Céphéidethumb|Une céphéide variant sur une période de quelques jours. Une céphéide est une étoile variable, géante ou supergéante jaune, de 4 à 15 fois plus massive que le Soleil et de plus lumineuse, dont l'éclat varie de 0,1 à 2 magnitudes selon une période bien définie, comprise entre 1 et 135 jours, d'où elle tire son nom d'étoile variable. Elles ont été nommées d'après le prototype que constitue l'étoile δ de la constellation de Céphée.
Mesure des distances en astronomiePlusieurs méthodes ont été identifiées pour mesurer des en astronomie. Chaque méthode n'est applicable que pour une certaine échelle. Le recoupement des méthodes permet, de proche en proche, de mesurer la distance des objets les plus lointains de l'univers observable. Rayon de la Terre La première mesure effectuée en astronomie a été conçue au par Ératosthène. Son calcul est simple : le Soleil est si éloigné que ses rayons arrivent parallèlement en tout point de la Terre.
Étoile variableEn astronomie, une étoile variable ou, par ellipse, une variable est une étoile dont l'éclat varie au cours de périodes plus ou moins longues (on parle à ce titre de variabilité stellaire). Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,1 % sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible pendant des périodes de temps beaucoup plus courtes.
HipparcosHipparcos (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite, satellite de mesure de parallaxe à haute précision) est une mission de l'Agence spatiale européenne destinée à la mesure de la position, de la parallaxe et du mouvement propre des étoiles. Les résultats ont permis de produire trois catalogues d'étoiles : les catalogues Hipparcos, Tycho(-1) et Tycho-2, ce dernier ayant fourni le mouvement propre de plus de d'étoiles. Le satellite porte le nom de l'astronome grec Hipparque, qui compila un des premiers catalogues d'étoiles.
Gaia (satellite)Gaia est une mission spatiale astrométrique consacrée à la mesure de la position, de la distance et du mouvement des étoiles, développée par l'Agence spatiale européenne (ESA). Le projet est retenu en 2000 comme pierre angulaire du programme scientifique Horizon 2000+. Le satellite Gaia est lancé avec succès le , pour une mission de cinq ans qui est prolongée en cours d'opération jusqu'à fin 2020. Il prend la suite du satellite Hipparcos, lancé en 1989, qui a brillamment démontré les capacités des engins spatiaux dans le domaine de l'astrométrie.
Stellar pulsationStellar pulsations are caused by expansions and contractions in the outer layers as a star seeks to maintain equilibrium. These fluctuations in stellar radius cause corresponding changes in the luminosity of the star. Astronomers are able to deduce this mechanism by measuring the spectrum and observing the Doppler effect. Many intrinsic variable stars that pulsate with large amplitudes, such as the classical Cepheids, RR Lyrae stars and large-amplitude Delta Scuti stars show regular light curves.
Magnitude absolueEn astronomie, la magnitude absolue indique la luminosité intrinsèque d'un objet céleste, au contraire de la magnitude apparente qui dépend de la distance à l'astre et de l'extinction dans la ligne de visée. Pour un objet situé à l'extérieur du Système solaire, elle est définie par la magnitude apparente qu'aurait cet astre s'il était placé à une distance de référence fixée à 10 parsecs (environ 32,6 années-lumière) en l'absence d'extinction interstellaire.
Supergéante jauneA yellow supergiant (YSG) is a star, generally of spectral type F or G, having a supergiant luminosity class (e.g. Ia or Ib). They are stars that have evolved away from the main sequence, expanding and becoming more luminous. Yellow supergiants are hotter and smaller than red supergiants; naked eye examples include Polaris. Many of them are variable stars, mostly pulsating Cepheids such as δ Cephei itself. Yellow supergiants generally have spectral types of F and G, although sometimes late A or early K stars are included.
Tycho-2 CatalogueThe Tycho-2 Catalogue is an astronomical catalogue of more than 2.5 million of the brightest stars. The astrometric reference catalogue contain positions, proper motions, and two-color photometric data for 2,539,913 of the brightest stars in the Milky Way. Components of double stars with separations down to 0.8 arcseconds are included. The catalogue is 99% complete to magnitudes of V11.0 and 90% complete to V11.5. (, Table 1) The Tycho-2 positions and magnitudes are based on the observations collected by the star mapper of the European Space Agency's Hipparcos satellite.
Magnitude apparentevignette|Image de la nébuleuse de la Tarentule prise par le télescope VISTA de l'ESO. La nébuleuse a une magnitude apparente de 8 et est entourée d'objets célestes aux magnitudes diverses. La magnitude apparente est une mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre. Utilisée quasi exclusivement en astronomie, la magnitude correspondait historiquement à un classement des étoiles, les plus brillantes étant de « première magnitude », les deuxièmes et troisièmes magnitudes étant plus faibles, jusqu'à la sixième magnitude, étoiles à peine visibles à l'œil nu.
Stellar parallaxStellar parallax is the apparent shift of position (parallax) of any nearby star (or other object) against the background of distant stars. By extension, it is a method for determining the distance to the star through trigonometry, the stellar parallax method. Created by the different orbital positions of Earth, the extremely small observed shift is largest at time intervals of about six months, when Earth arrives at opposite sides of the Sun in its orbit, giving a baseline distance of about two astronomical units between observations.
Parallax in astronomyThe most important fundamental distance measurements in astronomy come from trigonometric parallax, as applied in the stellar parallax method. As the Earth orbits the Sun, the position of nearby stars will appear to shift slightly against the more distant background. These shifts are angles in an isosceles triangle, with 2 AU (the distance between the extreme positions of Earth's orbit around the Sun) making the base leg of the triangle and the distance to the star being the long equal-length legs.
Étoile géanteUne étoile géante, aussi appelée simplement géante quand ce n'est pas ambigu, est une étoile de classe de luminosité ou . Une géante de classe de luminosité est dite brillante ; une géante de classe de luminosité , bleue ou rouge, selon son type spectral. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les géantes forment deux branches au-dessus de la séquence principale. Elles se situent, pour une température effective donnée, entre les étoiles supergéantes (de classe de luminosité ) et celles de la séquence principale () quant à leur rayon (10–100 rayons solaires) et à leur luminosité (10– luminosités solaires).
AstérosismologieEn astrophysique, l’astérosismologie est la discipline qui étudie les modes de vibration (ou oscillations) des étoiles autres que le Soleil (dans ce cas, on parle d'héliosismologie). L'astérosismologie est une technique d'étude de la structure interne des étoiles. Alors que l'héliosismologie connaît son âge d’or durant les années 1990, le développement de l'astérosismologie est plus récent.
Alpha Ursae MinorisAlpha Ursae Minoris (α Ursae Minoris / α UMi, selon la désignation de Bayer) est l’étoile la plus brillante de la constellation de la Petite Ourse. Elle est connue pour correspondre avec une bonne précision à la direction du pôle nord céleste, ce qui lui vaut l’appellation commune d’Étoile polaire ou plus simplement de Polaire. Sa distance angulaire au pôle céleste est aujourd’hui d'environ 0°45'. Du fait de cette propriété cruciale pour le repérage, en particulier dans le contexte de la navigation, toutes les civilisations ou presque lui ont donné un nom traditionnel.
Astronomie en rayons Xvignette|redresse=2|Les rayons X couvrent le domaine allant d'environ , auquel l'atmosphère est opaque. L’astronomie en (souvent abrégée en ) est la branche de l'astronomie qui consiste à étudier l'émission des objets célestes en . Puisque le est absorbé par l'atmosphère de la Terre, les instruments doivent être envoyés à haute altitude à l'aide de ballons et désormais de fusées. L' fait donc aujourd'hui partie de la recherche spatiale, les détecteurs étant placés à bord de satellites.
Méthode des moindres carrésLa méthode des moindres carrés, indépendamment élaborée par Legendre et Gauss au début du , permet de comparer des données expérimentales, généralement entachées d’erreurs de mesure, à un modèle mathématique censé décrire ces données. Ce modèle peut prendre diverses formes. Il peut s’agir de lois de conservation que les quantités mesurées doivent respecter. La méthode des moindres carrés permet alors de minimiser l’impact des erreurs expérimentales en « ajoutant de l’information » dans le processus de mesure.
Magnitude (astronomie)vignette|Sources lumineuses de différentes magnitudes. En astronomie, la magnitude est une mesure sans unité de la luminosité d'un objet céleste dans une bande de longueurs d'onde définie, souvent dans le spectre visible ou infrarouge. Une détermination imprécise mais systématique de la grandeur des objets est introduite dès le par Hipparque. L'échelle est logarithmique et définie de telle sorte que chaque pas d'une grandeur change la luminosité d'un facteur 2,5.
Amas stellaireUn amas stellaire est une concentration locale d'étoiles d'origine commune et liées entre elles par la gravitation, dans un espace dont les dimensions peuvent atteindre 200 pc. Ces objets sont classés en plusieurs familles selon leur aspect ; ce sont, par compacité croissante : les associations stellaires, les amas ouverts et les amas globulaires. Les amas stellaires se maintiennent par l'attraction gravitationnelle mutuelle de leurs membres.
Aberration de la lumièrevignette|La lumière en provenance de l'endroit 1 semblera provenir de l'endroit 2 pour un télescope en mouvement à cause de la vitesse finie de la lumière, c'est l'aberration de la lumière. L'aberration de la lumière est un phénomène optique qui se traduit par le fait que la direction apparente d'une source lumineuse dépend de la vitesse de celui qui l'observe (plus exactement de la composante de cette vitesse perpendiculaire à la direction d'observation), de la même façon que pour un passager d'un véhicule qui se déplace par exemple à l'horizontale, la pluie semble tomber depuis une direction située vers l'avant, et non selon la verticale.
