Liste des Objets Célestes & Termes Astronomique

*Aberration chromatique* *****Voir la page*****+Photo

*Accrétion* *****Voir la page*****+Photo

*Achondrites primitives* Acapulcoites Granularité moyenne, abondance chondritique de plagioclase et de troilite météorite ACAPULCO tombée au Mexique en 1976 Brachinites météorite BRACHINA tombée en Australie en 1974 Lodranites Granularité grossière, abondance subchondritique de plagioclase et de troilite Winonaites Parentés aux silicatess Météorite WINONA tombée en Arizona en 1928

*Achondrites* *****Voir la page*****+Photo

*Albédo* L'albédo est le rapport de l'énergie solaire réfléchie par une surface sur l'énergie solaire incidente.  On utilise une échelle graduée de 0 à 1, avec 0 correspondant au noir, pour un corps avec aucune réflexion, et 1 au miroir parfait, pour un corps qui diffuse dans toutes les directions et sans absorption de tout le rayonnement électromagnétique visible qu'il reçoit. Dans la pratique, un corps est perçu comme blanc dès qu'il réfléchit au moins 80% de la lumière d'une source lumineuse blanche. A l'inverse tout corps réfléchissant moins de 3% de la lumière incidente paraît noir. Certaines matières ont un albédo très variable, comme les nuages par exemple. En revanche, les corps solides ont bien souvent des albédos fixes, qui caractérisent leur composition chimique. Par exemple, la lave a un albédo de 4 %, le sable entre 25 et 30 %, la glace entre 30 et 50 %, la neige (épaisse et fraîche) jusqu'à 90 %.  L'albédo moyen Terrestre est de 0,3, toutes surfaces confondues. L'albédo est utilisé en astronomie pour avoir une idée de la composition d'un corps trop froid pour émettre sa propre lumière, en mesurant la réflexion d'une source lumineuse externe, comme le Soleil par exemple. On peut différencier ainsi facilement les planètes gazeuses, qui ont un fort albédo, des planètes telluriques qui ont elles, un albédo faible.

Amas globulaire Un amas globulaire est un amas stellaire très dense, contenant typiquement une centaine de milliers d'étoiles, distribuées sphériquement, dans un volume de quelques kilo parsecs de rayon. Leur densité est ainsi nettement plus élevée que celle des amas ouverts. Les amas globulaires pourraient être les vestiges du noyau d'une petite galaxie qui aurait été absorbée par une plus grande. Notre Galaxie comprend environ 150 à 200 amas globulaires. Certains d'entre eux, comme Oméga Centauri de notre Galaxie, sont très massifs : plusieurs millions de masses solaires. Les amas globulaires font partie du halo galactique, ils orbitent autour du centre galactique à une distance de 1-100 kpc.  C'est par leur étude que la position du soleil au sein de la Galaxie a pu être déterminée. En effet, jusque dans les années 1930 on pensait que le soleil se trouvait au milieu de la galaxie car la distribution des étoiles observables paraissait uniforme. Lorsqu'on a pris en compte la distance des amas globulaires, il est apparu que leur distribution était fortement asymétrique et que la partie observable du disque galactique n'en constituait qu'une fraction, le reste étant obscurci par le gaz et la poussière du disque galactique. La plupart des amas globulaires sont très anciens et se sont probablement formés en même temps que leur galaxie hôte. Néanmoins, certains amas globulaires de couleur bleue ont été récemment observés et leur couleur est, normalement, représentative des étoiles chaudes et jeunes. On ne sait pas encore si des amas globulaires peuvent se former relativement tard dans la vie d'une galaxie, mais il est probable que leur formation soit liée à des évènements catastrophiques, comme ceux accompagnant la collision de deux galaxies. Comme les amas globulaires contiennent les étoiles les plus âgées d'une galaxie, ils contribuent de façon importante à l'étude de l'évolution des étoiles et des galaxies. Certaines étoiles de type particulier, comme les blue stragglers, les pulsars-millisecondes ou les low-mass X-ray binaries, sont beaucoup plus communs dans les amas globulaires. Parce que la densité des étoiles dans les amas globulaires est très élevée, les collisions ou quasi-collisions entre étoiles y sont parfois possibles, contrairement aux autres régions d'une galaxie.

Amas ouvert Un amas ouvert est un amas stellaire, groupant environ 100 à 1000 étoiles de même âge et liées entre elles par la gravitation, dont la dimension varie entre un diamètre de 1,5 à 15 pc, avec une moyenne de 4 à 5 pc. Les amas ouverts sont peu lumineux et s'observent essentiellement dans notre Galaxie, où ils se situent dans le plan galactique, et dans les galaxies proches : les deux Nuages de Magellan et la nébuleuse d'Andromède. Amas stellaire Un amas stellaire est une concentration locale d'étoiles d'origine commune dans un espace dont les dimensions peuvent atteindre 200 pc, et liées entre elles par la gravitation. 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. En raison d'influences internes (collisions avec d'autres membres de l'amas, évolution stellaire) et externes (collisions avec des objets massifs et influence de la galaxie hôte), les amas stellaires s'évaporent lentement. Leur durée de vie varie de quelques millions d'années pour des associations peu denses à plusieurs milliards d'années pour les amas globulaires massifs. Les amas stellaires les plus lumineux et les plus proches sont visibles à l'œil nu. En général, à cause de leur population stellaire plutôt homogène et de leur distance relativement bien connue, les amas jouent un rôle important en astrophysique et en astrométrie.