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Constellation proche du pôle céleste Sud. Son sigle est Pav (Pavo).

Paradoxe d'Olbers

Parallaxe (annuelle)

Regardée alternativement avec chaque œil, la projection du pouce, main tendue, ne se retrouve pas devant les mêmes éléments d'un décor : c'est l'effet de parallaxe. La parallaxe est d'autant plus petite que l'objet visé est lointain. Principe de la parallaxe

En raison de la révolution de la Terre sur son orbite, une étoile proche semble dessiner une ellipse sur la voûte céleste qui reste fixe dans son ensemble. Le demi-grand axe de cette ellipse apparente est la parallaxe de l'étoile, qui est très difficile à mesurer car cet angle reste très petit. À l'aide d'une relation mathématique simple, cette méthode de triangulation permet d'évaluer la distance des étoiles jusqu'à environ 200 a.l.
L'ellipse de parallaxe n'est autre que la projection du mouvement de la Terre. Elle prend la forme d'un cercle aux pôles de l'écliptique et celle d'un trait sur le plan de l'écliptique.
L'angle de parallaxe (p) est mesuré à 6 mois d'intervalle en secondes d'arc. La distance depuis laquelle cet angle vaut exactement 1" est appelé parsec.
L'angle est maximal (et vaut 2p) lorsque la mesure est faite depuis T1 et T2.
α (alpha) du Centaure, l'étoile la plus proche du système solaire a une parallaxe de 0.742".

Parhélie

Un parhélie également appelé « faux soleil », « soleil double », « œil de bouc » ou « chien du soleil », est un phénomène optique, lié à celui du halo solaire, consistant en l'apparition de deux répliques de l'image du soleil, placées horizontalement de part et d'autre de celui-ci.

Parsec

Le parsec (contraction de parallactic second) vaut 3.09 × 10¹⁶ m ou 3.26 a.l. C'est la distance depuis laquelle le demi-grand axe de l'orbite terrestre devrait être vu sous un angle de 1" (ou distance d'une étoile lorsque sa parallaxe vaut exactement une seconde d'arc).
Avec d la distance exprimée en parsec et p la parallaxe en seconde d'arc, on obtient la relation :

d = 1/p.

William Parsons (17 juin 1800 - 31 octobre 1867)

William Parsons dit Lord Rosse, 3^ème comte de Rosse, astronome irlandais, se fit construire un gigantesque télescope de type réflecteur. Ce télescope mesure 183 cm de diamètre pour environ 17 m de focale. L'appareil portait un nom tout trouvé, vu ses dimensions : le Léviathan de Parsonstown.
Ce télescope est d'ailleurs toujours en place de nos jours. Lord Rosse put faire de nombreux dessins grâce à ce télescope, lesquels sont forts ressemblants aux photographies actuelles.
C'est à lui que l'on doit la dénomination de nébuleuse du Crabe, (l'objet M 1 du catalogue Messier). Il a également effectué les premiers dessins de nombreuses galaxies (alors appelées « nébuleuses »), étant le premier à mettre clairement en évidence leur morphologie, en particulier la structure des galaxies spirales.
Les deux premières « nébuleuses spirales » ainsi identifiées furent M 51 en 1845 puis M 99 trois ans plus tard.

Pégase

Constellation située entre Andromède et le Cygne. Son sigle est Peg (Pegasus).

Peintre

Constellation australe. Son sigle est Pic (Pictoris).

Périastre

Distance minimale d'un astre à l'objet autour duquel il orbite. L'inverse est l'apoastre.

Périgée

Distance minimale d'un astre en orbite autour de la Terre. L'inverse est l'apogée.

Périhélie

Distance minimale d'un astre au Soleil. L'inverse est l'aphélie.

Période anomalistique

La période anomalistique est la période moyenne qui sépare deux passages consécutifs d'un corps par une même apside.

Période draconique

La période draconique est la période moyenne qui sépare deux passages consécutifs d'une planète ou d'un satellite par un même noeud de son orbite.

Période sidérale

Périodes sidérales des principales planètes et naines
Mercure	87.969 132 j	0,241 année terrestre
Vénus	224.701 j	0,615 a.t
Mars	686.960 j	1,88 a.t
Jupiter	4 335.355 j	11,869 a.t
Saturne	10 757.737 j	29,453 a.t
Uranus	30 708,160 j	84,073 a.t
Neptune	60 224.904 j	164,884 a.t
Pluton	90 613.306 j	248,082 a.t

La période de révolution, est le temps mis par un astre pour accomplir sa trajectoire, ou révolution, autour d'un autre astre. Comme une planète autour du Soleil, ou un satellite autour d'une planète.
Le temps nécessaire pour accomplir ce déplacement peut être estimé par le retour à une même position par rapport à une étoile fixe, ou à la même position par rapport au point équinoxial. Dans ce cas, il est appelé période de révolution sidérale.

Période synodique

Périodes synodiques des principales planètes et Lune
Lune : 29.53 j
Mercure : 115.5 j
Vénus : 583.9 j
Mars : 780.0 j
Jupiter : 398.9 j
Saturne : 371.8 j

La révolution synodique d'une planète est le retour à une même configuration Terre-Soleil-planète.
La Lune, comme les autres planètes, réfléchit la lumière qu'elle reçoit du Soleil. Selon sa position relative au Soleil, vue depuis la Terre, sa face visible présente un éclairement différent. L'intervalle de temps séparant deux phases identiques (lunaison) est le mois synodique et vaut 29.53 jours. Il est supérieur au mois sidéral (repéré par rapport aux étoiles) de 2.21 jours.

Période tropique

La période tropique est la période moyenne de révolution d'un corps dans le repère moyen de la date, donc dans le repère tournant lié à la droite des équinoxes.

Périodes de rotation sidérale et synodique

Dans le cas d'un astre orbitant autour d'une étoile, on distingue deux rotations :

Rotation sidérale : temps au bout duquel la planète retrouve la même orientation par rapport aux étoiles environnantes.
Rotation synodique : temps où la planète retrouve la même orientation par rapport à l'étoile. Elle correspond à la durée du jour.

Les planètes tournant généralement sur elles-mêmes dans le même sens que de leur étoile, leur période de rotation synodique est plus longue que la période de rotation sidérale. La période de rotation sidérale de la Terre est de 23 h 56 min 4 s et sa période synodique est en moyenne de 24 h (soit environ 4 min plus longue) : en un an, la Terre a pivoté 365,2425 fois dans le référentiel synodique et 365,2425 + 1 fois dans le référentiel sidéral ; un jour sidéral vaut ainsi 365,2425/366,2425 jour solaire.

Persée

Constellation entre le Cocher et Andromède. Son sigle est Per (Perseus).

Petit cheval

Petite constellation entre Pégase et le Dauphin. Son sigle est Equ (Equuleus).

Petit chien

Petite constellation au sud des Gémeaux. Son sigle est CMi (Canis Minor).

Petite ourse

Constellation circumpolaire, son étoile α (alpha) marque actuellement le pôle céleste Nord avec une relative précision : 48' du pôle céleste vrai. Son sigle est UMi (Ursa Minor).

Petit lion

Constellation au nord du (grand) Lion. Son sigle est LMi (Leo Minor).

Petit renard

Créé en même temps que la constellation de l'Oie, aujourd'hui disparue, ce découpage fut « inventé » pour combler une zone restée vide de toute nomenclature entre le Cygne et la Flèche. Elle abrite notamment la superbe nébuleuse planétaire Dumbbell. Son sigle est Vul (Vulpecula).

Petit triangle

À l'origine la zone au sud-est d'Andromède abritait deux triangles : un petit et un grand. Imaginés tous deux par Johannes HEWEL, Friedrich Wilhelm August ARGELANDER (1799 - 1875) n'en reportera qu'un seul sur son Uranometria Nova, ce dernier servant de base à la nomenclature actuelle. Les deux astérismes se sont ainsi fondus en un seul : le Triangle.

Phemus

Les PHEMUS (Phénomènes mutuels des satellites de Jupiter) se déroulent tous les 6 ans. lorsque le plan orbital de ces satellites est vu par la tranche une fois sur deux, les phénomènes sont soit au dessus soit en dessous de l’écliptique. Pour la campagne 2014 2015 c’est au dessus.
L’expérience de quatre campagnes 1991, 1997, 2003, 2009 nous ont montré que les conditions locales d’observation et les situations de Jupiter et de ses satellites étaient très importantes surtout lors des réductions des mesures.

Phénix

Constellation australe à mi-chemin de la Baleine et du pôle céleste Sud. Son sigle est Phe (Phœnix).

Photosphère

C'est la surface visible du Soleil. Les taches solaires et la granulation sont des manifestations de la photosphère.

PIAZZI Giuseppe (Ponte di Valtellina, 1746 - Naples, 1826)

Fondateur de l'observatoire de Palerme en 1791, Giuseppe PIAZZI est le premier découvreur d'un « astéroïde » : Cérès *, le 1^er janvier 1801. Alors qu'un groupe d'astronome ** venait spécialement de se former à cette fin, PIAZZI fait cette découverte de façon tout à fait fortuite. Travaillant à l'élaboration de son catalogue d'étoiles, il remarqua qu'un astre de magnitude 8 s'était déplacé de cinq minutes d'arc par rapport à sa position notée la veille dans la constellation du Taureau. L'astre devenu proche de la direction du Soleil, il faudra plusieurs mois pour retrouver Cérès à l'emplacement calculé par le mathématicien Karl Friedrich GAUSS (1777 - 1855) suivant une méthode qu'il venait d'élaborer. PIAZZI pense avoir trouvé une comète, mais la communauté des astronomes se rend vite compte qu'il s'agit d'un corps gravitant entre Mars et Jupiter.
Visiblement enclin à la plaisanterie, il nommera dans son catalogue, publié en 1814, les étoiles α (alpha) et β (bêta) de la constellation du Dauphin Sualocin et Rotanev. Il s'agit de la traduction latine et à l'envers du nom de son assistant Niccolo CACCIATORE (1780 - 1841) : Nicolaus VENATOR (Nicolas le chasseur).
L'astéroïde n° 1000 lui est logiquement dédié ainsi qu'une plaine close lunaire de 100 km de diamètre (36.2 °S - 67.9 °O).

* - Cérès est aujourd'hui répertorié comme planète naine.
** - Sous le nom de « Himmels Polizey » (Police du Ciel), ce groupe nouvellement constitué par 4 astronomes allemands : Johann Elert BODE, William OLBERS (1758 - 1840), Karl Ludwig HARDING (1765 - 1834) et Franz Xaver von ZACH (1754 - 1832), s'était fixé pour objectif de trouver le corps céleste « manquant » entre les orbites de Mars et Jupiter. Cette position, à 2.8 UA du Soleil, semblait établie par la « loi » dite de Titius-Bode.

Planète

Ce nom était initialement attribué à ces points lumineux vagabondant parmi les étoiles, puis à tout objet gravitant autour d'une étoile (les détections de planètes extrasolaires s'accumulant, certaines planètes sont devenues qualifiées de « flottantes » car elles gravitent autour de... rien !) et ne possédant pas une masse suffisante pour déclencher une réaction nucléaire interne. Pour le Système solaire, l'usage était de désigner comme planète tout objet différencié de plus de 2 000 km de diamètre gravitant directement autour du Soleil.
Après la découverte du nouvel objet trans-neptunien 2003 UB313 (faisant suite à celle de Sedna en 2002, et celle de Quaoar en 2003), par l'astronome américain Michael E. BROWN en 2005, et depuis appelée Éris (déesse grecque de la discorde), un « problème de taille » se posait : son diamètre était supérieur à celui de Pluton ; une nouvelle définition de ce qu'est une planète se faisait plus pressante.
Ainsi l'Union Astronomique Internationale (UAI), seule autorité reconnue pour la nomenclature officielle des corps célestes, a adopté une nouvelle définition (Résolution 5) pour le statut de planète, lors de sa 26^e assemblée générale tenue à Prague en 2006, afin de concilier ce terme avec nos connaissances actuelles du Système solaire.
Définition d'une planète dans le Système solaire (texte intégral)
L'Union Astronomique Internationale (UAI) décide de répartir les planètes et autres corps du Système solaire en trois catégories de la manière suivante :
Une planète est un corps céleste qui :
- Est en orbite autour du soleil.
- A une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique.
- A éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche.
Une « planète naine » est un corps céleste qui :
- Est en orbite autour du Soleil.
- A une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique.
- N'a pas éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche.
- N'est pas un satellite.
Tous les autres objets en orbite autour du Soleil sont appelés « petits corps du Système solaire ».

On distingue les planètes Telluriques (les quatre planètes rocheuses du Système solaire interne, soit : Mercure, Vénus, Terre, Mars) des planètes Joviennes (essentiellement constituées de gaz, soit : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune).
Une planète gravitant autour d'une autre est appelée satellite.
À l'échelle humaine, la voûte céleste semble tourner d'un mouvement d'ensemble en raison de la rotation diurne. Parmi cette fixité apparente, cinq « astres errants » (planêtos, en grec) visibles à l'œil nu sont connus depuis l'Antiquité. Vénérés comme des divinités par bon nombre de civilisations, ces objets portent le nom de dieux romains et sont à l'origine de nos jours de la semaine.
- LUNDI, c'est LUNAES DIES, jour de la LUNE.
- MARDI, c'est MARTIS DIES, jour de MARS.
- MERCREDI, c'est MERCURII DIES, jour de MERCURE.
- JEUDI, c'est JOVIS DIES, jour de JUPITER.
- VENDREDI, c'est VENERIS DIES, jour de VENUS.
- SAMEDI, c'est SABBATI DIES, jour du SABBAT. Cela nous indique tout de suite que la semaine est d'origine Hébraïque. En Anglais, Samedi c'est SATURDAY, le jour de SATURNE. Il est vrai qu'en français, c'est plus facile de dire SAMEDI que SATURDI. Mais ça ne serait qu'une histoire d'habitude.
- DIMANCHE, c'est DIES DOMINICA, le jour du Seigneur. Les premiers chrétiens ont substitué cette dénomination à celle du jour du Soleil. Religion oblige ! En Espagnol, c'est DOMINGO. En Anglais ou en Allemand, nous trouvons encore SUNDAY et SONNTAG : jour du SOLEIL.

Plan Galactique

Le plan galactique est un plan situé au milieu de la zone où se trouve la plus grande partie des étoiles d'une galaxie de forme aplatie. De ce fait il existe 2 pôles :
Ce plan galactique est orienté, avec un côté nord et un côté sud. Pour notre Galaxie :
Pour notre galaxie, le pôle nord galactique correspond à la direction de la constellation du Bouvier, près de l'étoile α Bootis (Arcturus).
le pôle sud galactique correspond à la direction de la constellation du Sculpteur, près de l'étoile β Ceti (Deneb Kaitos, de la Baleine).

Pluton

Longtemps considérée comme la neuvième planète du Système solaire, elle est aujourd'hui le prototype d'une nouvelle catégorie d'objets trans-neptuniens : les planètes naines (plutoïdes). Elle fut découverte, le 18 février 1930, par Clyde William TOMBAUGH.

Points de Lagrange

Dans un système à deux corps, l'un en rotation autour de l'autre, il existe cinq positions où leurs forces de gravité se compensent. Mises en évidence par Joseph Louis LAGRANGE en 1772, elles sont appelées : points de Lagrange.
En ces points, un troisième corps, de masse négligeable par rapport aux deux premiers, doit pouvoir s'y maintenir en équilibre.
Trois de ces emplacements, nommés L1, L2 et L3, sont alignés avec les deux corps principaux : ils sont instables. Tout objet qui s'en écarte en est irrémédiablement éjecté.
En revanche, les points L4 et L5, situés à 60° de part et d'autre du corps en orbite, sont stables. Les astéroïdes troyens, circulants sur la même orbite que Jupiter, sont piégés en ces positions. Thétys, un satellite de Saturne, possède également des « satellites lagrangiens » : Calypso et Telesto.

Point vernal

Le point vernal, appelé également point γ (gamma), est l'un des deux points d'intersection entre le plan équatorial terrestre et le plan de son orbite (écliptique). Marquant le passage du Soleil à sa phase ascendante, il correspond à l'équinoxe de printemps pour l'hémisphère Nord. Il sert de point d'origine aux coordonnées célestes (ascensions droites) et à la détermination du temps sidéral.

Poisson austral

Constellation australe au sud du Verseau. Son sigle est PsA (Piscis Austrinus).

Poissons

Une des 13 constellations du zodiaque, entre le Bélier et le Verseau. Son sigle est Psc (Pisces).

Poisson volant

Petite constellation australe située entre la Carène et le pôle céleste Sud. Son sigle est Vol (Volans).

Pôle Nord Céleste

En astronomie, les deux pôles célestes sont les points de la sphère céleste vers lesquels pointe l'axe de rotation de la Terre et autour desquels le ciel semble donc tourner. Ces pôles célestes sont des points de référence importants pour les astronomes et les géographes et la détermination de leur position sur la voûte céleste est fondamentale. L'axe de rotation de la Terre n'est pas fixe avec le temps (voir précession des équinoxes), ainsi la position des deux pôles célestes varie au cours du temps. Par exemple, il y a environ 14000 ans, c'était l'étoile Véga qui déterminait le pôle nord céleste, et ce sera à nouveau le cas dans environ 12000 ans.

Le pôle nord céleste est le point dans le ciel autour duquel les étoiles semblent tourner dû à la rotation de la terre sur son axe. On peut apercevoir l'étoile polaire proche du centre de rotation.

Polaris se trouve être une étoile brillante actuellement proche du pôle nord céleste, prise comme marqueur par les astronomes. Sa déclinaison est actuellement de 89° 15' 50.7923". Elle est donc située à moins d'un degré (une fois et demi le diamètre apparent de la Lune - 31'36") du pôle nord céleste.

Pôle Sud Céleste

Il n'existe pas d'étoile brillante marquant le pôle sud céleste. L'étoile Sigma Octantis est celle qui en est le plus proche, mais elle n'est pas spécialement remarquable (sa magnitude apparente est de 5,5). Il est plus commode d'utiliser la Croix du Sud dont les étoiles Acrux et Gacrux (respectivement la base et le sommet de la croix) forment une ligne qui prolongée dans le sens Gacrux-Acrux de 4,5 fois la distance les séparant permet d'atteindre un point assez proche du pôle sud céleste.

Poupe

Constellation essentiellement australe, seule sa partie nord (à l'est du Grand chien) est observable depuis une latitude 45° Nord. Son sigle est Pup (Puppis).

Précession (mouvement de)

Voir dossier précession

Précession des équinoxes

Voir dossier précession des équinoxes

Claudius Ptolemaeus (Vers 90 Haute-égypte - 168 Canope)

Claudius Ptolemaeus, communément appelé Ptolémée était un astronome et astrologue grec qui vécut à Alexandrie (égypte).
L'Almageste est le seul ouvrage complet sur l'astronomie de l'antiquité qui nous soit parvenu. Les astronomes babyloniens avaient mis au point des techniques de calcul pour la prévision de phénomènes astronomiques. Surtout, ils avaient consigné soigneusement, pendant des siècles, de précieuses observations (positions des astres, éclipses). Les astronomes grecs, tels qu'Eudoxe de Cnide et surtout Hipparque, avaient intégré ces observations et les leurs dans des modèles géométriques (théorie des épicycles) pour calculer les mouvements de certains corps célestes. Dans son traité, Ptolémée reprend ces différents modèles astronomiques et les perfectionne, notamment en ajoutant la notion d'équant.
Ses observations, jointes aux données antérieures dont il disposait, offrent un recul permettant une mesure fort précise des mouvements astronomiques, puisque l'ensemble couvre une période de près de neuf siècles. Ses « tables » de données, indispensables pour déterminer la position des astres, ont en effet comme point de départ le premier jour du calendrier égyptien de la première année du règne de Nabonassar, c'est-à-dire le 26 février 747 av. J. C. Ptolémée consacre donc le modèle géocentrique d'Hipparque, qui lui fut souvent attribué et qui fut accepté pendant plus de mille trois cents ans.

Recherche

Société d'Astronomie de Rennes - Maison du Parc - 2, Ave André Malraux - 35000 RENNES - SIREN 480 593 748 - APE 913E