Parallaxe

"parallaxe" dans l'encyclopédie

• BRADLEY JAMES (1693-1762)

  • Écrit par Gerald S. HAWKINS et Encyclopædia Universalis
  • 4 247 mots

  Pas plus que ses prédécesseurs, il ne parvient à mesurer la parallaxe de Gamma Draconis (nous savons aujourd'hui que l'étoile est trop éloignée pour cela), mais il fait l'une de ses deux découvertes majeures. Il observe que cette étoile dévie en trois jours de 1 seconde d'angle vers le sud. Cependant, ce déplacement ne se fait pas dans la bonne direction et est trop grand pour correspondre à la parallaxe.

• RUSSELL HENRY NORRIS (1877-1957)

  • Écrit par Jean-Marc BRISSAUD
  • 1 014 mots

  Après des études à l'université de Princeton, Russel part pour l'Angleterre en 1903 afin d'étudier à Cambridge une méthode photographique de détermination de la parallaxe des étoiles. Professeur d'astronomie à Princeton en 1905, il devient directeur de l'observatoire de cette université en 1911. Il est célèbre pour sa théorie de la classification des étoiles d'après leur spectre.

• CONJONCTION, astronomie

  • Écrit par Jean-Marc BRISSAUD
  • 1 237 mots
  • 1 média

  Les conjonctions inférieures vraies de Mercure et de Vénus sont des phénomènes très importants pour l'astronomie classique, car ils servent à déterminer la parallaxe du Soleil. On les appelle « passages » sur le disque du Soleil.

• BRAHE TYCHO (1546-1601)

  • Écrit par Pierre COSTABEL
  • 9 567 mots
  • 2 médias

  En suivant la direction du Soleil aux alentours d'un solstice, au cours d'une journée, il constatait l'écart entre la hauteur observée et celle calculée, puis il dépouillait la différence de la parallaxe solaire et s'attachait au résidu. Il jugeait seulement cette parallaxe trop forte (ce qui le conduisit à croire que la réfraction pour les étoiles diffère sensiblement de celle du Soleil) car il suivait de trop près les évaluations minimisantes de Copernic quant aux dimensions du système solaire.

• ASTROMÉTRIE

  • Écrit par Jean KOVALEVSKY
  • 35 809 mots
  • 9 médias

  La correction de parallaxe est due à la variation de position de l'observateur par suite de la rotation de la Terre (parallaxe diurne) et de son mouvement de révolution autour du Soleil (parallaxe annuelle). La correction de parallaxe est d'autant plus grande que l'astre est rapproché. Elle revient à passer des coordonnées locales (topocentriques), données par l'observation, aux coordonnées géocentriques, par correction de la parallaxe diurne, ou aux coordonnées héliocentriques, par correction de la parallaxe annuelle.