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\def\Ligglo{\vskip3mm\noindent}
\chapcourant={\ninepoint GLOSSAIRE}
\souschapcourant={\ninepoint GLOSSAIRE}
\vglue45mm
\gros 
\vbox{\hbox{GLOSSAIRE}   
\bigskip
\hrule height 1pt depth 1pt}
\rm
\vskip2cm\noindent
Ce glossaire donne une liste de d\'efinitions et d'explications  correspondant \`a
une nomenclature astronomique rang\'ee par ordre alphab\'etique.
Les mots en italique \`a l'int\'erieur des  explications
 renvoient
\`a des entr\'ees du glossaire.
\vskip30mm\noindent
\hang
{\bf Aberration}. En astrom\'etrie, d\'eplacement apparent de la position observ\'ee
d'un corps c\'eleste 
d\^u, \`a la fois, au caract\`ere fini de la vitesse de la lumi\`ere
et aux mouvements de l'observateur et du corps observ\'e.
(Voir {\it Aberration stellaire, Aberration plan\'etaire}).
\Ligglo
\hang
{\bf Aberration annuelle}. La composante de l'{\it aberration stellaire}
due au mouvement du centre de gravit\'e de la Terre par rapport
au barycentre du syst\`eme solaire.
\Ligglo
\hang
{\bf Aberration des fixes}. Voir {\it Aberration stellaire}.
\Ligglo
\hang
{\bf Aberration diurne}. La composante de l'{\it aberration}
due au mouvement de l'observateur plac\'e sur la Terre  par rapport
au centre de gravit\'e de la Terre.
\Ligglo
\hang
{\bf Aberration elliptique}. Partie de l'{\it aberration annuelle} d\'ependant
de l'{\it  excentricit\'e} et de la longitude du {\it p\'erih\'elie}
de l'{\it orbite} terrestre. Dans les catalogues d'\'etoiles ant\'erieurs
\`a 1984, on incluait dans les positions des \'etoiles l'aberration elliptique
calcul\'ee pour la date de r\'ef\'erence du catalogue.
\Ligglo
\hang
{\bf Aberration instrumentale}.
En optique, ensemble des ph\'enom\`enes dus \`a l'imperfection 
des instruments et qui alt\`erent la qualit\'e des images donn\'ees
par un syst\`eme optique.
\Ligglo
\hang
{\bf Aberration plan\'etaire}. D\'eplacement apparent de la position observ\'ee
d'un corps du syst\`eme solaire par rapport \`a sa {\it position g\'eom\'etrique}
d\^u, \`a la fois, au caract\`ere fini de la vitesse de la lumi\`ere et
au mouvement du centre de gravit\'e de la Terre et du corps observ\'e
par rapport au barycentre du syst\`eme solaire.
\Ligglo
\hang
{\bf Aberration stellaire} (ou {\bf aberration des fixes}).
D\'eplacement apparent de la position observ\'ee d'une \'etoile
par rapport \`a la  position fournie par un catalogue
d\^u, \`a la fois, au caract\`ere fini de la vitesse de la lumi\`ere
et au mouvement de l'observateur par rapport aux \'etoiles.
L'aberration stellaire se d\'ecompose en {\it aberration annuelle}
et  {\it aberration diurne}.
\Ligglo
\hang
{\bf Angle horaire }d'une direction, en un lieu donn\'e. L'une des
{\it coordonn\'ees horaires}. Angle di\`edre du {\it cercle horaire}
de la direction et du {\it m\'eridien }du lieu pris comme origine.
L'angle horaire est compt\'e positivement dans le sens r\'etrograde. (Voir
{\it Coordonn\'ees horaires}).
\Ligglo
\hang
{\bf Angle de phase}. Donn\'ee fondamentale pour l'observation de
la surface d'un astre qui est l'angle que fait la direction centre de l'astre--Soleil
avec la direction centre de l'astre--Terre.
\Ligglo
\hang
{\bf Ann\'ee julienne}. Unit\'e auxiliaire de temps d\'efinie comme
\'etant \'egale \`a 365.25 {\it jours}.
\Ligglo
\hang
{\bf Ann\'ee tropique}. Intervalle de temps s\'eparant deux passages du
Soleil \`a l'{\it \'equinoxe moyen}. L'ann\'ee tropique vaut, actuellement, environ
365.2422 jours.
\Ligglo 
\hang
{\bf Anomalie excentrique}. Dans le {\it mouvement
elliptique k\'epl\'erien}, l'angle (OP, OM$^\prime$) o\`u O d\'esigne le centre
de l'ellipse, P le {\it  p\'eriastre} et o\`u M$^\prime$ est le point
du cercle de rayon OP qui se projette sur OP au
m\^eme point que le point M repr\'esentant la position du 
corps  \`a l'instant $t$.
\Ligglo
\hang
{\bf Anomalie moyenne}. Dans le {\it mouvement
elliptique k\'epl\'erien}, le produit du {\it moyen mouvement}
du corps   par le temps \'ecoul\'e depuis le passage du corps
au {\it p\'eriastre}.
\Ligglo
\hang
{\bf Anomalie vraie}. Dans le {\it mouvement
elliptique k\'epl\'erien}, l'angle (FP, FM) o\`u F d\'esigne le foyer
de l'ellipse occup\'e par le corps central, P le {\it  p\'eriastre} et M la position du 
corps  \`a l'instant $t$.
\Ligglo
\hang
{\bf Aph\'elie}. Voir {\it Apoastre}.
\Ligglo
\hang
{\bf Aplatissement}. Param\`etre qui rend compte de la fa\c con dont
un corps c\'eleste, consid\'er\'e comme un ellipso\"\i de
de r\'evolution, diff\`ere
d'une sph\`ere: c'est le rapport $f=\Frac{a-b}a$ o\`u $a$ est le
rayon \'equatorial de l'ellipso\"\i de et $b$ le rayon polaire ($b<a$).
\Ligglo
\hang
{\bf Apoastre}. Sur une {\it orbite} elliptique, le point le plus
\'eloign\'e du foyer
de l'ellipse occup\'e par le corps central.  
 L'apoastre est appel\'e
{\it apog\'ee} lorsque le corps central est la Terre, 
{\it aph\'elie} lorsque le corps central est le Soleil.
\Ligglo
\hang
{\bf Apog\'ee}. Voir {\it Apoastre}.
\Ligglo
\hang
{\bf Ascension droite }d'une direction, pour une date donn\'ee. L'une des
{\it coordonn\'ees \'equatoriales }polaires. Angle di\`edre du {\it cercle horaire}
de la direction et de celui de l'{\it\'equinoxe} pris comme origine. L'ascension droite
est compt\'ee positivement dans le sens direct,
parfois en degr\'es, de $0^\circ$ \`a $360^\circ$, plus
g\'en\'eralement en heures de 0\v h \`a 24\v h (1\v h = $15^\circ$). (Voir
{\it Coordonn\'ees  \'equatoriales}). 
\Ligglo
\hang
{\bf Azimut }d'une direction, en un lieu donn\'e. L'une des
{\it coordonn\'ees horizontales}. Angle di\`edre du {\it vertical}
contenant la direction et du {\it vertical}
contenant le {\it p\^ole c\'eleste}
sud (pour les astronomes) ou nord (pour les marins) pris comme origine.
L'azimut est compt\'e positivement dans le sens r\'etrograde. (Voir
{\it Coordonn\'ees horizontales}).
\Ligglo 
\hang
{\bf Barycentrique}. Qui se rapporte \`a un syst\`eme de
r\'ef\'erence centr\'e au barycentre du syst\`eme solaire.
\Ligglo
\hang
{\bf  Calendrier gr\'egorien}. Calendrier introduit par le Pape
Gr\'egoire XIII en 1582, en remplacement du {\it calendrier julien}. Le
calendrier gr\'egorien
 ne diff\`ere du {\it calendrier julien}
que par la r\'epartition des ann\'ees bissextiles
et par un d\'ecalage de dix jours \`a l'origine, le vendredi 15
octobre 1582 (gr\'egorien) ayant succ\'ed\'e au jeudi 4
octobre 1582 (julien). Les 
ann\'ees bissextiles sont les m\^emes que dans le  {\it calendrier julien}
sauf pour les ann\'ees dont le mill\'esime est multiple de 100 sans l'\^etre
de 400. Ainsi 1700, 1800 et 1900 sont communes alors que, comme dans le
{\it calendrier julien},  2000 est bissextile. La dur\'ee moyenne de l'ann\'ee 
gr\'egorienne (365.2425 jours) est une bonne approximation 
de l'{\it ann\'ee tropique}.  Ce calendrier est actuellement en usage
dans la plupart des pays.
\Ligglo
\hang
{\bf Calendrier julien}. Calendrier introduit par Jules C\'esar, en --45, en remplacement
du calendrier romain. Il comprend trois ann\'ees communes de 365 jours, suivies
d'une ann\'ee bissextile de 366 jours, dans laquelle le mois de f\'evrier est de
29 jours. La dur\'ee moyenne de l'ann\'ee julienne (365.25 jours) est une approximation
m\'ediocre de l'{\it ann\'ee tropique} ce qui a conduit au remplacement
du calendrier julien par le {\it calendrier gr\'egorien}. Le calendrier julien
est utilis\'e, par les historiens et les astronomes, pour des dates
ant\'erieures \`a sa cr\'eation, il s'agit alors d'un calendrier fictif ayant
les m\^emes r\`egles de construction. Les historiens notent 1 avant J.-C. l'ann\'ee
qui pr\'ec\`ede l'an 1 de l'\`ere chr\'etienne, elle est bissextile;
les astronomes notent 0 l'an 1 avant J.-C. (bissextile), $-1$ l'an 2 avant J.-C.
(commune) etc. C'est la notation des astronomes qui est utilis\'ee
dans cet ouvrage.
\Ligglo
\hang
{\bf Cercle horaire }d'une direction. Demi-grand cercle de la {\it sph\`ere c\'eleste}
contenant les {\it p\^oles c\'elestes} et le point de la {\it sph\`ere c\'eleste}
associ\'e \`a la direction. Le cercle horaire est donc perpendiculaire \`a 
l'{\it \'equateur c\'eleste}.
\Ligglo
\hang
{\bf Conjonction}. Ph\'enom\`ene dans lequel deux ou plusieurs corps c\'elestes
ont des {\it longitudes c\'elestes g\'eocentriques} ou
des {\it ascensions droites } \'egales. Conjonction d'une plan\`ete
sup\'erieure avec le Soleil: les {\it longitudes c\'elestes g\'eocentriques}
de la plan\`ete et du Soleil sont \'egales. Conjonction de Mercure
ou V\'enus avec le Soleil: les {\it longitudes c\'elestes g\'eocentriques}
de la plan\`ete et du Soleil sont \'egales, la conjonction est dite
sup\'erieure ou inf\'erieure suivant que le Soleil est entre la Terre et
la plan\`ete ou que la plan\`ete est entre la Terre et le Soleil.
Conjonction de deux plan\`etes entre elles, d'une plan\`ete avec la
Lune ou avec une \'etoile: les {\it ascensions droites }des deux astres
consid\'er\'es sont  \'egales.
\Ligglo
\hang
{\bf Constante de Gauss} ($k=0.017\,202\,098\,95$).
Constante d\'efinissant, dans le syst\`eme d'unit\'es
astronomiques,  l'unit\'e de longueur ({\it unit\'e astronomique})
\`a partir de
l'unit\'e de temps ({\it jour}) et de l'unit\'e de masse (masse du Soleil)
par l'interm\'ediaire de la troisi\`eme loi de Kepler.
$k^2$ a les dimensions $L^3M^{-1}T^{-2}$ de la constante de
la gravitation.
\Ligglo
\hang
{\bf Constante de la pr\'ecession}. Coefficient du temps dans la
repr\'esentation math\'ematique de la {\it pr\'ecession g\'en\'erale en longitude}.
Cette constante est d\'eduite de l'observation.
\Ligglo
\hang
{\bf Coordonn\'ees apparentes }d'un corps \`a l'instant $t$.
Coordonn\'ees donnant la direction du corps telle qu'elle serait
vue par un observateur plac\'e au centre de la Terre \`a l'instant $t$.
Les coordonn\'ees apparentes sont rapport\'ees \`a l'{\it \'equinoxe}
et \`a l'{\it \'equateur  vrais} de la date ou \`a l'{\it \'equinoxe vrai}
et \`a l'{\it \'ecliptique moyen} de la date.
\Ligglo
\hang
{\bf Coordonn\'ees astrom\'etriques }d'un corps du syst\`eme
solaire \`a un instant $t$. {\it Ascension droite} et {\it d\'eclinaison}
de la {\it direction astrom\'etrique} de ce corps \`a l'instant $t$
rapport\'es \`a l'{\it \'equateur} et l'{\it \'equinoxe moyens}
d'une date de r\'ef\'erence (J2000, pour les \'eph\'em\'erides
actuelles).
\Ligglo
\hang
{\bf Coordonn\'ees astronomiques }d'un lieu ({\it longitude} et {\it
latitude astronomiques}). Coordonn\'ees polaires de la {\it verticale }du lieu
rapport\'ees \`a l'{\it \'equateur  vrai} de la date et \`a la
direction origine, intersection de ce plan et du  
{\it m\'eridien terrestre origine}.
\Ligglo
\hang
{\bf Coordonn\'ees \'ecliptiques }d'une direction.
Coordonn\'ees de la direction rapport\'ees \`a l'{\it \'ecliptique moyen}
 et \`a la
direction origine de ce plan d\'efinie par l'{\it \'equinoxe}.
  Ces coordonn\'ees sont dites
{\it vraies} lorsqu'elles sont rapport\'ees \`a 
l'{\it \'ecliptique moyen} et \`a l'{\it \'equinoxe vrai}
de la date, {\it moyennes} de la date 
lorsqu'elles sont rapport\'ees \`a l'{\it \'ecliptique} et
\`a l'{\it \'equinoxe moyens} de la date
et {\it moyennes} d'une date de r\'ef\'erence 
lorsqu'elles sont rapport\'ees \`a l'{\it \'ecliptique} et
\`a l'{\it \'equinoxe moyens} de cette date de r\'ef\'erence.
On utilise deux sortes
de coordonn\'ees \'ecliptiques:  les  coordonn\'ees \'ecliptiques cart\'esiennes 
et les coordonn\'ees \'ecliptiques polaires {\it longitude} et {\it latitude
c\'elestes}. 
\Ligglo
\hang
{\bf Coordonn\'ees \'equatoriales }d'une direction.
Coordonn\'ees de la direction rapport\'ees \`a l'{\it \'equateur c\'eleste}
et \`a la direction origine de ce plan  d\'efinie par
l'{\it \'equinoxe}. Ces coordonn\'ees sont dites
{\it vraies} lorsqu'elles sont rapport\'ees \`a l'{\it \'equateur} et
\`a l'{\it \'equinoxe vrais} de la date, {\it moyennes} de la date 
lorsqu'elles sont rapport\'ees \`a l'{\it \'equateur} et
\`a l'{\it \'equinoxe moyens} de la date 
et {\it moyennes} d'une date de r\'ef\'erence 
lorsqu'elles sont rapport\'ees \`a l'{\it \'equateur} et
\`a l'{\it \'equinoxe moyens} de cette date de r\'ef\'erence.
 On utilise deux sortes
de coordonn\'ees \'equatoriales:  les  coordonn\'ees \'equatoriales cart\'esiennes 
et les coordonn\'ees \'equatoriales polaires {\it ascension droite} et {\it d\'eclinaison}.
\Ligglo
\hang
{\bf Coordonn\'ees g\'eom\'etriques }d'un corps \`a l'instant $t$.
Coordonn\'ees repr\'esentant la {\it position g\'eom\'etrique}
de ce corps.
\Ligglo
\hang
{\bf Coordonn\'ees horaires }d'une direction, en un lieu donn\'e
({\it angle horaire} et {\it d\'eclinaison}). Coordonn\'ees
polaires de la direction rapport\'ees \`a l'{\it \'equateur  vrai}
de la date et \`a la direction origine, intersection de ce plan
et du {\it m\'eridien c\'eleste} du lieu.
\Ligglo
\hang
{\bf Coordonn\'ees horizontales }d'une direction, en un lieu donn\'e
({\it azimut} et {\it hauteur}). Coordonn\'ees
polaires de la direction rapport\'ees au {\it plan horizontal} du lieu
et \`a la direction origine, intersection de ce plan
et du {\it vertical} contenant la direction du {\it p\^ole c\'eleste}
sud (pour les astronomes) ou nord (pour les marins).    
\Ligglo
\hang
{\bf Coordonn\'ees moyennes}. Coordonn\'ees rapport\'ees \`a l'{\it \'equinoxe}
et \`a l'{\it \'equateur} ou l'{\it  \'ecliptique moyens} de la date
(coordonn\'ees moyennes de la date) ou d'une date de r\'ef\'erence
(coordonn\'ees moyennes d'une date de r\'ef\'erence).
(Voir {\it Coordonn\'ees \'ecliptiques}, {\it Coordonn\'ees \'equatoriales}).
\Ligglo
\hang
{\bf Coordonn\'ees plan\'etocentriques}. Coordonn\'ees utilis\'ees
pour rep\'erer un point \`a la surface d'une plan\`ete ou d'un satellite
lors d'\'etudes dynamiques ou astrom\'etriques. 
La {\it longitude plan\'etocentrique} d'un point
de la surface
est l'angle di\`edre entre le {\it m\'eridien} du point consid\'er\'e
et un {\it m\'eridien} origine conventionnel. Elle est compt\'ee, \`a
partir du {\it m\'eridien } origine de $0^\circ$ \`a $360^\circ$
dans le sens direct. La {\it latitude plan\'etocentrique} d'un point
de la surface
est l'angle que fait le vecteur joignant le centre de l'astre \`a ce 
point avec le plan \'equatorial de l'astre. Elle est compt\'ee
\`a partir de l'{\it \'equateur} de l'astre de $0^\circ$ \`a $+90^\circ$
vers le {\it p\^ole} nord et de $0^\circ$ \`a $-90^\circ$
vers le {\it p\^ole} sud.
\Ligglo
\hang
{\bf Coordonn\'ees plan\'etographiques}. Coordonn\'ees utilis\'ees
pour cartographier la surface d'une plan\`ete ou d'un satellite.
 La {\it longitude plan\'etographique} d'un point de la surface
est l'angle di\`edre entre le {\it m\'eridien} du point consid\'er\'e
et un {\it m\'eridien} origine conventionnel. Elle est compt\'ee, \`a
partir du {\it m\'eridien} origine de $0^\circ$ \`a $360^\circ$
dans le sens oppos\'e \`a la rotation de l'astre.
La {\it latitude plan\'etographique} d'un point de la surface
est l'angle que fait la normale \`a la surface en ce point avec
le plan \'equatorial de l'astre. Elle est compt\'ee
\`a partir de l'{\it \'equateur} de l'astre de $0^\circ$ \`a $+90^\circ$
vers le {\it p\^ole} nord et de $0^\circ$ \`a $-90^\circ$
vers le {\it p\^ole} sud.
\Ligglo
\hang
{\bf Coordonn\'ees vraies}. Coordonn\'ees rapport\'ees
 \`a l'{\it \'equinoxe}
et \`a l'{\it \'equateur  vrais} de la date ou \`a l'{\it \'equinoxe vrai}
et \`a l'{\it \'ecliptique moyen} de la date.
(Voir {\it Coordonn\'ees \'ecliptiques}, {\it Coordonn\'ees \'equatoriales}). 
\Ligglo
\hang
{\bf Date julienne (DJ)}. Dur\'ee \'ecoul\'ee depuis le 1 janvier --$\,$4712 \`a
12\v h, origine de la {\it p\'eriode julienne}. On l'exprime en jour et fraction
de jour. Pour un usage rigoureux, on doit pr\'eciser l'\'echelle
de temps utilis\'ee (TU, TT, TE, etc.).
\Ligglo
\hang
{\bf D\'eclinaison} d'une direction. L'une des {\it coordonn\'ees \'equatoriales}
polaires et l'une des {\it coordonn\'ees horaires}. Angle de la direction
avec l'{\it \'equateur c\'eleste}. La d\'eclinaison est
compt\'ee en degr\'es, de $-90^\circ$ \`a $+90^\circ$. 
(Voir {\it Coordonn\'ees \'equatoriales},
{\it Coordonn\'ees horaires}).
\Ligglo
\hang
{\bf Demi-grand axe}. Param\`etre repr\'esentant la moiti\'e du grand axe
d'une ellipse. Le demi-grand axe 
est l'un des {\it\'el\'ements elliptiques} usuels.  
\Ligglo
\hang
{\bf Direction astrom\'etrique }d'un corps du syst\`eme solaire.
Direction joignant la position de la Terre \`a l'instant $t$
\`a la position du corps \`a l'instant $t-\Delta t$, $\Delta t$
\'etant le {\it temps de lumi\`ere}. Elle est de m\^eme
nature que la direction d'une \'etoile fournie par un
catalogue, une fois faites les corrections de {\it mouvement
propre} et de {\it parallaxe annuelle}.
\Ligglo
\hang
{\bf Distance z\'enithale }d'une direction, en un lieu donn\'e.
Angle  que fait la direction avec la direction du {\it z\'enith}.
La distance z\'enithale est le compl\'ement de la {\it hauteur}.
\Ligglo
\hang
{\bf\'Eclipse}. Obscurcissement d'un astre produit par l'interposition
d'un autre corps c\'eleste entre cet astre et la source lumineuse.
\Ligglo
\hang
{\bf\'Eclipse de Lune}. {\it\'Eclipse} o\`u la Terre s'interpose
entre la Lune et le Soleil. L'\'eclipse de Lune est dite
totale quand la Lune dispara\^\i t enti\`erement dans l'{\it ombre}
de la Terre, partielle quand la Lune p\'en\`etre dans l'{\it ombre}
de la Terre sans y \^etre totalement immerg\'ee, par la
p\'enombre quand la Lune entre dans la {\it p\'enombre} de
la Terre sans entrer dans l'{\it ombre}.
\Ligglo
\hang
{\bf\'Eclipse de Soleil}. Passage du Soleil derri\`ere la Lune 
qui le cache \`a la vue  d'un observateur terrestre. C'est donc, en fait,
l'{\it occultation }du Soleil par la Lune. L'\'eclipse de Soleil
est dite totale quand la Lune masque compl\`etement le Soleil,
annulaire quand le disque lunaire se projette sur le Soleil
en laissant appara\^\i tre un anneau de lumi\`ere concentrique,
partielle quand la Lune masque en partie le Soleil sans
que l'on se retrouve dans les conditions d'\'eclipse totale ou
annulaire.
\Ligglo
\hang
{\bf\'Ecliptique moyen }de la date. Plan perpendiculaire au
moment cin\'etique moyen du barycentre Terre-Lune dans son mouvement
h\'eliocentrique. L'\'ecliptique est dit inertiel lorsque
la vitesse est calcul\'ee dans un syst\`eme de r\'ef\'erence
non-tournant et rotationnel lorsque
la vitesse est calcul\'ee dans un syst\`eme de r\'ef\'erence tournant.
Le moment cin\'etique moyen est obtenu en enlevant
aux composantes du moment cin\'etique vrai issu d'une {\it th\'eorie
\`a variations s\'eculaires} les termes d\'ependant des longitudes
moyennes des plan\`etes et des arguments de la Lune.
\Ligglo
\hang
{\bf\'El\'ements elliptiques}. Dans le {\it mouvement elliptique k\'epl\'erien},
param\`etres permettant de d\'efinir
la position d'un corps sur son {\it orbite}. Cinq param\`etres sont suffisants
pour d\'efinir  l'{\it orbite} elle-m\^eme, par exemple le {\it demi-grand axe}
et {\it l'excentricit\'e} de l'ellipse, l'{\it inclinaison} de l'ellipse
sur un plan de r\'ef\'erence, la longitude du {\it n\oe ud} ascendant  
de l'ellipse
sur un plan de r\'ef\'erence, la longitude du {\it p\'eriastre}. Un
sixi\`eme param\`etre est n\'ecessaire pour avoir la position du corps sur l'{\it orbite},
par exemple l'{\it  anomalie moyenne}, l'{\it anomalie vraie} ou
encore {\it la longitude moyenne}.
Les cinq premiers param\`etres sont des constantes et le sixi\`eme est
une fonction  du temps (lin\'eaire dans le cas de l'{\it  anomalie moyenne}
ou de {\it la longitude moyenne}). Dans le {\it mouvement elliptique
 perturb\'e} on d\'efinit  six {\it \'el\'ements elliptiques osculateurs}
 fonctions du temps (voir {\it th\'eories \`a variations s\'eculaires}, 
{\it th\'eories g\'en\'erales}).
\Ligglo
\hang
 {\bf\'El\'ements moyens}. {\it Termes s\'eculaires} de la repr\'esentation
math\'ematique des {\it\'el\'ements elliptiques} d'un corps c\'eleste 
obtenus dans une {\it th\'eorie \`a variations s\'eculaires} du mouvement du corps.
Ces \'el\'ements peuvent \^etre rapport\'es \`a l'{\it \'ecliptique} et \`a
l'{\it \'equinoxe dynamique moyens} d'une  date de r\'ef\'erence (par exemple
J2000) ou  \`a l'{\it \'ecliptique} et \`a
l'{\it\'equinoxe dynamique moyens} de la date. Ces \'el\'ements repr\'esentent
le d\'eveloppement par rapport au temps des termes \`a longue p\'eriode
des {\it th\'eories g\'en\'erales}. 
Ils sont utilis\'es pour
obtenir les constantes d'int\'egration des {\it th\'eories \`a variations s\'eculaires}
et des  {\it th\'eories g\'en\'erales} et am\'eliorer les 
 termes \`a longue p\'eriode
des {\it th\'eories g\'en\'erales}.
\Ligglo
\hang
 {\bf\'El\'ements osculateurs}. {\it\'El\'ements elliptiques} que prendrait un corps
c\'eleste \`a un instant $t$ si, \`a partir de cet instant, toutes les 
forces perturbatrices disparaissaient. L'{\it orbite} r\'eelle est tangente
\`a l'{\it orbite} osculatrice \`a  l'instant $t$.  
\Ligglo
\hang
{\bf Ellipse k\'epl\'erienne}. {\it Orbite} d'un corps dans un 
{\it mouvement elliptique k\'epl\'erien}.
\Ligglo
\hang
{\bf\'Epoque standard}. Voir {\it Origine des temps}.
\Ligglo
\hang
{\bf \'Equateur} d'un astre. Grand cercle de la surface d'un astre,
consid\'er\'e comme un ellipso\"\i de de r\'evolution, perpendiculaire
\`a son axe de rotation. (Voir {\it \'Equateur c\'eleste}).
\Ligglo
\hang
{\bf \'Equateur c\'eleste}. Grand cercle de la {\it sph\`ere c\'eleste}
perpendiculaire \`a un axe voisin de l'axe de rotation de la Terre. Par extension,
plan de ce grand cercle. (Voir aussi {\it \'Equateur c\'eleste vrai,
\'Equateur c\'eleste moyen}).
\Ligglo
\hang
{\bf \'Equateur c\'eleste vrai} (ou {\bf \'Equateur  vrai} de la date).
Grand cercle de la {\it sph\`ere c\'eleste} perpendiculaire \`a la direction du {\it p\^ole c\'eleste des
\'eph\'em\'erides }(CEP).
\Ligglo
\hang
{\bf \'Equateur moyen} de la date. Se d\'eduit de l'{\it\'equateur  vrai }de la date
par une transformation fournie par la th\'eorie de la {\it nutation}. On passe de
l'\'equateur moyen d'une date \`a l'\'equateur moyen d'une autre date
par une transformation fournie par la th\'eorie de la {\it pr\'ecession}. 
\Ligglo
\hang
{\bf \'Equateur vrai} de la date. Voir {\it \'Equateur c\'eleste vrai}.
\Ligglo
\hang
{\bf \'Equation des \'equinoxes}. Diff\'erence 
{\it temps sid\'eral vrai} -- {\it temps sid\'eral moyen}.
\Ligglo
\hang
{\bf \'Equation du centre}.  Partie de {\it l'\'equation du temps}
de p\'eriode un an, due \`a l'{\it excentricit\'e} de l'{\it orbite}
terrestre. Dans le {\it mouvement elliptique} de la Terre autour
du Soleil, elle repr\'esente la diff\'erence
{\it anomalie vraie} -- {\it anomalie moyenne}.
\Ligglo
\hang
{\bf \'Equation du temps}. Diff\'erence 
{\it temps solaire moyen} -- {\it temps solaire vrai}.
\Ligglo
\hang
{\bf \'Equinoxe d'un catalogue}. Origine des {\it ascensions droites} fournies
par le catalogue. Cet \'equinoxe est proche de l'{\it \'equinoxe dynamique
moyen} de la date de r\'ef\'erence du catalogue mais non
n\'ecessairement confondu avec lui.
\Ligglo
\hang
{\bf \'Equinoxe dynamique} de la date. N\oe ud ascendant de l'{\it\'ecliptique moyen}
de la date sur l'{\it \'equateur moyen} de la date (\'equinoxe dynamique
moyen) ou sur l'{\it \'equateur  vrai} de la date (\'equinoxe dynamique vrai).
Il existe deux \'equinoxes dynamiques, l'un inertiel, l'autre
rotationnel selon l'{\it \'ecliptique moyen}, inertiel ou  rotationnel
utilis\'e (voir {\it
\'Ecliptique moyen}). On passe de l'\'equinoxe dynamique moyen
d'une date \`a l'\'equinoxe dynamique moyen
d'une autre date par une transformation fournie par 
la th\'eorie de la {\it pr\'ecession}.
\Ligglo
\hang
{\bf Essaim m\'et\'eoritique}. Anneau de particules r\'eparties le long de l'orbite
d'une com\`ete, provenant de poussi\`eres eject\'ees par son noyau.
\Ligglo
\hang
{\bf Excentricit\'e}. Param\`etre caract\'erisant la forme d'une conique. 
Dans une ellipse, rapport de la distance centre-foyer au {\it demi-grand
axe}.
L'excentricit\'e  est l'un des {\it\'el\'ements elliptiques} usuels.
\Ligglo 
\hang
{\bf G\'eocentrique}. Qui se rapporte \`a un syst\`eme de
r\'ef\'erence centr\'e au centre de la Terre.
\Ligglo 
\hang
{\bf G\'eo\"\i de}. Surface qui co\"\i ncide avec la surface moyenne 
d'\'equilibre des mers et la prolonge sous les continents en 
restant partout perpendiculaire \`a la direction du champ de pesanteur.
\Ligglo
\hang
{\bf Hauteur }d'une direction, en un lieu donn\'e. L'une des
{\it coordonn\'ees horizontales}. Angle de la direction avec le
{\it plan horizontal} du lieu. (Voir
{\it Coordonn\'ees horizontales}).
\Ligglo 
\hang
{\bf H\'eliocentrique}. Qui se rapporte \`a un syst\`eme de
r\'ef\'erence centr\'e au centre du Soleil.
\Ligglo
\hang
{\bf Inclinaison}. Angle entre le plan de l'{\it orbite} d'un corps et un plan de 
r\'ef\'erence. L'inclinaison  est l'un des {\it\'el\'ements elliptiques} usuels.
\Ligglo
\hang
{\bf Instants du lever et du coucher d'un astre}, en un lieu donn\'e.
Instants o\`u la {\it distance z\'enithale} de l'astre $z$ en dehors
de l'atmosph\`ere est: $z=90^\circ+ R(90^\circ)$ o\`u $R(90^\circ)$
est la valeur de la {\it r\'efraction} pour une {\it distance z\'enithale}
de $90^\circ$ ({\it r\'efraction} \`a l'horizon). 
La valeur de la {\it r\'efraction} \`a l'horizon \'etant mal connue,
les instants du lever et du coucher des astres ne peuvent \^etre calcul\'es
\`a une pr\'ecision meilleure que la minute.
\Ligglo
\hang
{\bf Instants du lever et du coucher de la  Lune}, en un lieu donn\'e. 
 Se rapportent soit au bord sup\'erieur de la Lune, soit \`a son centre,
et sont calcul\'es
en tenant compte de la {\it parallaxe}. Les
{\it instants du lever et du coucher} du bord  sup\'erieur de la Lune
 sont donc les  
  instants o\`u la {\it distance z\'enithale} $z$ du
centre de la Lune  en dehors
de l'atmosph\`ere est $z=90^\circ+ R(90^\circ)+s-\pi$ 
o\`u $R(90^\circ)$ est la {\it r\'efraction} \`a  l'horizon, 
  $s$  le rayon apparent de la Lune et $\pi$ la {\it parallaxe}
(voir 
{\it Instants du lever et du coucher d'un astre}). 
\Ligglo 
\hang
{\bf Instants du lever et du coucher du Soleil}, en un lieu donn\'e.
 Se rapportent soit au bord sup\'erieur du Soleil, soit \`a son centre. Les 
{\it instants du lever et du coucher} du bord  sup\'erieur du Soleil,
sont donc les
  instants o\`u la {\it distance z\'enithale} $z$ du
centre du Soleil  en dehors
de l'atmosph\`ere est $z=90^\circ+ R(90^\circ)+s$ 
o\`u $R(90^\circ)$ est la {\it r\'efraction} \`a  l'horizon 
et o\`u $s$ est le rayon apparent du Soleil
(voir 
{\it Instants du lever et du coucher d'un astre}). On 
prend g\'en\'eralement $34'$ comme valeur de la 
{\it r\'efraction} \`a  l'horizon et $16'$ comme valeur du rayon
apparent du Soleil.
\Ligglo 
\hang
{\bf Jour} (d). Unit\'e de temps du syst\`eme UAI d'unit\'es astronomiques. Le jour
est \'egal \`a $86\,400$ {\it secondes SI}.
\Ligglo 
\hang
{\bf Jour julien}. Partie enti\`ere de la {\it date julienne}.
\Ligglo
\hang
{\bf Latitude astronomique} d'un lieu. L'une des {\it coordonn\'ees astronomiques}.
Angle  de la {\it verticale} du lieu avec l'{\it \'equateur  vrai}.
La latitude astronomique est compt\'ee en degr\'es, de $-90^\circ$ \`a $+90^\circ$.
(Voir {\it Coordonn\'ees astronomiques}).
\Ligglo
\hang
{\bf Latitude c\'eleste }d'une direction.
L'une des {\it \it coordonn\'ees \'ecliptiques }polaires.
Angle de la direction avec l'{\it \'ecliptique moyen}.
La latitude c\'eleste est compt\'ee en degr\'es, de $-90^\circ$ \`a $+90^\circ$.
(Voir {\it Coordonn\'ees \'ecliptiques}).
\Ligglo
\hang
{\bf Latitude plan\'etocentrique}. Voir {\it Coordonn\'ees plan\'etocentriques}.
\Ligglo
\hang
{\bf Latitude plan\'etographique}. Voir {\it Coordonn\'ees plan\'etographiques}.
\Ligglo
\hang
{\bf Libration }de la Lune. Balancements apparents de la Lune
permettant d'observer un peu plus de la moiti\'e de sa surface.
On distingue la libration optique due aux variations de 
la vitesse orbitale de la Lune (libration en {\it longitude}), 
\`a l'{\it inclinaison }de l'\'equateur de la Lune sur le plan
de son {\it orbite} (libration en {\it latitude}) et au 
d\'eplacement de l'observateur terrestre provenant de la 
rotation de la Terre sur elle-m\^eme (libration diurne)
et la libration physique -- beaucoup plus petite -- due aux
variations de la  rotation de la Lune autour de son axe.
\Ligglo
\hang
{\bf Longitude astronomique} d'un lieu. L'une des {\it coordonn\'ees astronomiques}.
Angle di\`edre du {\it m\'eridien c\'eleste} du lieu et du {\it m\'eridien c\'eleste} passant par l'intersection du 
{\it m\'eridien terrestre origine} et de l'{\it \'equateur vrai} de la date.
La longitude astronomique est compt\'ee g\'en\'eralement en degr\'es,
soit de $-180^\circ$ \`a $+180^\circ$ positivement vers l'ouest comme
c'est l'usage en France,
soit de $0^\circ$ \`a $180^\circ$ est ou ouest comme le
recommande l'UAI.
(Voir {\it Coordonn\'ees astronomiques}). 
\Ligglo
\hang
{\bf Longitude c\'eleste }d'une direction pour une date donn\'ee. 
L'une des {\it \it coordonn\'ees \'ecliptiques }polaires.
Angle di\`edre des deux demi-grands cercles de la {\it sph\`ere c\'eleste}
passant par les p\^oles de l'\'ecliptique et contenant, 
respectivement, le point repr\'esentant la direction envisag\'ee
et l'{\it \'equinoxe} (demi-grand cercle pris comme origine).
La longitude c\'eleste est compt\'ee, en degr\'es,  positivement dans le sens direct
de $0^\circ$ \`a $360^\circ$. (Voir {\it Coordonn\'ees \'ecliptiques}).
\Ligglo
\hang
{\bf Longitude moyenne}. Dans le {\it mouvement
elliptique k\'epl\'erien}, le param\`etre $\lambda$ d\'efini par
$\lambda=M+\varpi$ o\`u $M$ repr\'esente 
 l'{\it anomalie moyenne} et  $\varpi$, la longitude du {\it p\'eriastre}
\Ligglo
\hang
{\bf Longitude moyenne moyenne} d'une plan\`ete. Fonction lin\'eaire
du temps $t$ d\'efini par 
$\bar\lambda=nt+\lambda_0$ o\`u $n$ est le {\it moyen mouvement}
de la plan\`ete et $\lambda_0$ la constante
d'int\'egration de la {\it longitude moyenne}
de la plan\`ete. Les longitudes moyennes moyennes
sont des arguments usuels des {\it th\'eories \`a variations s\'eculaires}
et des {\it th\'eories g\'en\'erales}.
%(Voir {\it Th\'eories \`a variations s\'eculaires}, 
%{\it th\'eories g\'en\'erales}).
\Ligglo
\hang
{\bf Longitude plan\'etocentrique}. Voir {\it Coordonn\'ees plan\'etocentriques}.
\Ligglo
\hang
{\bf Longitude plan\'etographique}. Voir {\it Coordonn\'ees plan\'etographiques}.
\Ligglo
\hang
{\bf M\'eridien c\'eleste} d'un lieu.
Demi-grand cercle de la {\it sph\`ere c\'eleste} contenant les 
{\it p\^oles c\'elestes vrais} et le {\it z\'enith} du lieu. Par extension,
demi-plan contenant ce demi-grand cercle. 
\Ligglo
\hang
{\bf M\'eridien de Greenwich}. {\it M\'eridien terrestre} passant par l'observatoire de
Greenwich. Le m\'eridien de Greenwich est maintenant remplac\'e, en tant que
 m\'eridien origine, par le {\it m\'eridien terrestre origine}.
\Ligglo
\hang
{\bf M\'eridien des \'eph\'em\'erides}. {\it M\'eridien} fictif qui occupe \`a
chaque instant la position qu'aurait eue le {\it m\'eridien terrestre origine} 
si la Terre avait tourn\'e avec
une vitesse angulaire constante. Sa longitude
par rapport au {\it m\'eridien terrestre origine} 
est \'egale \`a $-1.002\,7379\,\Delta {\rm T}$
 o\`u $\Delta {\rm T}=\TT-\UT1$. Tous les calculs astronomiques effectu\'es en utilisant
TT et se rapportant au m\'eridien des \'eph\'em\'erides 
 sont  identiques, formellement, \`a ceux
effectu\'es en utilisant UT1 et se rapportant au 
{\it m\'eridien terrestre origine}.
\Ligglo
\hang
{\bf M\'eridien d'un astre}. Demi-grand cercle de la {\it sph\`ere c\'eleste}
contenant les {\it p\^oles } de l'astre.
\Ligglo
\hang
{\bf M\'eridien terrestre} d'un lieu. Demi-grand cercle de la {\it sph\`ere c\'eleste
g\'eocentrique} contenant les {\it p\^oles terrestres} et dont
le demi-plan passe par le point consid\'er\'e.
\Ligglo
\hang
{\bf M\'eridien terrestre origine}. {\it M\'eridien terrestre},
proche du {\it m\'eridien de Greenwich}, d\'efini conventionnellement
par les coordonn\'ees de points de la surface terrestre.
\Ligglo
\hang
{\bf Mouvement elliptique k\'epl\'erien}. {\it Mouvement k\'epl\'erien}
dans lequel l'{\it orbite} du corps est une ellipse. C'est, par exemple,
le mouvement que d\'ecrirait autour du Soleil, une plan\`ete soumise \`a
la seule attraction du Soleil (le Soleil et la plan\`ete \'etant consid\'er\'es
comme des masses ponctuelles).
\Ligglo
\hang
{\bf Mouvement elliptique perturb\'e}. Mouvement voisin du 
{\it mouvement elliptique k\'epl\'erien} dans lequel le corps est soumis
non seulement \`a l'attraction du corps central mais aussi
\`a l'attraction d'autres corps  perturbateurs de masses faibles
devant celle du corps central. C'est, par exemple,
le mouvement  d\'ecrit par les plan\`etes autour du Soleil
(le Soleil et les plan\`etes \'etant consid\'er\'es
comme des masses ponctuelles). 
\Ligglo
\hang
{\bf Mouvement k\'epl\'erien}. Mouvement relatif d'un corps ponctuel M
 autour d'un corps ponctuel central O, la masse de M \'etant faible devant
celle de O,
les seules forces en pr\'esence \'etant les attractions newtoniennes
entre M et O. Dans un mouvement k\'epl\'erien l'{\it orbite }de M
est une conique de foyer O.
\Ligglo
\hang
{\bf Mouvement propre }d'une \'etoile. Mouvement en {\it ascension droite}
et en {\it d\'eclinaison} dont est anim\'ee une \'etoile et qui fait
varier sa position avec le temps.
\Ligglo
\hang
{\bf Moyen mouvement}. Dans le {\it mouvement
elliptique k\'epl\'erien}, vitesse angulaire moyenne d'un corps effectuant une
r\'evolution compl\`ete sur une {\it orbite} de {\it demi-grand axe}
donn\'e. Le moyen mouvement $n$ est reli\'e au {\it demi-grand axe} $a$
par la troisi\`eme loi de Kepler $n^2a^3={ \rm constante}.$
\Ligglo
\hang
{\bf Nadir}. Voir {\it Verticale }d'un lieu.
\Ligglo
\hang
{\bf N\oe ud}. L'un des deux points de la {\it sph\`ere c\'eleste} associ\'es
\`a l'intersection
du plan de l'{\it orbite} avec un plan de r\'ef\'erence. La position du 
  n\oe ud est l'un des {\it\'el\'ements elliptiques} usuels.
(Voir {\it\'El\'ements elliptiques}).
\Ligglo
\hang
{\bf Nutation}. Voir {\it Pr\'ecession-nutation}.
\Ligglo
\hang
{\bf Nutation luni-solaire}. Voir {\it Pr\'ecession-nutation luni-solaire}.
\Ligglo
\hang
{\bf Obliquit\'e de l'\'ecliptique}. Inclinaison de l'{\it\'ecliptique moyen}
sur l'{\it \'equateur moyen} \`a une date donn\'ee. 
\Ligglo
\hang
{\bf Occultation}. Passage d'un astre derri\`ere un autre qui le
cache \`a la vue d'un observateur terrestre.
\Ligglo
\hang
{\bf Ombre }de la Terre, d'une plan\`ete ou d'un satellite naturel. R\'egion de l'espace dans laquelle 
le corps consid\'er\'e
cache enti\`erement le Soleil.
\Ligglo
\hang
{\bf Opposition} d'une plan\`ete sup\'erieure avec le Soleil.
Ph\'enom\`ene dans lequel les {\it longitudes c\'elestes g\'eocentriques} 
de la plan\`ete et du Soleil diff\`erent de $180^\circ$.
\Ligglo
\hang
{\bf Orbite}. Trajectoire d\'ecrite dans l'espace par un corps c\'eleste.
\Ligglo
\hang
{\bf Origine des temps}  (ou {\bf\'Epoque standard}).  En 1984
l'origine des temps a \'et\'e fix\'ee au
 1 janvier 2000 \`a 12 heures de l'\'echelle de temps
consid\'er\'ee. Elle correspond au d\'ebut du {\it jour julien }
$2\,451\,545.0$ et est d\'esign\'ee par J2000.0 not\'e J2000
dans cet ouvrage. Par d\'efinition le d\'ebut d'une
{\it ann\'ee julienne } est s\'epar\'e de l'\'epoque
standard par un nombre entier d'ann\'ees juliennes.
\Ligglo
\hang
{\bf Parallaxe}. Diff\'erence entre les directions apparentes
d'un corps c\'eleste lorsque l'observateur passe
d'un point de l'espace \`a un autre.
Angle sous lequel est vu, du corps c\'eleste, un segment de droite joignant
les deux points. (Voir {\it Parallaxe annuelle}, {\it Parallaxe diurne}).
\Ligglo
\hang
{\bf Parallaxe annuelle}. Diff\'erence entre les directions apparentes
d'un corps c\'eleste vu par un observateur plac\'e au barycentre du
syst\`eme solaire et vu par un observateur plac\'e au centre de la Terre.
Pour une \'etoile, angle sous lequel est vu, de l'\'etoile,
le {\it demi-grand axe} de l'orbite terrestre.
\Ligglo
\hang
{\bf Parallaxe diurne}. Diff\'erence entre les directions apparentes
d'un corps c\'eleste vu par un observateur  plac\'e au centre de la Terre
et vu par un observateur  plac\'e sur la Terre. Pour une \'etoile
la {\it parallaxe diurne} est n\'egligeable.
\Ligglo
\hang
{\bf P\'enombre }de la Terre, d'une plan\`ete ou d'un satellite naturel. 
R\'egion de l'espace dans laquelle le corps consid\'er\'e
cache en partie le Soleil.
\Ligglo
\hang
{\bf P\'eriastre}. Sur une {\it orbite} elliptique, le point le plus
proche du corps central, foyer de l'ellipse. La position du 
p\'eriastre est l'un des {\it\'el\'ements elliptiques}  usuels.
 Le p\'eriastre est appel\'e
{\it p\'erig\'ee} lorsque le corps central est la Terre, 
{\it p\'erih\'elie} lorsque le corps central est le Soleil.
\Ligglo
\hang
{\bf P\'erig\'ee}. Voir {\it P\'eriastre}.
\Ligglo
\hang
{\bf P\'erih\'elie}. Voir {\it P\'eriastre}.
\Ligglo
\hang
{\bf P\'eriode julienne}. Syst\`eme chronologique qui num\'erote, sans discontinuer, 
les jours depuis le 1 janvier --$\,$4712 \`a 12\v h.
\Ligglo
\hang
{\bf Perturbations plan\'etaires directes }de la th\'eorie de la Lune.
Perturbations du mouvement de la Lune dues \`a l'attraction newtonienne
des plan\`etes sur le vecteur Terre-Lune.
\Ligglo
\hang
{\bf Perturbations plan\'etaires indirectes }de la th\'eorie de la Lune.
Perturbations du mouvement de la Lune dues 
aux \'ecarts, provenant de l'attraction des plan\`etes, entre le
mouvement h\'eliocentrique r\'eel du barycentre Terre-Lune
et un {\it mouvement k\'epl\'erien}.
\Ligglo
\hang
{\bf Phases de la Lune}. Configurations successives de la Lune
se produisant lorsque les {\it longitudes c\'elestes g\'eocentriques}
de la Lune et du Soleil sont \'egales (nouvelle Lune), diff\`erent
de $90^\circ$ (premier quartier), 
de $180^\circ$ (pleine Lune) ou de $270^\circ$ (dernier quartier).
\Ligglo
\hang
{\bf Plan horizontal }d'un lieu. Plan passant par le centre de la
{\it sph\`ere c\'eleste} et perpendiculaire \`a la {\it verticale }du lieu.
\Ligglo
\hang
{\bf Plus grande \'elongation }d'une plan\`ete inf\'erieure.
Instant o\`u la diff\'erence des  {\it longitudes c\'elestes g\'eocentriques} 
de la plan\`ete et du Soleil est maximale.
\Ligglo
\hang
{\bf Point sub-solaire}. Point de la surface d'un corps c\'eleste
qui se trouve \`a l'intersection de la demi-droite joignant le centre
de l'astre au centre du Soleil.
\Ligglo
\hang
{\bf Point sub-terrestre}. Point de la surface d'un corps c\'eleste
qui se trouve \`a l'intersection de la demi-droite joignant le centre
de l'astre au centre de la Terre.
\Ligglo
\hang
{\bf P\^ole c\'eleste des \'eph\'em\'erides (CEP)}.
P\^ole (nord)  de r\'ef\'erence pour le mouvement du p\^ole et la nutation.
Sa direction, voisine de l'axe de rotation de la Terre,
 est d\'efinie de fa\c con \`a ne pr\'esenter aucun
mouvement diurne ou quasi-diurne ni dans la Terre, ni dans l'espace.
\Ligglo
\hang
{\bf P\^oles c\'elestes}. Les deux points d'intersection
(p\^ole c\'eleste nord et p\^ole c\'eleste sud) de la {\it sph\`ere c\'eleste}
avec un diam\`etre dont la direction est voisine de celle
 de  l'axe de rotation de la Terre.
\Ligglo
\hang
{\bf P\^oles }d'un astre. Les deux points d'intersection de la
surface de l'astre (p\^ole nord et p\^ole sud) avec l'axe de rotation de l'astre.
\Ligglo
\hang
{\bf Position g\'eom\'etrique }d'un corps. Position
effectivement occup\'ee
par le corps \`a l'instant $t$, sans tenir compte du trajet de la
lumi\`ere.
\Ligglo
\hang
{\bf Pr\'ecession}. 
Voir {\it Pr\'ecession-nutation}.
\Ligglo
\hang
{\bf Pr\'ecession g\'en\'erale}. Ensemble de la {\it pr\'ecession luni-solaire}
et de la {\it pr\'ecession plan\'etaire}.
\Ligglo
\hang
{\bf Pr\'ecession g\'en\'erale en longitude}. D\'eplacement s\'eculaire
de l'{\it \'equinoxe} le long de l'{\it \'ecliptique} mobile. Cet effet
r\'esulte de la {\it pr\'ecession luni-solaire} dans le sens
r\'etrograde le long de l'{\it \'ecliptique} de l'\'epoque de r\'ef\'erence
et de la {\it pr\'ecession plan\'etaire} dans le sens direct sur l'{\it \'equateur}
mobile,  due au d\'eplacement de l'{\it \'ecliptique}.
\Ligglo
\hang
{\bf Pr\'ecession luni-solaire}. 
Voir {\it Pr\'ecession-nutation luni-solaire}.
\Ligglo
\hang
{\bf Pr\'ecession-nutation}. D\'eplacement au cours du temps
du plan de l'{\it \'equateur} et du plan de l'{\it \'ecliptique}, par rapport
\`a un {\it syst\`eme de r\'ef\'erence inertiel}, d\^u
aux actions gravitationnelles de la Lune, du Soleil et des plan\`etes.
La repr\'esentation math\'ematique de ce d\'eplacement comporte
des {\it termes s\'eculaires}, des s\'eries p\'eriodiques et des
{\it s\'eries de Poisson}. Conventionnellement on appelle
{\it pr\'ecession} l'ensemble des  {\it termes s\'eculaires}
et {\it nutation} l'ensemble des s\'eries p\'eriodiques et des
{\it s\'eries de Poisson}.
\Ligglo
\hang
{\bf Pr\'ecession-nutation luni-solaire}. D\'eplacement 
du plan de l'\'equateur
sous l'action, essentiel-\break lement, de la Lune et du Soleil.
L'action des plan\`etes n'est cependant pas n\'egligeable et est
prise en compte dans les th\'eories modernes.
Comme la {\it pr\'ecession-nutation},
la pr\'ecession-nutation luni-solaire se d\'ecompose conventionnellement
en {\it pr\'ecession luni-solaire} et {\it nutation luni-solaire}.
(Voir {\it Pr\'ecession-nutation}). 
\Ligglo
\hang
{\bf Pr\'ecession plan\'etaire}.   Lent d\'eplacement du plan
de l'{\it \'ecliptique} d\^u \`a 
l'action gravitationnelle des plan\`etes sur la Terre.
\Ligglo
\hang
{\bf Probl\`eme principal }de la th\'eorie de la Lune.
\'Etude du mouvement de la Lune dans l'hypoth\`ese simplificatrice
o\`u le seul astre perturbateur est le Soleil, 
le barycentre Terre-Lune se d\'epla\c cant sur une {\it ellipse k\'epl\'erienne}.
\Ligglo
\hang
{\bf Pulsar}. \'Etoile \`a neutron (\'etoile en fin d'\'evolution, tr\`es dense et de tr\`es
faible diam\`etre)
en rotation rapide sur elle-m\^eme, et \'emettant des impulsions
 radio avec  une p\'eriode
remarquablement constante comprise entre 1 milliseconde et quelques secondes. 
Les pulsars sont l'objet d'\'etudes et d'observations utiles
\`a la d\'etermination des \'echelles de temps.
\Ligglo
\hang
{\bf Quadrature} d'une plan\`ete sup\'erieure avec le Soleil.
Ph\'enom\`ene dans lequel les {\it longitudes c\'elestes g\'eocentriques} 
de la plan\`ete et du Soleil diff\`erent de $90^\circ$.
\Ligglo
\hang
{\bf Radiant}. Point de la sph\`ere c\'eleste d'o\`u semblent provenir les m\'et\'eores
d'un {\it essaim m\'et\'eoritique}.
\Ligglo
\hang
{\bf R\'eduction \`a l'\'equateur}. Partie de {\it l'\'equation du temps}
de p\'eriode six mois, due \`a l'{\it obliquit\'e de l'\'ecliptique}. 
\Ligglo 
\hang
{\bf R\'efraction astronomique} (ou {\bf r\'efraction}). Changement de la direction des
rayons lumineux provenant d'un astre, d\^u \`a leur travers\'ee
de l'atmosph\`ere terrestre (ou plus g\'en\'eralement d'une atmosph\`ere
plan\'etaire). La r\'efraction a pour effet que la
{\it distance z\'enithale} observ\'ee de l'astre est inf\'erieure
\`a la {\it distance z\'enithale} qu'il aurait s'il n'y avait pas
d'atmosph\`ere. Son amplitude d\'epend de la {\it distance z\'enithale}
de l'astre, des conditions atmosph\'eriques et de la longueur d'onde de la
lumi\`ere.
\Ligglo
\hang
{\bf Seconde SI} (s). Unit\'e de temps du Syst\`eme International depuis 1967.
La seconde SI est la dur\'ee de 9$\,$192$\,$631$\,$770 p\'eriodes de la
radiation correspondant \`a la transition entre les deux niveaux
hyperfins de l'\'etat fondamental de l'atome de c\'esium 133.
\Ligglo
\hang
{\bf S\'eries de Poisson} d'ordre $p$. D\'eveloppements en puissance du temps $t$
de la forme: $S_0+tS_1+t^2S_2+\dots+t^pS_p$ o\`u les fonctions $S_i$ sont des
s\'eries de Fourier.
\Ligglo
\hang
{\bf Sph\`ere c\'eleste}. Sph\`ere de centre et de rayon quelconques
dont les points servent \`a repr\'esenter les directions de l'espace:
 \`a toute direction D on associe le point d'intersection de la
 sph\`ere c\'eleste et de la demi-droite parall\`ele \`a D 
dont l'origine est le centre de la sph\`ere. 
\Ligglo
\hang
{\bf Syst\`eme de r\'ef\'erence inertiel (ou galil\'een)}.
Syst\`eme de r\'ef\'erence spatial privil\'egi\'e en 
m\'ecanique newtonienne, associ\'e \`a une \'echelle de
  temps  uniforme.
 Deux syst\`emes de r\'ef\'erence inertiels
se d\'eduisent l'un de l'autre par un mouvement de translation de
vitesse constante.
C'est dans ces syst\`emes de r\'ef\'erence que sont valables les
lois fondamentales de la m\'ecanique g\'en\'erale. 
\Ligglo
\hang
{\bf Syst\`eme de r\'ef\'erence spatio-temporel}. Syst\`eme de r\'ef\'erence
utilis\'e en m\'ecanique relativiste et dans lequel il n'y a plus de
v\'eritable s\'eparation entre coordonn\'ees spatiales et coordonn\'ee temporelle
(voir {\it Temps-coordonn\'ee}). Dans le cadre de la relativit\'e g\'en\'erale,
il n'y a plus de syst\`eme de r\'ef\'erence universel mais des syst\`emes
locaux. \`A l'int\'erieur du syst\`eme solaire on peut ainsi \'etablir
la hi\'erarchie des syst\`emes de r\'ef\'erence
suivante: syst\`eme barycentrique  centr\'e
au barycentre du syst\`eme solaire, h\'eliocentrique centr\'e au Soleil,
local Terre-Lune centr\'e
au barycentre du syst\`eme Terre-Lune, g\'eocentrique centr\'e au centre 
des masses de la Terre et topocentrique dont l'origine est un point
de la surface terrestre.
\Ligglo
\hang
{\bf
Temps atomique international (TAI)}. Coordonn\'ee de rep\'erage temporel
\'etablie par le Bureau international des poids et mesures sur la base des indications
d'horloges atomiques fonctionnant dans divers \'etablissements et dont l'unit\'e
est la {\it seconde SI}.
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{\bf Temps coordonn\'ee barycentrique (TCB)}. \'Echelle de {\it temps-coordonn\'ee}
li\'ee au {\it syst\`eme de r\'ef\'erence spatio-temporel barycentrique } 
 qui remplace le
{\it Temps dynamique barycentrique \TDB} dans le syst\`eme recommand\'e par l'UAI en 1991.
TCB  diff\`ere du {\it Temps terrestre \TT}  par des 
termes p\'eriodiques, des  termes s\'eculaires et des termes de Poisson.
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{\bf Temps-coordonn\'ee}. En m\'ecanique relativiste, la premi\`ere
coordonn\'ee de l'espace temps divis\'ee par la vitesse de la
lumi\`ere. Dans un {\it syst\`eme de r\'ef\'erence spatio-temporel} barycentrique,
le temps-coordonn\'ee peut \^etre interpr\'et\'e comme le temps qui
serait indiqu\'e par une horloge au repos par rapport
au barycentre du syst\`eme solaire et infiniment \'eloign\'ee des plan\`etes.
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{\bf Temps coordonn\'ee g\'eocentrique (TCG)}. \'Echelle de {\it temps-coordonn\'ee}
li\'ee au {\it syst\`eme de r\'ef\'erence spatio-temporel g\'eocentrique}.
TCG ne diff\`ere du {\it  Temps terrestre \TT} que par un terme s\'eculaire.
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{\bf Temps de lumi\`ere}. Temps mis par la lumi\`ere \'emise ou r\'efl\'echie
par un corps c\'eleste pour atteindre l'observateur plac\'e sur
la Terre. Ce temps peut \^etre consid\'er\'e comme constant pour une \'etoile
donn\'ee mais non pour un objet du syst\`eme solaire.
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{\bf Temps des \'eph\'em\'erides (TE ou ET)}. \'Echelle de temps utilis\'ee
de 1952 \`a 1976 pour les th\'eories dynamiques et
jusqu'en 1984  pour les \'eph\'em\'erides
des corps du syst\`eme solaire. Elle est d\'efinie \`a partir de la
th\'eorie du mouvement de la Terre autour du Soleil de Newcomb.
Cette \'echelle de temps est maintenant remplac\'ee par les 
\'echelles TT, TCB, TCG, TDB.
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{\bf Temps dynamique barycentrique (TDB)}. \'Echelle de {\it temps-coordonn\'ee}
recommand\'ee par l'UAI en 1976 pour les 
\'eph\'em\'erides et les th\'eories dynamiques rapport\'ees au barycentre
du syst\`eme solaire. TDB  diff\`ere du {\it  Temps terrestre \TT}  par des 
termes p\'eriodiques et des termes
de Poisson. En 1991, l'UAI a recommand\'e de remplacer TDB
par le {\it Temps coordonn\'ee barycentrique \TCB}. 
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{\bf Temps propre}. En m\'ecanique relativiste, le temps lu sur une horloge
dans un laboratoire. Il est diff\'erent du {\it temps coordonn\'ee}.
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{\bf Temps sid\'eral } en un lieu donn\'e, \`a un instant donn\'e.
{\it Angle horaire} de l'{\it\'equinoxe}.  On parle du temps sid\'eral vrai lorsqu'il
s'agit de l'{\it\'equinoxe vrai} et du temps sid\'eral moyen lorsqu'il
s'agit de l'{\it\'equinoxe moyen} de la date.
En un lieu donn\'e, \`a un instant donn\'e,
la somme de l'{\it ascension droite} vraie d'un astre et de son {angle horaire}
est \'egale au temps sid\'eral vrai. Au moment
du passage sup\'erieur d'un astre au {\it m\'eridien}, son 
{\it ascension droite} vraie est donc \'egale au temps sid\'eral vrai.
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{\bf Temps solaire moyen}. {\it Temps solaire vrai}
corrig\'e des in\'egalit\'es de l'ascension droite du Soleil:
c'est donc la partie lin\'eaire, par rapport au temps, du
{\it temps solaire vrai}.
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{\bf Temps solaire vrai} en un lieu, \`a un instant donn\'e.
{\it Angle horaire} du centre du Soleil en ce lieu, \`a cet instant. 
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{\bf Temps terrestre (TT)}. \'Echelle de temps utilis\'ee pour les 
\'eph\'em\'erides g\'eocentriques apparentes dont l'unit\'e de temps
est la {\it seconde SI}. Au 1 janvier 1977 0$\,$h TAI, TT a pour valeur
1 janvier 1977, 0$\,$h 0$\,$min 32.184$\,$s. C'est une \'echelle de
temps id\'eale dont la r\'ealisation pratique est li\'ee au {\it
Temps atomique international \TAI},
par $\TT=\TAI+32.184\,{\rm s}$.
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{\bf Temps universel (TU ou UT)}. \'Echelle de temps \'etroitement
li\'ee \`a la rotation diurne de la Terre
qui a longtemps \'et\'e \`a la base des  temps l\'egaux. TU est d\'efini par
une relation math\'ematique donnant l'expression du {\it temps
sid\'eral} en fonction du Temps universel. On peut donc d\'eterminer TU
\`a partir d'observations d'\'etoiles (passage d'\'etoiles au {\it
m\'eridien}, par exemple). Le Temps universel ainsi obtenu est
rapport\'e \`a un p\^ole fixe sur la Terre et est not\'e UT0. Le 
Temps universel rapport\'e au CEP s'obtient
en s'affranchissant du mouvement du p\^ole et est not\'e UT1.
Depuis 1984 l'\'echelle de temps l\'egale n'est plus bas\'ee sur le
Temps universel mais sur le {\it Temps universel coordonn\'e \UTC}. 
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{\bf Temps universel coordonn\'e (UTC)}. \'Echelle de temps
diffus\'ee par les signaux horaires et utilis\'ee comme base des  temps l\'egaux.
C'est, en fait le {\it Temps atomique international} TAI d\'ecal\'e
d'un nombre entier de secondes. Ce nombre est modifi\'e r\'eguli\`erement
de telle sorte
  que la diff\'erence entre UTC et le
{\it Temps universel} UT1 n'exc\`ede pas 0.9$\,$s en valeur absolue. 
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{\bf Termes s\'eculaires}. Polyn\^omes du temps que l'on rencontre
dans la repr\'esentation math\'ematique de diff\'erents ph\'enom\`enes
astronomiques, comme, par exemple les th\'eories des mouvements des
corps c\'elestes ou la th\'eorie de la {\it pr\'ecession-nutation}.
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\hang
{\bf Terminateur}. Courbe le long de laquelle le c\^one circonscrit
au Soleil et \` a un astre est tangent \`a l'astre. Cette
courbe s\'epare la r\'egion \'eclair\'ee de l'astre de celle qui est
dans l'ombre.
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{\bf Th\'eorie g\'en\'erale}. Repr\'esentation math\'ematique du
{\it mouvement elliptique perturb\'e} d'une plan\`ete o\`u les coordonn\'ees 
sont repr\'esent\'ees sous forme de s\'eries de Fourier.  Les arguments
de ces s\'eries
sont des combinaisons  de fonctions lin\'eaires du temps.
Ces fonctions du temps  peuvent \^etre des arguments de
p\'eriode de l'ordre de celles de la r\'evolution des plan\`etes, 
comme par exemple les {\it longitudes moyennes moyennes}
(arguments \`a courte p\'eriode), ou des 
arguments de
p\'eriode de l'ordre de celles des longitudes des {\it n\oe uds} et des {\it p\'erih\'elies}
(arguments \`a longue p\'eriode).
Ces th\'eories ont un intervalle de validit\'e tr\`es grand (de l'ordre du million, voire de
la dizaine de millions d'ann\'ees) mais ont, en g\'en\'eral, une pr\'ecision
insuffisante pour construire des \'eph\'em\'erides. Elles sont utilis\'ees
pour \'etudier l'\'evolution du syst\`eme solaire. 
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\hang
{\bf Th\'eorie \`a variations s\'eculaires}.
Repr\'esentation math\'ematique du
{\it mouvement elliptique perturb\'e} d'une plan\`ete  o\`u les coordonn\'ees 
sont repr\'esent\'ees sous forme de {\it termes s\'eculaires} et de 
{\it s\'eries de Poisson}. Les arguments
de ces s\'eries
sont des combinaisons  de fonctions lin\'eaires du temps.
Ces fonctions du temps sont uniquement des arguments de
p\'eriode de l'ordre de celles de la r\'evolution des plan\`etes, 
comme par exemple les {\it longitudes moyennes moyennes}.
Ces\break\eject\hang\indent
 th\'eories ont un intervalle de validit\'e de l'ordre de quelques
milliers d'ann\'ees, leur pr\'ecision est suffisamment bonne pour
 construire des \'eph\'em\'erides.
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{\bf Topocentrique}. Qui se rapporte \`a un syst\`eme de r\'ef\'erence 
centr\'e sur un point de la surface de la Terre.
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{\bf Unit\'e astronomique }(ua). {\it Demi-grand axe} d'une {\it orbite}
que d\'ecrirait autour du Soleil une plan\`ete de masse
n\'egligeable, non perturb\'ee, dont le {\it moyen mouvement}
est \'egal \`a $k$ radians par jour, $k$ \'etant la {\it constante de Gauss}.
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{\bf Vertical} d'une direction, en un lieu donn\'e. Demi-grand cercle
de la {\it sph\`ere c\'eleste}  contenant la {\it verticale }du lieu
et le point de la {\it sph\`ere c\'eleste} associ\'e \`a la direction.
Par extension, le demi-plan contenant ce demi-grand cercle.\Ligglo
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{\bf Verticale }d'un lieu. Direction oppos\'ee au champ de pesanteur en ce lieu. 
Le point de la {\it sph\`ere c\'eleste} associ\'e \`a cette direction est
le {\it z\'enith} du lieu, le point diam\'etralement oppos\'e
est le {\it nadir}.
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{\bf VLBI}. Very long base interferometry, interf\'erom\'etrie \`a tr\`es longue base.
M\'ethode de radio-\break astronomie consistant \`a enregistrer un signal et un
chronom\'etrage  extr\`emement pr\'ecis en deux lieux s\'epar\'es par
des distances qui peuvent \^etre intercontinentales. Ces enregistrements sont
ensuite envoy\'es en un m\^eme endroit et interf\`erent dans un
corr\'elateur. Cette m\'ethode donne acc\`es \`a des pr\'ecisions astrom\'etriques
de l'ordre de quelques dizaines de microsecondes de degr\'e.
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{\bf Z\'enith}. Voir {\it Verticale }d'un lieu.\Ligglo 
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