)
Parsec
Unité de longueur correspondant à la distance à laquelle une unité astronomique (distance moyenne Terre-Soleil) est vue avec une parallaxe équatoriale d’une seconde d’arc. Abréviation : pc 1 parsec équivaut approximativement à 30’900 milliards de kilomètres ou 3,26 années-lumière ou 206’265 unités astronomiques.
Périgée
Point de l’orbite d’un satellite terrestre le plus rapproché de la Terre. Ant. Apogée.
Périhélie
Point de l’orbite d’une planète le plus rapproché du Soleil. Ant. Aphélie.
Pixinsight
Est un logiciel développé pour l’astrophotographie qui s’est étendu lentement à d’autres domaines, bien que l’astrophotographie reste son principal domaine de développement.
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Photon
Particule élémentaire, de masse nulle, dépourvue de charge électrique, associée à la force électromagnétique. Le photon est la particule spécifique de la lumière.
Photosphère
Zone constituant la surface visible (aux longueurs d’onde optiques) d’une étoile, en particulier pour le Soleil. La photosphère solaire, située au dessus de la zone de convection et en dessous de la chromosphère, émet la plus grande partie du rayonnement solaire. C’est une couche d’environ 300 km d’épaisseur, dont la température est de l’ordre de 5’800 K, animée d’un mouvement de rotation complexe. Les taches solaires et les facules (régions chaudes et brillantes) sont des phénomènes qui peuvent être observés sur la photosphère. Les taches paraissent sombres parce qu’elles sont plus froides que la photosphère environnante. Elles correspondent à des zones de champ magnétique intense.
Plasma
Etat dans lequel la matière est ionisée, mais globalement neutre, et se présente notamment sous forme d’électrons libres. Les gaz ionisés à haute température par un arc électrique peuvent donner des plasmas, notamment dans les tubes luminescents. Le coeur des étoiles, certaines régions du milieu interstellaire, la couronne solaire, l’ionosphère sont des milieux dans lesquels la matière est à l’état de plasma. Le vent solaire peut être considéré comme un plasma raréfié. (> ion, ionosphère, vent solaire)
Pollution lumineuse
Affaiblissement de l’obscurité du ciel nocturne, due à un excès de lumière artificielle engendré principalement par des dispositifs d’éclairage dont le flux lumineux n’est pas convenablement rabattu vers le sol.
Précession
Mouvement de rotation d’un corps autour d’un axe, la direction de cet axe se déplaçant sur un cône (toupie, gyroscope). L’effet exercé par la Lune et le Soleil sur l’axe terrestre donne lieu à la précession des équinoxes, mouvement rétrograde des points équinoxiaux sur le plan de l’écliptique, de période égale à 25’800 ans.
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Protubérance
Structure brillante de forme complexe que l’on observe dans la couronne solaire. Ces gigantesques arches de matière s’élèvent à plusieurs dizaines de milliers de kilomètres au-dessus du bord du Soleil. Elles sont dessinées par d’énormes boucles de champ magnétique emprisonnant la matière de la basse atmosphère solaire.
Pulsar (étoile à neutrons)
Radiosource émettant des pulsations très courtes à intervalles très réguliers de l’ordre de la seconde. Le premier pulsar a été observé en 1967 au radiotélescope de Cambridge, au milieu des restes d’une supernova et identifié à une étoile à neutrons, c’est à dire à un classe d’étoiles parvenues à leur dernier stade d’évolution. Les pulsars sont des étoiles très denses, dotées d’un fort champ magnétique et de dimensions très petites (15 km de diamètre environ). En rotation très rapide autour de son axe polaire, l’étoile émet deux faisceaux étroits d’ondes radio, centrés sur son axe magnétique. Seul nous parvient le rayonnement émis lorsque l’un des faisceaux balaie la Terre. La période des pulsations qui résulte de cette rotation varie de la milliseconde à la seconde et présente une stabilité telle qu’il a été envisagé de les utiliser comme « horloges cosmiques ».