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Tache rouge
Formation visible dans la zone australe à la latitude de 35° environ de la planète Jupiter. Connue depuis très longtemps (Cassini - 1665), elle n'a pas toujours été rouge (mais grise, jaune ... ) et a parfois disparu (1888, 1912, 1916, 1991). Elle mesure environ 40 000 km de long (3 fois la Terre) et 13 000 km de large. On suppose qu'il s'agit d ' u n e énorme formation cyclonique. Son sommet dépasse d'environ 8 km la couche nuageuse environnante.

Tache solaire
Zones obscures de la photosphère solaire. Elles sont constituées d'une zone centrale plus sombre, appelée pénombre. Leur vie, une apparition un développement et une disparition, dure quelques semaines et, souvent, leur formation se fait en groupes. Leur fréquence d'apparition est cyclique, et présente un maximum avec une période moyenne de 11 ans. On attribue l'existence de ces taches à de forts champs magnétiques.

Tempête magnétique
Emission par le Soleil de protons et d'électrons qui, lors de périodes particulières de son activité, atteint des valeurs extrêmement élevées. L'impact de tels éléments sur la haute atmosphère est à l'origine de phénomènes particuliers (tempête magnétique, aurore polaire) qui ont une grande influence sur la transmission des ondes radioélectriques.

Temps sidéral
En un point donné, angle horaire du point vernal, calculé par rapport à la rotation apparente de la sphère céleste. Le temps sidéral local (TSL) est utile pour déterminer l'angle horaire (H) nécessaire lorsque l'on veut pointer un instrument d'observation par cette méthode.

Temps solaire moyen
Temps solaire déduit du temps solaire vrai corrigé de l'équation du temps. Ce temps pour un lieu donné a son origine à midi.

Temps solaire vrai
Angle horaire apparent du centre du Soleil pour un lieu donné.

Temps universel (UT)
Temps solaire moyen de Greenwich augmenté de 12 heures (temps civil de Greenwich).

Terminateur
Ligne qui sépare la partie illuminée de celle qui est dans l'ombre, pour le disque lunaire comme pour celui d'une autre planète.

Thermosphère
Zone de l'atmosphère située entre 85 et 700 km d'altitude entre la mésosphère et l'exosphère. Se décompose en ionosphère de 85 à 350 km, en métasphère de 350 à 500 km et en protosphère de 500 à 700 km. Sous l'action des rayons UV et X du Soleil, les molécules de l'air y sont décomposées. La chaleur dégagée fait augmenter la température (1 00 km: -80°C ; 150 km : +360°C ; 300 km : +700°C). A sa partie supérieure, la température est de 350 à 1700 °C environ en fonction de l'activité solaire.

Tropopause
Mince couche de l'atmosphère terrestre qui sépare la troposphère de la stratosphère. C'est dans la tropopause qu'on a les basses températures de l'air.

Troposphère
Zone de l'atmosphère terrestre située entre 0 et 10 km d'altitude dans les zones tempérées. Sa limite supérieure s'appelle la tropopause. Elle représente les 5/6 de l'atmosphère terrestre. L'air y contient de la vapeur d'eau et du gaz carbonique, des poussières (surtout de 0 à 3 km). La température s'y abaisse progressivement 6,5 °C par 1 000 m jusqu'à -55 °C. Siège des événements météorologiques (nuages, orages, etc).

Trou noir
Terme conventionnel inventé par le physicien J.A. Wheeler pour indiquer ce qu'il reste d'une étoile, si elle est suffisamment massive, quand se produit la phase dite de son " écroulement gravitationnel " (son combustible nucléaire est alors épuisé). L'hypothèse de l'existence d'objets célestes massifs au point d'avoir un champ gravitationnel tellement intense qu'il retient même la lumière (voilà qui explique le " noir ") avait déjà été émise, en 1796, par l'astronome, mathématicien et physicien Pierre Simon de Laplace. Avant les récentes observations des quasars, rien ne laissait pourtant présumer que pouvaient réellement exister des objets aussi massifs. C'est la mécanique quantique qui établit que, pour des masses à peine supérieures (environ trois fois) à celle du Soleil, une étoile vieillissante acquiert, sous l'effet de son propre champ gravitationnel, une densité qui la transforme en trou noir. La théorie prédit l'existence de deux types fondamentaux de trous noirs : ceux d'une masse de l'ordre de quelques masses solaires et ceux d'une masse " gigantesque ", Les trous noirs ne sont pas visibles : c'est uniquement par leurs effets indirects, même s'ils sont très importants d'un point de vue astrophysique, qu'on peut confirmer leur existence. Seule la théorie de la relativité permet de comprendre la nature des trous noirs. En effet, cette théorie prévoit que le champ gravitationnel généré par un trou noir est tel que, au-delà d'une surface limite, appelée " horizon des événements ", quelque objet physique que ce soit, la lumière comprise, ne pouvant plus s'en évader, est contrainte de chuter vers le centre de gravité de ce trou noir. Celui-ci, qu'on appelle " singularité gravitationnelle ", est invisible de l'extérieur de l'horizon parce que la lumière émise par l'objet qui chute subit la même attraction et malgré sa vitesse de 300 000 km/s ne peut s'en échapper. De l'extérieur de l'horizon, un trou noir se présente donc comme un " trou " qui absorbe et fait disparaître tout ce qui l'approche. Les lois de la physique aujourd'hui connues ne nous permettent pas de dire ce qui arrive à la matière ainsi engloutie par un trou noir. Considérons un trou noir proche d'une étoile : une partie de la matière de cette étoile, attirée, subit une accélération avant de rejoindre l'horizon et donc de disparaître; ce faisant, elle émet des radiations électromagnétiques par un mécanisme dit . synchrotronique - la plupart du temps, une telle radiation se présente sous forme de rayons X dont les caractéristiques sont bien différentes de celles des rayons X émis par d'autres systèmes astrophysiques. C'est ainsi qu'a pu être repérée dans la constellation du Cygne une source de rayon X que l'on peut considérer comme le premier trou noir jamais observé. Un même mécanisme, mais concernant les trous noirs géants, peut expliquer le phénomène des quasars.

Type spectrale
Permet la classification des étoiles de par certaines caractéristiques communes de leurs spectres. Cette classification est faite dans l'ordre décroissant des températures d'excitation dans l'atmosphère de l'étoile. La classification la plus courante est celle de Harvard : O.B.A.F.G.K.M.R.S.N. Cette classification est subdivisée en 10 sous-classes. A noter que le type spectral ne suffit pas à caractériser complètement une étoile. Le Soleil est une étoile du type G5, ce qui permet d'en déduire que sa température de surface est d'environ 5600 K et sa couleur jaune orangé.

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