11 D&eacute;cembre 2004 - Col de la FaucilleCanon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d4 poses de 2' et 1 pose de 5'[popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] 200/1000&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

Les dernières actualités de Futura

Les derniers dossiers de Futura

Les dernières définitions de Futura

Les dernières questions - réponses de Futura

Les dernières photos de Futura

Les derniers métiers de Futura

Les derniers livres de Futura

Les dernières vidéos de Futura

Unité légale de force (symbole : N).
Isaac Newton a observé que la somme des forces agissant sur un objet est proportionnelle à sa masse et à sa vitesse d’accélération. Cet éminent scientifique a donné son nom à l’unité de valeur du système international : 1 N est la force nécessaire pour imprimer à un objet de 1 kg une accélération de 1 m/s².

Newton

EOS (Earth Observation System), pièce maîtresse du programme de sciences de la Terre de la NASA, est un ensemble de systèmes spatiaux et d'études scientifiques interdisciplinaires destinés à faire progresser notre compréhension du changement global.Le plus important satellite de EOS, Terra (autrefois EOS AM-1), fournit des mesures essentielles concernant les propriétés physiques et radiatives des nuages, les échanges d'énergie, de carbone, et d'eau air/terre et air/mer, les gaz en traces et les volcans. 
Les recherches en cours dans le cadre de EOS regroupent un large éventail de disciplines, incluant la chimie atmosphérique, l'hydrologie, l'utilisation des sols, et les écosystèmes marins.

841_m42

Renaix - Juillet 2004Ciel l&eacute;g&egrave;rement voil&eacute;Skywatcher 150/750Camera Atik [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] N/B&copy;Copyright - Patricia DEBLOCQ. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Contactez l'auteur : patriciadeblocq@[popupdefinition id=18279]hotmail[/popupdefinition].com

M27 - Dumbell

Définition de Hotmail : Hotmail est un service de courrier électronique créé en 1996 par Jack Smith et Sabeer Bhatia. Il permettait dès lors d’envoyer un courrier électronique depuis une page Web en utilisant n’importe quel ordinateur connecté, ce qui était à l’époque une révolution. Son nom fait référence à HTML, dont il comporte toutes les consonnes dans l’ordre. Les deux fondateurs ont vendu dès la fin de l’année 1997 leur création à Microsoft, pour une somme estimée à 400 millions de dollars.Microsoft a directement intégré Hotmail à ses outils Internet MSN. Ce service a été massivement adopté par les internautes, en particulier jusqu’à l’arrivée de son concurrent Gmail en 2004. Fin 2005, Microsoft améliore sa messagerie, la dote de 1 Go de stockage et la nomme progressivement Windows Live Hotmail. L’entreprise décide d’intégrer des messages publicitaires dans le corps des e-mails envoyés, mais revient sur cette décision quelques années plus tard.Hotmail devient Outlook.comMicrosoft abandonne le nom « Hotmail » à partir de 2012, en renommant son service de messagerie électronique « Outlook.com », pour rappeler son logiciel de gestion d’e-mails. Les anciens abonnés conservent toutefois des adresses en @hotmail.fr ou @hotmail.com, tandis que les nouveaux peuvent opter pour @outlook.com. Le design général est revu et modernisé pour correspondre aux codes graphiques de Windows 8. À partir de 2016, l’interface est à nouveau modifiée pour s’adapter à Outlook 365.Hotmail, devenu Outlook.com, offre une capacité de stockage de 25 Go. Les adresses e-mail Hotmail ou Outlook peuvent être utilisées pour gérer un compte Microsoft et ainsi se connecter à des sessions Windows, accéder au stockage cloud OneDrive et à la suite bureautique Office 365. Le service de courrier électronique dispose d’un antivirus, d’un antispam, d’un correcteur orthographique, d’une interface personnalisable et d’un éditeur de texte enrichi. Il supporte à la fois les protocoles IMAP et POP3.Hotmail c’est quoi ?Hotmail est un des premiers portails de messagerie créé en 1996 sous l’impulsion de Jack Smith. Son objectif était ambitieux : pouvoir consulter ses messages électroniques depuis n’importe quelle région du globe via Internet depuis un ordinateur. Son nom provient du mot message en anglais (« mail ») et du langage HTML utilisé sur les pages web.Un an après sa création, Hotmail est racheté par le géant Microsoft, qui a très vite vu l’énorme potentiel de cette messagerie. En 2005, Hotmail est rebaptisé Windows Live Hotmail, idée d’un certain Bill Gates, huit après son incorporation dans la branche MSN.Le service adopte un nouveau nom en 2012 : Outlook.com. Dans les années 2000, Outlook a redoublé d’efforts pour suivre la cadence de son grand rival, la messagerie web Gmail de Google. Hotmail fut l’une des toutes premières messageries à inclure des messages publicitaires pour vanter la qualité des services de Microsoft.À quoi sert Hotmail ?Hotmail (aujourd’hui Outlook) est une boîte de messagerie électronique.Ce portail de messagerie comporte également un antispam, un antivirus, un éditeur de texte, un calendrier, un carnet d’adresses, un bloc-notes, une interface multilingue, un correcteur orthographique, des raccourcis clavier et un outil de recherche qui permet de filtrer et de rechercher des messages par destinataire, objet du message, pièces jointes (jusqu’à 25 Mo par message), date d’envoi ou de réception, mots-clés et autres paramètres… Il est utilisé par les particuliers et les professionnels.Avec Excel, Word et PowerPoint, Outlook est intégré dans le pack Microsoft Office. Outlook est aussi une application mobile qui tourne sous Android, téléchargeable gratuitement depuis les téléphones portables qui embarquent ce système d’exploitation mobile.Le carnet d’adresses inclut les contacts de la messagerie et des réseaux sociaux (facebook, Twitter) et de Skype grâce à la synchronisation. L’utilisateur peut ainsi programmer ses rendez-vous depuis sa messagerie, un grand atout pour les professionnels. Depuis votre compte Outlook, vous pouvez aussi stocker des fichiers volumineux (documents, photos, vidéos) dans les nuages (cloud computing) avec OneDrive. Comment fonctionne Hotmail ?Allez sur la page Outlook.com et cliquez sur « Se connecter ». Introduisez votre numéro de téléphone ou votre adresse email, votre mot de passe, et cliquez sur « Se connecter ». Vous aurez ainsi accès à vos messages et à tous les autres services intégrés.Pendant cette procédure, vous apercevrez une case « Maintenir la connexion ». En la cochant, vous pourrez accéder directement à votre compte lors de la prochaine session sans avoir à insérer votre identifiant et votre mot de passe. Il suffit de décocher la case pour désactiver ce raccourci.Depuis sa naissance, Hotmail (Outlook) est apprécié pour son caractère gratuit et sa sécurité. Outre le mot de passe et l’adresse email, l’utilisateur peut formuler une question de sécurité et fournir une réponse qu’il est le seul à connaître (à condition bien sûr que la question soit confidentielle et pertinente). Le certificat électronique utilisé (EV) est réputé être plus sûr que les certificats électroniques classiques.

Hotmail

Un senseur (anglicisme pour « capteur ») est un dispositif sensible à un phénomène déterminé et transformant cette grandeur physique en signal (en général électrique).
Dans le domaine spatial, un senseur stellaire est un dispositif optoélectronique servant à l’orientation des satellites.

Senseur

145_m27---dumbell

Septembre 2004 - RenaixSkywatcher 150/750Camera Atik [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] N/BComposit de 14 x 15 secondes sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition]&copy;Copyright - Patricia DEBLOCQ. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Contactez l'auteur :patriciadeblocq@[popupdefinition id=18279]hotmail[/popupdefinition].com

M 101

Le mot iris provient du grec iris, et désignait dans la mythologie la messagère des dieux (principalement d’Héra), souvent représentée avec un arc-en-ciel pour attribut. Aujourd’hui, ce mot désigne deux entités différentes : une plante et une partie de l’œil.
La plante iris
Son nom provient de la coloration de ses pétales, aux reflets irisés. L’iris appartient à la famille des iridacées qui compte 210 espèces. Il existe deux types d’iris : les iris à rhizomes (racines horizontales souterraines) et les iris à bulbes (racines charnues).
Sur cette image on peut observer l'iris et la pupille d'un œil. Deux muscles antagonistes contrôlent la contraction et la dilatation de l’iris : le muscle sphincter pupillaire et le muscle dilatateur de la pupille. © Michael Reeve, Wikimedia Commons, cc by sa 3.0
L’iris de l’œil
L’iris correspond à la zone colorée de l’œil qui est percé en son centre par la pupille, dans laquelle la lumière pénètre. Ces deux éléments jouent un rôle primordial dans la vision. Grâce à l’iris, la pupille peut se dilater ou rétrécir en fonction de la luminosité, ce qui permet de garder une vision nette à tout moment.
L’iris peut prendre un large éventail de couleurs différentes : vert, bleu, marron et même gris ou violet dans certains cas. Sa couleur est due à deux pigments : la mélanine et la lipofuscine (dans le cas de certains yeux verts).

Iris

146_m-101

Renaix - 28 Juillet 2004Ciel l&eacute;g&egrave;rement voil&eacute;Skywatcher 150/750Camera Atik [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] N/B&copy;Copyright - Patricia DEBLOCQ. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Contactez l'auteur :patriciadeblocq@[popupdefinition id=18279]hotmail[/popupdefinition].com

M 15

147_m-15

Novembre 2004 - Zellik (Bruxelles)Objectif de 100mm mont&eacute; sur la [popupdefinition id=3982]webcam[/popupdefinition] Atik 1HS [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] N/B&copy;Copyright - Patricia DEBLOCQ. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Contactez l'auteur :patriciadeblocq@[popupdefinition id=18279]hotmail[/popupdefinition].com

M 45

Une webcam est une caméra vidéo numérique connectée à un ordinateur et capable de capturer des vidéos et des photos, et de les transmettre sur Internet. La webcam a gagné en popularité lorsqu’elle a commencé à être utilisée avec des programmes de messagerie instantanée tels que MSN Messenger et Skype. Les images obtenues sont de faible résolution et nécessitent donc peu d’espace de stockage et peuvent être rapidement diffusées sur Internet.La première webcam n’était pas reliée à Internet et a été créée en 1991 dans le laboratoire informatique de l’université de Cambridge, en Angleterre, pour filmer une bouteille de café. La caméra montrait à ses utilisateurs s’il y avait du café ou non en temps réel.Quels sont les indicateurs d’une webcam ?FPS (Frame per Second): signifie le nombre d’images que la caméra peut capturer par seconde. Plus le nombre de FPS est élevé, meilleure sera la qualité vidéo. L’idéal est de 30 FPS.Microphone : certains modèles ont un microphone intégré, ce qui est essentiel pour participer à des vidéoconférences.Portabilité : il existe des webcams qui peuvent être utilisées comme un appareil photo ou un caméscope, même lorsqu’elles sont déconnectées de l’ordinateur, et qui stockent jusqu’à 200 images ou 70 secondes de vidéos. Certains disposent d’une carte mémoire pour augmenter cette capacité.Résolution : comme pour les moniteurs et les téléviseurs, la résolution indique le nombre de points (pixels) nécessaires pour former l’image. La haute définition n’est pas recommandée, car elle génère de très gros fichiers pour l’envoi virtuel.Logiciel d’image : c’est le système qui permet de transmettre les images capturées par votre webcam via Internet. Le temps de mise à jour des images varie selon le type de caméra et la vitesse de connexion.Interface : préférez les appareils photo avec connexion USB. Cela rend la transmission de données plus rapide et plus facile à utiliser, car ces modèles fonctionnent généralement automatiquement après la connexion, sans qu’il soit nécessaire de procéder à des réglages complexes.

Webcam

148_m-45

20 F&eacute;vrier 2004 - Lugny (02 AISNE)[popupdefinition id=1646]Transparence[/popupdefinition] moyenneCam&eacute;ra [popupdefinition id=20774]CCD[/popupdefinition] AUDINE Kaf 401E au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] du Meade LX 200 12p r&eacute;ducteur 6,38 poses de 30s, Obturation manuelleSoustraction du noirPas de PLU. Acquisition sous PISCOPr&eacute;traitement et traitement DDP avec [popupdefinition id=13342]IRIS[/popupdefinition]Accentuation et adoucissement sous PSP7&copy;Copyright - Robert CAZILHAC. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

NGC 2903, dans le Lion

Foyer d'une lentille : Le foyer est un point fixe par lequel passent tous les rayons lumineux venant de l'infini.
Dans une ellipse, point particulier du demi grand axe : la somme (resp. la différence) des distances d'un point quelconque d'une ellipse (resp. d'une hyperbole) aux foyers est constante. Le Soleil occupe un foyer des ellipses décrites par les planètes autour de lui (1ere loi de Kepler).

Foyer

Un milieu peut être qualifié de transparent lorsque l’énergie transportée par les ondes qui le traversent n’y est pas absorbée. L’air, par exemple, est un milieu transparent aux ondes électromagnétiques qui se situent dans le spectre du visible.
En effet, lorsque la fréquence d’une onde qui traverse un milieu est proche de la fréquence naturelle d’oscillation des molécules qui constituent ce milieu, l’onde interagit avec ce milieu. Plus ces interactions sont fortes, plus l’énergie de l’onde est absorbée. En revanche, en l’absence d’interactions, il n’y a pas d’absorption. Tout se passe presque comme si le milieu ne voyait pas passer l’onde.
Milieu transparent : une notion relative
Dans l’absolu, il est impossible de qualifier un milieu de transparent. La transparence dépend en effet des fréquences et donc des longueurs d’onde auxquelles on soumet le milieu.
Ainsi, la fréquence d’oscillation naturelle du verre se situe autour de 3,1012 Hz. Le verre est-il transparent dans le spectre du visible ? Oui. Toutefois, il perd cette transparence pour devenir opaque lorsqu’il est soumis aux fréquences de l’ultraviolet.
Transparent et translucide : quelle différence ?
Le terme « transparent » ne doit pas être confondu avec « translucide » qui désigne quant à lui un corps transmettant la lumière de manière diffuse ; à travers celui-ci, les objets apparaissent alors flous.

Transparent

Souvent abrégée en CCD (de l’anglais Carbonate Compensation Depth), la profondeur de compensation des carbonates est un niveau, ou un seuil, sous lequel le carbonate de calcium (ou calcite, CaCO3) se dissout dans l’eau des océans. La CCD représente donc une surface d’équilibre pour les carbonates qui sont produits dans les eaux de surface par des processus biogéniques, notamment par le phytoplancton.Certains organismes marins produisent en effet de la calcite pour fabriquer leur coquille ou leur test. Cette production est réalisée dans la tranche d’eau supérieure que l’on appelle zone photique, c’est-à-dire celle qui reçoit de la lumière. Les conditions de pression et température qui règnent dans cette partie supérieure de la colonne d’eau font que la calcite y est en sursaturation, échappant ainsi à la dissolution.Calcaire à coquillages qui s'est formé largement au-dessus de la profondeur de compensation des carbonates. © James St. John, FlickrUne dissolution totale de la calcite vers 5 000 mètres de profondeurMais ces conditions sont variables, notamment avec la profondeur. Avec l’augmentation de la pression et la diminution de la température, un horizon de saturation est finalement atteint à partir duquel la calcite commence à se dissoudre. En mourant, les organismes vont ainsi tomber vers le fond et traverser cette limite à partir de laquelle la solubilité de la calcite va augmenter rapidement. Les tests de calcite vont alors entamer leur dissolution et se décomposer en Ca2+ et 2HCO3- par réaction avec l’eau de mer et le CO2 dissous, dont le taux détermine l’acidité de l’eau.Une certaine profondeur finit par être atteinte à laquelle les processus de dissolution ont totalement compensé l’apport de carbonate depuis la surface. C’est ce que l’on appelle la profondeur de compensation des carbonates (CCD). À partir de cette limite, on ne retrouvera donc plus de calcite, ni dans l’eau ni dans les sédiments déposés sur le fond. La tranche d’eau comprise entre l’horizon de saturation et la CCD s’appelle la lysocline.Schéma de l'environnement océanique présentant l'horizon de saturation des carbonates, la profondeur de compensation des carbonates et la lysocline entre ces deux limites. Les cercles verts représentent la productivité de calcite en surface et leur abondance décroissante en profondeur en lien avec le processus de dissolution qui intervient à partir de l'horizon de saturation. La présence de carbonates dans les sédiments dépend donc de ces différentes limites (illustrées par les dépôts gris à blanc) © Jack J. Middelburg, Wikimedia Commons, CC by-sa 4.0 La profondeur de la lysocline et de la CCD sont variables en fonction des conditions du milieu océanique, notamment de la température de l’eau et de la teneur en CO2. Globalement, la lysocline de la calcite démarre vers 3 500 à 4 000 mètres de profondeur. Elle se termine avec la CCD vers 5 000 mètres de profondeur.Un indicateur des climats passésÉtant donné que la profondeur de la lysocline et de la CCD impactent la composition des sédiments qui se déposent au fond de l’océan, l’étude des roches sédimentaires peut permettre de remonter aux conditions prévalant dans le milieu océanique à diverses périodes géologiques. Cela permet notamment d’étudier les variations de température mais aussi d’acidité des océans au cours des temps géologiques. Or, ces variations de la teneur en CO2 sont intimement liées aux concentrations en CO2 dans l’atmosphère. L’étude des sédiments marins et la détermination de la profondeur de compensation des carbonates sont donc essentielles à la compréhension des climats du passé et de leur évolution.Effet de l’acidification des océans sur les coquilles calcaires des organismes marins. © NOAA Environmental Visualization Laboratory (EVL), Wikimedia Commons, domaine publicPar exemple, pour la période de l'Éocène, la CCD était globalement bien moins profonde qu’aujourd’hui. Cela signifie que les carbonates se dissolvaient bien plus rapidement, en lien avec des océans plus acides. Cette période est en effet marquée par un important volcanisme ayant fait augmenter les taux de CO2 atmosphériques. À l’inverse, le refroidissement du climat qui marque la fin de l’Éocène (vers 35 millions d’années) est identifiable par un approfondissement de la CCD.Un lien avec les variations du niveau de la merLes variations de la CCD vont également dépendre de la productivité planctonique carbonatée dans les eaux de surface. Cette productivité est en effet variable spatialement. Elle est plus faible dans les zones de haute latitude, ce qui entraîne une CCD moins profonde dans ces régions du globe. On observe d’ailleurs que l’évolution temporelle de la CCD est corrélée avec les variations du niveau marin (sur le long terme) : la CCD est haute durant les périodes de haut niveau marin et à l’inverse plus profonde durant les périodes de bas niveau marin. En effet, lorsque le niveau des océans est haut, les zones peu profondes des marges continentales vont concentrer l’essentiel de la sédimentation carbonatée pour la création de grandes plateformes calcaires. Cette surproduction carbonatée au niveau des plateaux continentaux va en quelque sorte épuiser les réserves de calcium des océans, calcium qui sert à la production des tests de calcite. Il en résulte une production carbonatée pélagique (en haute mer) amoindrie. L’apport en calcite étant réduit dans ces zones, la lysocline et la CCD remontent.Le processus s’inverse lorsque le niveau marin baisse. La production carbonatée est alors transférée des plateaux continentaux vers les zones hauturières. L’augmentation de la productivité de calcite en haute mer va alors abaisser la lysocline et la CCD. Champ lexical : cCD | carbonate compensation depth

Profondeur de compensation des carbonates

159_ngc-2903--dans-le-lion

Lugny (02 AISNE) le 07/09/04 vers 01H00 localeCiel lumineux, [popupdefinition id=1646]transparence[/popupdefinition] et [popupdefinition id=999]turbulence[/popupdefinition] m&eacute;diocrePEASE 1 est la seule [popupdefinition id=51]N&eacute;buleusePlan&eacute;taire[/popupdefinition] d&eacute;couverte dans un [popupdefinition id=15]Amas Globulaire[/popupdefinition] (M15 dans la [popupdefinition id=6332]constellation de P&eacute;gase[/popupdefinition])La Photo montage permet la comparaison avec une image du [popupdefinition id=2534]T&eacute;lescope Spatial Hubble[/popupdefinition] et donne quelques renseignementssur le champ observ&eacute;Acquisition sous PISCO :Une seule pose de 5s au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] du Meade LX200 ([popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition] 3000mm) avec la cam&eacute;ra [popupdefinition id=20774]CCD[/popupdefinition] AUDINE KAF 0401E en mode binning 1X1L&eacute;ger masque flou avec [popupdefinition id=13342]IRIS[/popupdefinition]Montage avec PSP7&copy;Copyright - Robert CAZILHAC. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

PEASE 1 dans M15

Les nébuleuses planétaires sont nommées ainsi parce qu'autrefois, les astronomes les prenaient pour des planètes. Elles font partie des plus beaux objets astrophysiques que l’on peut admirer dans le cosmos avec un télescope. Ce sont de grands nuages de gaz créés par des étoiles géantes en fin de vie qui deviennent instables et se mettent à éjecter leurs couches supérieures. Elles constituent finalement une enveloppe de gaz en expansion autour d'une naine blanche. Le rayonnement ultraviolet des étoiles mourantes, en excitant les atomes et molécules de ces nuages, est responsable de leurs couleurs si particulières. Les nébuleuses planétaires se dispersent en 50.000 ans, voire moins.Extrait du documentaire Du Big bang au Vivant. Jean-Pierre Luminet parle de l'évolution des étoiles de type solaire, leur transformation en géantes rouges puis en naines blanches. © ECP ProductionsLes nébuleuses planétaires, des formes variéesPuisque les étoiles en fin de vie quittent la séquence principale (dans le diagramme de Hertzsprung-Russell), et qu'il s’agit d’un moment bref en comparaison des dix milliards d'années d'espérance de vie moyenne pour des étoiles naines comme le Soleil, la probabilité d’observer un tel événement semble bien faible. Mais notre Galaxie compte environ 200 milliards d’étoiles, si bien qu’environ 1.500 nébuleuses planétaires sont connues. On peut alors observer une étonnante variété de formes complexes et de couleurs, correspondant à différentes périodes de l’évolution dynamique et chimique des couches supérieures de l’enveloppe d’une étoile, qu’elle éjecte alors qu’elle se déplace sur la branche asymptotique des géantes (AGB).

Nébuleuse planétaire

Méca. Mode d'écoulement d'un fluide dans lequel se superpose au mouvement moyen un mouvement d'agitation aléatoire. La turbulence se caractérise par l'existence de transferts de matière s'effectuant dans des directions différentes de la direction moyenne d'écoulement (diffusion).
Dans un écoulement turbulent, la vitesse à un instant donné peut varier, de façon importante et imprévisible, pour des points rapprochés. La turbulence est un phénomène lié à la viscosité, dont l'étude, très complexe, fait intervenir des concepts et méthodes issus de la physique statistique (cf. libre parcours moyen) ou des systèmes dynamiques. 
Météo. La turbulence se manifeste dans l'atmosphère, en particulier dans le phénomène du vent. Son existence participe à la difficulté d'effectuer des prévisions météorologiques au-delà de cinq jours. 
Astro. Phénomène affectant la qualité de l'image obtenue avec un instrument d'obervation visuelle ou photographique. Dû principalement à des phénomènes thermiques (ondes de chaleur) ou dynamiques (mouvements de poussières) se produisant dans l'atmosphère.
lien sur la turbulence.

Turbulence

Constitués de quelques centaines de milliers d’étoiles rassemblées dans une sphère dont le diamètre n’est que de quelque centaines d’années-lumière tout au plus, les amas globulaires sont des concentrations très denses d'étoiles de forme sphérique en orbite autour des noyaux des galaxies. Ils ont joué un rôle décisif en astronomie lorsque Harlow Shapley a entrepris, à partir de 1914, d’utiliser ceux en orbite autour de la Voie lactée pour déterminer la taille de la Galaxie et la position qu’y occupait le Soleil. Il arriva finalement au résultat escompté en 1918. 
Dans le cas de la Voie lactée, on connaît à présent 158 amas globulaires, mais il est probable qu’il en existe 10 à 20 fois plus. On sait qu’ils sont majoritairement formés d’étoiles âgées d’au moins 10 milliards d’années et ayant atteint un stade d’évolution similaire. Pauvres en métaux, c'est-à-dire, dans le jargon des astrophysiciens, en éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium, ces étoiles ont dû se former en même temps et sont contemporaines des plus vieilles étoiles de la Galaxie. L'un des plus célèbres amas globulaires est celui d'Hercule (M13), vers lequel le fameux message d'Arecibo a été envoyé en 1974. 
Cette magnifique vue de l'amas globulaire Messier 55 dans la constellation du Sagittaire a été obtenue en lumière infrarouge avec le télescope VISTA dédié aux sondages de l'univers à l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili. Cette grande boule composée de vieilles étoiles se situe à environ 17 000 années-lumière de la Terre. © ESO, J. Emerson, Vista, Cambridge Astronomical Survey Unit
On connaît dans les grandes lignes les étapes de la formation des galaxies dans l’univers, mais il existe des variantes dans les détails et les observations qui montrent que bien des choses restent encore incomprises. Plusieurs scénarios plus précis sont à l’étude, notamment par des simulations numériques comme celles de MareNostrum.
Cependant, il semble clair que les amas globulaires des galaxies se sont formés très tôt dans l’histoire de l’Univers observable à partir de surdensités dans les nuages de gaz d’hydrogène et d’hélium primitifs, tout comme les premières galaxies, il y a plus de 13 milliards d’années. On peut donc penser qu’ils sont en quelque sorte des fossiles de ces temps reculés. Contrairement aux galaxies qui ont subi de multiples collisions et fusions, avec en plus une évolution chimique importante dominée par les explosions de supernovae, les amas globulaires doivent garder une mémoire bien plus lisible de la formation des galaxies.

Amas globulaire 

Juste à côté de la constellation d'Andromède à laquelle elle est rattachée, la constellation de Pégase forme un grand carré caractéristique facilement repérable dans le ciel boréal en raison de l'absence d'étoiles brillantes autour de lui. 
Dans la mythologie grecque, Pégase était un cheval ailé ; après avoir porté l'impétueux Bellérophon, Pégase devint la monture de Zeus, le roi des dieux. 
A ne pas manquer, l'amas globulaire M 15 et le Quintette de Stephan, un groupe de cinq galaxies.

Constellation de Pégase

La première idée d’un télescope spatial en orbite date de 1923 quand Hermann Oberth, un des pionniers de l’astronautique, publia un article. L’idée est reprise en 1946 par l’astronome Lyman Spitzer puis prend forme en 1975 avant que le Congrès américain donne son feu vert en 1977 au programme du Large Space Telescope (LST). Pendant son développement, ce programme sera rebaptisé « Hubble » du nom de Edwin Hubble (1889–1953), l’un des grands pionniers de l’astronomie moderne.En 1977, l’Agence spatiale européenne (ESA) et la Nasa officialiseront leur partenariat dans le cadre d'un accord au terme duquel l’ESA fournira la caméra pour objets faiblement lumineux (FOC) et les panneaux solaires. En échange de cette contribution, l’ESA aurait dû recevoir 15 % du temps d’utilisation d’Hubble mais dans les faits, en raison de la qualité des demandes d’observation des astronomes européens, la part allouée aux scientifiques européens a été d'environ 20 %.Hubble, le plus célèbre de tous les observatoires spatiauxHubble est un télescope spatial de long de 13,2 mètres, d'un diamètre de 4,2 mètres et doté d’un miroir primaire de 2,4 mètres. À son lancement, sa masse était d’environ 11,1 tonnes. Initialement prévu en 1983 et reporté en 1985, puis 1986, il sera finalement placé en orbite autour de la Terre le 24 avril 1990 par la navette spatiale Discovery. Le report de 1986 s’explique par la perte de la navette Challenger qui explose lors de son décollage le 28 janvier 1986.Polissage du miroir primaire d'Hubble d'un diamètre de 2,4 mètres. © Perkin-Elmer CorporationHubble : dans les coulisses du télescope spatial avec Roger-Maurice BonnetAujourd’hui, Hubble évolue à plus ou moins 543 kilomètres d’altitude. Il fait le tour de la Terre en seulement 96 minutes en se déplaçant à 28.000 kilomètres par heure ! Depuis sa mise en service, un total de 12 instruments aura été installé à son foyer et six sont en service aujourd’hui. Les six autres ont été remplacés au gré de quatre missions de service.Ces missions sont un des points forts du programme et expliquent la longévité du satellite. Dès sa conception, le télescope a été pensé pour permettre à des astronautes de lui rendre des visites d’entretien et de service pour remplacer des instruments scientifiques et réparer ou changer des éléments techniques comme cela a été le cas avec les panneaux solaires et les gyroscopes par exemple. La première mission de service se déroulera seulement trois ans après son lancement pour installer le dispositif pour corriger le grave défaut d’optique dont souffrait le miroir.Bloc "Le saviez-vous ?"En matière d’avancées scientifiques, un article ne suffirait évidemment pas pour toutes les décrire. Après 30 ans d’activité, les observations d’Hubble et les données acquises ont révolutionné presque tous les domaines de l’astronomie, de la science planétaire à la cosmologie !Au 1er avril 2020, Hubble aura réalisé plus de 1,4 million d’observations et fourni des données que les astronomes du monde entier ont utilisé pour rédiger plus de 17.000 publications scientifiques à comité de lecture. Cela en fait l’un des observatoires spatiaux les plus prolifiques de l’histoire de l’astronomie. La quantité des données acquises et celles qui seront acquises d’ici 2025, date à laquelle Hubble sera désorbité (faute de carburant), est telle qu’elle va alimenter les futures recherches en astronomie pour de nombreuses années encore. Champ lexical : hubble | télescope spatial

Télescope spatial Hubble

Avant de choisir un vidéoprojecteur, il est indispensable de comprendre ce qu'est une focale. Elle varie d’un modèle à l’autre et définit non seulement sa qualité, mais elle dépend aussi de l’endroit où vous souhaitez installer votre appareil. La focale détermine le recul que doit avoir l’appareil par rapport à la zone de projection. On parle également de distance focale.Ainsi, il existe des vidéoprojecteurs avec une distance focale extrêmement courte et d’autres avec une distance focale longue. Cet élément vous permet d’aménager votre pièce de manière cohérente afin de transformer votre salon en home-cinema. La qualité de l’image dépend de votre installation et des caractéristiques techniques de votre appareil.Les différentes distances focalesLa relation entre la taille de l’image et la position du vidéoprojecteur détermine la distance focale.Distance focale ultracourte : le vidéoprojecteur est placé entre 15 et 50 cm de l’écran. C’est un set-up qui convient parfaitement aux petits espaces. De plus, il permet d’éviter la présence d’ombres sur l’image puisque l’on ne peut pas passer devant le faisceau lumineux. Pratique et facile à installer, le vidéoprojecteur à distance focale ultracourte séduira ceux qui aiment les images nettes et en HD.Distance focale courte : placé entre 40 et 90 cm de l’écran, ce type de vidéoprojecteur convient aux gamers et à tous ceux qui souhaitent une image de qualité. En optant pour une distance focale courte, la netteté de l’image n’est pas sacrifiée. De plus, les bruits générés par l’appareil ne sont pas à proximité directe des spectateurs.Distance focale standard : la majorité des modèles de vidéoprojecteurs proposent une distance focale d’environ 2 mètres. En optant pour ce type de modèle, il est indispensable de disposer d’une surface conséquente. En effet, plus on éloigne l’appareil du mur, plus l’image sera grande et nette. Il est important de respecter la distance focale recommandée.Distance focale longue : ce type de vidéoprojecteur doit être installé à minimum 3 mètres de la zone de projection. Ainsi, il trouvera sa place derrière les spectateurs, sur une étagère ou un emplacement en retrait et prévu à cet effet. Il convient aux grandes pièces. C’est le modèle idéal pour ceux qui souhaitent créer une ambiance cinéma dans leur salon. En général, les vidéoprojecteurs à focale longue sont installés dans des pièces qui sont uniquement consacrées au visionnage de vidéos.La distance focale varie selon les envies. © yaophotograph, Adobe StockLes autres éléments à associer avec la focaleIl est important de prendre en compte le rapport entre la focale et le zoom ou la puissance lumineuse. La configuration de votre pièce déterminera tous ces paramètres.Si la focale est longue, une intensité lumineuse forte sera recommandée afin d’obtenir une image de qualité. Si le vidéoprojecteur est amené à être déplacé régulièrement, il sera judicieux de choisir une focale standard afin de simplifier son installation.La taille de l’écran est aussi déterminante pour choisir la distance focale. En effet, les grands écrans se coupleront plus facilement avec une distance focale longue. Les petits écrans, quant à eux, s’associeront mieux avec une distance focale courte. Ainsi, en prenant en compte tous ces paramètres, il sera possible de choisir le vidéoprojecteur qui correspond à l’endroit où il sera installé.

focale

Souvent abrégée en CCD (de l’anglais Carbonate Compensation Depth), la profondeur de compensation des carbonates est un niveau, ou un seuil, sous lequel le carbonate de calcium (ou calcite, CaCO3) se dissout dans l’eau des océans. La CCD représente donc une surface d’équilibre pour les carbonates qui sont produits dans les eaux de surface par des processus biogéniques, notamment par le phytoplancton.Certains organismes marins produisent en effet de la calcite pour fabriquer leur coquille ou leur test. Cette production est réalisée dans la tranche d’eau supérieure que l’on appelle zone photique, c’est-à-dire celle qui reçoit de la lumière. Les conditions de pression et température qui règnent dans cette partie supérieure de la colonne d’eau font que la calcite y est en sursaturation, échappant ainsi à la dissolution.Calcaire à coquillages qui s'est formé largement au-dessus de la profondeur de compensation des carbonates. © James St. John, FlickrUne dissolution totale de la calcite vers 5 000 mètres de profondeurMais ces conditions sont variables, notamment avec la profondeur. Avec l’augmentation de la pression et la diminution de la température, un horizon de saturation est finalement atteint à partir duquel la calcite commence à se dissoudre. En mourant, les organismes vont ainsi tomber vers le fond et traverser cette limite à partir de laquelle la solubilité de la calcite va augmenter rapidement. Les tests de calcite vont alors entamer leur dissolution et se décomposer en Ca2+ et 2HCO3- par réaction avec l’eau de mer et le CO2 dissous, dont le taux détermine l’acidité de l’eau.Une certaine profondeur finit par être atteinte à laquelle les processus de dissolution ont totalement compensé l’apport de carbonate depuis la surface. C’est ce que l’on appelle la profondeur de compensation des carbonates (CCD). À partir de cette limite, on ne retrouvera donc plus de calcite, ni dans l’eau ni dans les sédiments déposés sur le fond. La tranche d’eau comprise entre l’horizon de saturation et la CCD s’appelle la lysocline.Schéma de l'environnement océanique présentant l'horizon de saturation des carbonates, la profondeur de compensation des carbonates et la lysocline entre ces deux limites. Les cercles verts représentent la productivité de calcite en surface et leur abondance décroissante en profondeur en lien avec le processus de dissolution qui intervient à partir de l'horizon de saturation. La présence de carbonates dans les sédiments dépend donc de ces différentes limites (illustrées par les dépôts gris à blanc) © Jack J. Middelburg, Wikimedia Commons, CC by-sa 4.0 La profondeur de la lysocline et de la CCD sont variables en fonction des conditions du milieu océanique, notamment de la température de l’eau et de la teneur en CO2. Globalement, la lysocline de la calcite démarre vers 3 500 à 4 000 mètres de profondeur. Elle se termine avec la CCD vers 5 000 mètres de profondeur.Un indicateur des climats passésÉtant donné que la profondeur de la lysocline et de la CCD impactent la composition des sédiments qui se déposent au fond de l’océan, l’étude des roches sédimentaires peut permettre de remonter aux conditions prévalant dans le milieu océanique à diverses périodes géologiques. Cela permet notamment d’étudier les variations de température mais aussi d’acidité des océans au cours des temps géologiques. Or, ces variations de la teneur en CO2 sont intimement liées aux concentrations en CO2 dans l’atmosphère. L’étude des sédiments marins et la détermination de la profondeur de compensation des carbonates sont donc essentielles à la compréhension des climats du passé et de leur évolution.Effet de l’acidification des océans sur les coquilles calcaires des organismes marins. © NOAA Environmental Visualization Laboratory (EVL), Wikimedia Commons, domaine publicPar exemple, pour la période de l'Éocène, la CCD était globalement bien moins profonde qu’aujourd’hui. Cela signifie que les carbonates se dissolvaient bien plus rapidement, en lien avec des océans plus acides. Cette période est en effet marquée par un important volcanisme ayant fait augmenter les taux de CO2 atmosphériques. À l’inverse, le refroidissement du climat qui marque la fin de l’Éocène (vers 35 millions d’années) est identifiable par un approfondissement de la CCD.Un lien avec les variations du niveau de la merLes variations de la CCD vont également dépendre de la productivité planctonique carbonatée dans les eaux de surface. Cette productivité est en effet variable spatialement. Elle est plus faible dans les zones de haute latitude, ce qui entraîne une CCD moins profonde dans ces régions du globe. On observe d’ailleurs que l’évolution temporelle de la CCD est corrélée avec les variations du niveau marin (sur le long terme) : la CCD est haute durant les périodes de haut niveau marin et à l’inverse plus profonde durant les périodes de bas niveau marin. En effet, lorsque le niveau des océans est haut, les zones peu profondes des marges continentales vont concentrer l’essentiel de la sédimentation carbonatée pour la création de grandes plateformes calcaires. Cette surproduction carbonatée au niveau des plateaux continentaux va en quelque sorte épuiser les réserves de calcium des océans, calcium qui sert à la production des tests de calcite. Il en résulte une production carbonatée pélagique (en haute mer) amoindrie. L’apport en calcite étant réduit dans ces zones, la lysocline et la CCD remontent.Le processus s’inverse lorsque le niveau marin baisse. La production carbonatée est alors transférée des plateaux continentaux vers les zones hauturières. L’augmentation de la productivité de calcite en haute mer va alors abaisser la lysocline et la CCD. Champ lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depth

160_pease-1-dans-m15

Novembre 2004La Vaivre (Haute-Sa&ocirc;ne)Photo au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] d'un 150/750 Vixen Sensia 200Pose de 20mm&copy;Copyright - R&eacute;gis DUHAUT. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Club Luxovien P&eacute;gase

Double amas de Persée

161_double-amas-de-persee

Septembre 2004Lieu : Jouy en Pithiverais - Loiret (45)Celestron 8" (203 mm) et 1100 mm de [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition] soit F/D 5,4Monture Losmandy G11 G&eacute;mini 3[popupdefinition id=20774]CCD[/popupdefinition] SBIG ST-7XMEAutoguidage avec le 2&egrave;me [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] de la CCDImage N&amp;B : 18 poses de 10 mn soit 3 heures cumul&eacute;es en bining 1x1&copy;Copyright - Dominique MOINEAU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/dominique.moineau/

VdB 142 dans la nébuleuse IC 1396

Souvent abrégée en CCD (de l’anglais Carbonate Compensation Depth), la profondeur de compensation des carbonates est un niveau, ou un seuil, sous lequel le carbonate de calcium (ou calcite, CaCO3) se dissout dans l’eau des océans. La CCD représente donc une surface d’équilibre pour les carbonates qui sont produits dans les eaux de surface par des processus biogéniques, notamment par le phytoplancton.Certains organismes marins produisent en effet de la calcite pour fabriquer leur coquille ou leur test. Cette production est réalisée dans la tranche d’eau supérieure que l’on appelle zone photique, c’est-à-dire celle qui reçoit de la lumière. Les conditions de pression et température qui règnent dans cette partie supérieure de la colonne d’eau font que la calcite y est en sursaturation, échappant ainsi à la dissolution.Calcaire à coquillages qui s'est formé largement au-dessus de la profondeur de compensation des carbonates. © James St. John, FlickrUne dissolution totale de la calcite vers 5 000 mètres de profondeurMais ces conditions sont variables, notamment avec la profondeur. Avec l’augmentation de la pression et la diminution de la température, un horizon de saturation est finalement atteint à partir duquel la calcite commence à se dissoudre. En mourant, les organismes vont ainsi tomber vers le fond et traverser cette limite à partir de laquelle la solubilité de la calcite va augmenter rapidement. Les tests de calcite vont alors entamer leur dissolution et se décomposer en Ca2+ et 2HCO3- par réaction avec l’eau de mer et le CO2 dissous, dont le taux détermine l’acidité de l’eau.Une certaine profondeur finit par être atteinte à laquelle les processus de dissolution ont totalement compensé l’apport de carbonate depuis la surface. C’est ce que l’on appelle la profondeur de compensation des carbonates (CCD). À partir de cette limite, on ne retrouvera donc plus de calcite, ni dans l’eau ni dans les sédiments déposés sur le fond. La tranche d’eau comprise entre l’horizon de saturation et la CCD s’appelle la lysocline.Schéma de l'environnement océanique présentant l'horizon de saturation des carbonates, la profondeur de compensation des carbonates et la lysocline entre ces deux limites. Les cercles verts représentent la productivité de calcite en surface et leur abondance décroissante en profondeur en lien avec le processus de dissolution qui intervient à partir de l'horizon de saturation. La présence de carbonates dans les sédiments dépend donc de ces différentes limites (illustrées par les dépôts gris à blanc) © Jack J. Middelburg, Wikimedia Commons, CC by-sa 4.0 La profondeur de la lysocline et de la CCD sont variables en fonction des conditions du milieu océanique, notamment de la température de l’eau et de la teneur en CO2. Globalement, la lysocline de la calcite démarre vers 3 500 à 4 000 mètres de profondeur. Elle se termine avec la CCD vers 5 000 mètres de profondeur.Un indicateur des climats passésÉtant donné que la profondeur de la lysocline et de la CCD impactent la composition des sédiments qui se déposent au fond de l’océan, l’étude des roches sédimentaires peut permettre de remonter aux conditions prévalant dans le milieu océanique à diverses périodes géologiques. Cela permet notamment d’étudier les variations de température mais aussi d’acidité des océans au cours des temps géologiques. Or, ces variations de la teneur en CO2 sont intimement liées aux concentrations en CO2 dans l’atmosphère. L’étude des sédiments marins et la détermination de la profondeur de compensation des carbonates sont donc essentielles à la compréhension des climats du passé et de leur évolution.Effet de l’acidification des océans sur les coquilles calcaires des organismes marins. © NOAA Environmental Visualization Laboratory (EVL), Wikimedia Commons, domaine publicPar exemple, pour la période de l'Éocène, la CCD était globalement bien moins profonde qu’aujourd’hui. Cela signifie que les carbonates se dissolvaient bien plus rapidement, en lien avec des océans plus acides. Cette période est en effet marquée par un important volcanisme ayant fait augmenter les taux de CO2 atmosphériques. À l’inverse, le refroidissement du climat qui marque la fin de l’Éocène (vers 35 millions d’années) est identifiable par un approfondissement de la CCD.Un lien avec les variations du niveau de la merLes variations de la CCD vont également dépendre de la productivité planctonique carbonatée dans les eaux de surface. Cette productivité est en effet variable spatialement. Elle est plus faible dans les zones de haute latitude, ce qui entraîne une CCD moins profonde dans ces régions du globe. On observe d’ailleurs que l’évolution temporelle de la CCD est corrélée avec les variations du niveau marin (sur le long terme) : la CCD est haute durant les périodes de haut niveau marin et à l’inverse plus profonde durant les périodes de bas niveau marin. En effet, lorsque le niveau des océans est haut, les zones peu profondes des marges continentales vont concentrer l’essentiel de la sédimentation carbonatée pour la création de grandes plateformes calcaires. Cette surproduction carbonatée au niveau des plateaux continentaux va en quelque sorte épuiser les réserves de calcium des océans, calcium qui sert à la production des tests de calcite. Il en résulte une production carbonatée pélagique (en haute mer) amoindrie. L’apport en calcite étant réduit dans ces zones, la lysocline et la CCD remontent.Le processus s’inverse lorsque le niveau marin baisse. La production carbonatée est alors transférée des plateaux continentaux vers les zones hauturières. L’augmentation de la productivité de calcite en haute mer va alors abaisser la lysocline et la CCD. Champ lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depth

203_vdb-142-dans-la-nebuleuse-ic-1396

Juin 2004Lieu : Jouy en Pithiverais - Loiret (45)Celestron 8" (203 mm) et 1410 mm de [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition] soit F/D 6,9(NGF-S r&eacute;ducteur Meade 6.3 bague 6,2 cm)Monture Losmandy G11 G&eacute;mini 3[popupdefinition id=20774]CCD[/popupdefinition] SBIG ST-7XME avec tourelle de filtre SBIG CFW-8Autoguidage avec la CCD 2&egrave;me [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition]Image LRGB (150:20:20:40)[popupdefinition id=2510]Luminance[/popupdefinition] :30 poses de 5 mn soit 2 heures 30 minutes en bining 1x1[popupdefinition id=4126]Couleur[/popupdefinition] :R et G : 4 poses de 5 mn soit 20 mn en bining 2x2B : 8 poses de 5 mn soit 40 mn en bining 2x2&copy;Copyright - Dominique MOINEAU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/dominique.moineau/

M 27

La couleur, c'est ce qui permet de différencier deux objets de formes et de structures identiques, par exemple le drapeau italien du drapeau français. C'est aussi ce qui n'est ni blanc, ni gris, ni noir. Le blanc et le noir étant les bornes de la gamme des gris neutres.
Quelquefois, la couleur est utilisée pour désigner un objet, comme dans le cas d’un tube de rouge pour parler du rouge à lèvres, par exemple. La couleur est aussi parfois confondue avec la tonalité. Par exemple dans un ton vert, il y a plusieurs couleurs vertes, plus ou moins claires ou foncées. Une couleur est unique.
Il existe deux systèmes trichromatiques (trois couleurs primaires) :
par synthèse additive, dont les couleurs primaires sont rouge, vert et bleu (RVB) ;et par synthèse soustractive, dont les couleurs primaires sont cyan, magenta et jaune (CMJ).
La couleur du physicien
La couleur, c’est aussi la sensation produite par un rayonnement physiquement défini appelé stimulus. Celui-ci pénètre dans l'œil et est capté par des millions de cônes répartis dans la rétine mais surtout concentrés dans sa partie centrale, la fovéa, siège de la vision la plus distincte.
Pour le physicien, le terme de couleur renvoie donc à la couleur spectrale, c’est-à-dire à la perception sensorielle de l’œil humain en fonction de la longueur d’onde de la lumière qu’il reçoit. Ainsi, une lumière de longueur d’onde 550 nm est perçue comme étant de couleur verte. Le spectre visible est composé des sept couleurs de l’arc-en-ciel, soit rouge, orange, jaune, vert, bleu, indigo et violet. Le vert étant la couleur à laquelle l’œil humain est le plus sensible.
 L’œil humain peut différencier près de huit millions de nuances de couleurs. Pourtant, cet organe si avancé ne donne que peu d’informations à notre cortex pour créer une image. Alors que se passe-t-il exactement lorsque nous voyons ? Unisciel et l’université de Lille 1 nous expliquent, avec le programme Kézako, le fonctionnement de ce surprenant organe. © Unisciel
La production des couleurs
C’est en interagissant (absorption, diffusion, réfraction, interférences ou diffraction) avec la matière que la lumière produit des couleurs. La couleur bleue du ciel est ainsi le résultat d'une combinaison de plusieurs de ces phénomènes.
L’absorption de lumière est l’un des principaux mécanismes qui entrent dans le jeu des couleurs dans la vie courante. En effet, la plupart des matériaux ont pour particularité d’absorber certaines longueurs d’ondes de la lumière. Si, par exemple, les carottes nous apparaissent orange, c’est qu’elles contiennent du bêtacarotène qui absorbe les longueurs d’ondes comprises entre le violet et le vert et réfléchit la partie du spectre allant du rouge au vert.
La couleur du physicien des particules
Le physicien des particules utilise le terme « couleur » pour désigner un nombre quantique attribué aux quarks et aux gluons. Ainsi, les quarks existent en trois couleurs : rouge, bleu et vert. Les hadrons, quant à eux, sont de couleur neutre, c’est-à-dire blancs. Cependant, aucun rapport ici avec une perception visuelle que nous pourrions en avoir.
La notion de charge de couleur a été introduite pour expliquer la coexistence des quarks au sein des hadrons, tout en satisfaisant le principe d’exclusion de Pauli. Aujourd’hui, la chromodynamique quantique joue un rôle important dans le modèle standard de la physique des particules.

Couleur

La luminance désigne le signal qui détermine les valeurs de contraste d'une image, du noir le plus profond jusqu'au blanc le plus pur. La couleur correspond à l'autre partie du signal, appelée chrominance. Cette grandeur photométrique fondamentale caractérise l'émission intrinsèque d'une source, indépendamment de sa géométrie. La luminance est le flux émis par unité de surface apparente et par unité d'angle solide.
Unité : Cd/m², W/m²/sr, photons/s/m²/sr
On montre que l'éclairement du plan image produit par un système d'imagerie est proportionnel à la luminance de la source. En particulier, l'impression visuelle est proportionnelle à la luminance des objets car l'éclairement de la rétine de l'œil est proportionnel à la luminance.

Luminance

Souvent abrégée en CCD (de l’anglais Carbonate Compensation Depth), la profondeur de compensation des carbonates est un niveau, ou un seuil, sous lequel le carbonate de calcium (ou calcite, CaCO3) se dissout dans l’eau des océans. La CCD représente donc une surface d’équilibre pour les carbonates qui sont produits dans les eaux de surface par des processus biogéniques, notamment par le phytoplancton.Certains organismes marins produisent en effet de la calcite pour fabriquer leur coquille ou leur test. Cette production est réalisée dans la tranche d’eau supérieure que l’on appelle zone photique, c’est-à-dire celle qui reçoit de la lumière. Les conditions de pression et température qui règnent dans cette partie supérieure de la colonne d’eau font que la calcite y est en sursaturation, échappant ainsi à la dissolution.Calcaire à coquillages qui s'est formé largement au-dessus de la profondeur de compensation des carbonates. © James St. John, FlickrUne dissolution totale de la calcite vers 5 000 mètres de profondeurMais ces conditions sont variables, notamment avec la profondeur. Avec l’augmentation de la pression et la diminution de la température, un horizon de saturation est finalement atteint à partir duquel la calcite commence à se dissoudre. En mourant, les organismes vont ainsi tomber vers le fond et traverser cette limite à partir de laquelle la solubilité de la calcite va augmenter rapidement. Les tests de calcite vont alors entamer leur dissolution et se décomposer en Ca2+ et 2HCO3- par réaction avec l’eau de mer et le CO2 dissous, dont le taux détermine l’acidité de l’eau.Une certaine profondeur finit par être atteinte à laquelle les processus de dissolution ont totalement compensé l’apport de carbonate depuis la surface. C’est ce que l’on appelle la profondeur de compensation des carbonates (CCD). À partir de cette limite, on ne retrouvera donc plus de calcite, ni dans l’eau ni dans les sédiments déposés sur le fond. La tranche d’eau comprise entre l’horizon de saturation et la CCD s’appelle la lysocline.Schéma de l'environnement océanique présentant l'horizon de saturation des carbonates, la profondeur de compensation des carbonates et la lysocline entre ces deux limites. Les cercles verts représentent la productivité de calcite en surface et leur abondance décroissante en profondeur en lien avec le processus de dissolution qui intervient à partir de l'horizon de saturation. La présence de carbonates dans les sédiments dépend donc de ces différentes limites (illustrées par les dépôts gris à blanc) © Jack J. Middelburg, Wikimedia Commons, CC by-sa 4.0 La profondeur de la lysocline et de la CCD sont variables en fonction des conditions du milieu océanique, notamment de la température de l’eau et de la teneur en CO2. Globalement, la lysocline de la calcite démarre vers 3 500 à 4 000 mètres de profondeur. Elle se termine avec la CCD vers 5 000 mètres de profondeur.Un indicateur des climats passésÉtant donné que la profondeur de la lysocline et de la CCD impactent la composition des sédiments qui se déposent au fond de l’océan, l’étude des roches sédimentaires peut permettre de remonter aux conditions prévalant dans le milieu océanique à diverses périodes géologiques. Cela permet notamment d’étudier les variations de température mais aussi d’acidité des océans au cours des temps géologiques. Or, ces variations de la teneur en CO2 sont intimement liées aux concentrations en CO2 dans l’atmosphère. L’étude des sédiments marins et la détermination de la profondeur de compensation des carbonates sont donc essentielles à la compréhension des climats du passé et de leur évolution.Effet de l’acidification des océans sur les coquilles calcaires des organismes marins. © NOAA Environmental Visualization Laboratory (EVL), Wikimedia Commons, domaine publicPar exemple, pour la période de l'Éocène, la CCD était globalement bien moins profonde qu’aujourd’hui. Cela signifie que les carbonates se dissolvaient bien plus rapidement, en lien avec des océans plus acides. Cette période est en effet marquée par un important volcanisme ayant fait augmenter les taux de CO2 atmosphériques. À l’inverse, le refroidissement du climat qui marque la fin de l’Éocène (vers 35 millions d’années) est identifiable par un approfondissement de la CCD.Un lien avec les variations du niveau de la merLes variations de la CCD vont également dépendre de la productivité planctonique carbonatée dans les eaux de surface. Cette productivité est en effet variable spatialement. Elle est plus faible dans les zones de haute latitude, ce qui entraîne une CCD moins profonde dans ces régions du globe. On observe d’ailleurs que l’évolution temporelle de la CCD est corrélée avec les variations du niveau marin (sur le long terme) : la CCD est haute durant les périodes de haut niveau marin et à l’inverse plus profonde durant les périodes de bas niveau marin. En effet, lorsque le niveau des océans est haut, les zones peu profondes des marges continentales vont concentrer l’essentiel de la sédimentation carbonatée pour la création de grandes plateformes calcaires. Cette surproduction carbonatée au niveau des plateaux continentaux va en quelque sorte épuiser les réserves de calcium des océans, calcium qui sert à la production des tests de calcite. Il en résulte une production carbonatée pélagique (en haute mer) amoindrie. L’apport en calcite étant réduit dans ces zones, la lysocline et la CCD remontent.Le processus s’inverse lorsque le niveau marin baisse. La production carbonatée est alors transférée des plateaux continentaux vers les zones hauturières. L’augmentation de la productivité de calcite en haute mer va alors abaisser la lysocline et la CCD. Champ lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depth

204_m-27

Septembre 2004Lieu : Jouy en Pithiverais - Loiret (45)Celestron 8" (203 mm) &agrave; 1100 mm de [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition] soit F/D 5,4Monture Losmandy G11 G&eacute;mini 3[popupdefinition id=20774]CCD[/popupdefinition] SBIG ST-7XMEAutoguidage avec le 2&egrave;me [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] de la CCDImage LRGB (360 : 40 : 40 : 40)[popupdefinition id=2510]Luminance[/popupdefinition] 36 poses de 10 mn soit 6 heures cumul&eacute;es en bining 1x1[popupdefinition id=4126]Couleur[/popupdefinition] : 4 poses de 10 mn soit 40 minutes avec chaque filtre RGB en bining 2x2&copy;Copyright - Dominique MOINEAU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/dominique.moineau/

Souvent abrégée en CCD (de l’anglais Carbonate Compensation Depth), la profondeur de compensation des carbonates est un niveau, ou un seuil, sous lequel le carbonate de calcium (ou calcite, CaCO3) se dissout dans l’eau des océans. La CCD représente donc une surface d’équilibre pour les carbonates qui sont produits dans les eaux de surface par des processus biogéniques, notamment par le phytoplancton.Certains organismes marins produisent en effet de la calcite pour fabriquer leur coquille ou leur test. Cette production est réalisée dans la tranche d’eau supérieure que l’on appelle zone photique, c’est-à-dire celle qui reçoit de la lumière. Les conditions de pression et température qui règnent dans cette partie supérieure de la colonne d’eau font que la calcite y est en sursaturation, échappant ainsi à la dissolution.Calcaire à coquillages qui s'est formé largement au-dessus de la profondeur de compensation des carbonates. © James St. John, FlickrUne dissolution totale de la calcite vers 5 000 mètres de profondeurMais ces conditions sont variables, notamment avec la profondeur. Avec l’augmentation de la pression et la diminution de la température, un horizon de saturation est finalement atteint à partir duquel la calcite commence à se dissoudre. En mourant, les organismes vont ainsi tomber vers le fond et traverser cette limite à partir de laquelle la solubilité de la calcite va augmenter rapidement. Les tests de calcite vont alors entamer leur dissolution et se décomposer en Ca2+ et 2HCO3- par réaction avec l’eau de mer et le CO2 dissous, dont le taux détermine l’acidité de l’eau.Une certaine profondeur finit par être atteinte à laquelle les processus de dissolution ont totalement compensé l’apport de carbonate depuis la surface. C’est ce que l’on appelle la profondeur de compensation des carbonates (CCD). À partir de cette limite, on ne retrouvera donc plus de calcite, ni dans l’eau ni dans les sédiments déposés sur le fond. La tranche d’eau comprise entre l’horizon de saturation et la CCD s’appelle la lysocline.Schéma de l'environnement océanique présentant l'horizon de saturation des carbonates, la profondeur de compensation des carbonates et la lysocline entre ces deux limites. Les cercles verts représentent la productivité de calcite en surface et leur abondance décroissante en profondeur en lien avec le processus de dissolution qui intervient à partir de l'horizon de saturation. La présence de carbonates dans les sédiments dépend donc de ces différentes limites (illustrées par les dépôts gris à blanc) © Jack J. Middelburg, Wikimedia Commons, CC by-sa 4.0 La profondeur de la lysocline et de la CCD sont variables en fonction des conditions du milieu océanique, notamment de la température de l’eau et de la teneur en CO2. Globalement, la lysocline de la calcite démarre vers 3 500 à 4 000 mètres de profondeur. Elle se termine avec la CCD vers 5 000 mètres de profondeur.Un indicateur des climats passésÉtant donné que la profondeur de la lysocline et de la CCD impactent la composition des sédiments qui se déposent au fond de l’océan, l’étude des roches sédimentaires peut permettre de remonter aux conditions prévalant dans le milieu océanique à diverses périodes géologiques. Cela permet notamment d’étudier les variations de température mais aussi d’acidité des océans au cours des temps géologiques. Or, ces variations de la teneur en CO2 sont intimement liées aux concentrations en CO2 dans l’atmosphère. L’étude des sédiments marins et la détermination de la profondeur de compensation des carbonates sont donc essentielles à la compréhension des climats du passé et de leur évolution.Effet de l’acidification des océans sur les coquilles calcaires des organismes marins. © NOAA Environmental Visualization Laboratory (EVL), Wikimedia Commons, domaine publicPar exemple, pour la période de l'Éocène, la CCD était globalement bien moins profonde qu’aujourd’hui. Cela signifie que les carbonates se dissolvaient bien plus rapidement, en lien avec des océans plus acides. Cette période est en effet marquée par un important volcanisme ayant fait augmenter les taux de CO2 atmosphériques. À l’inverse, le refroidissement du climat qui marque la fin de l’Éocène (vers 35 millions d’années) est identifiable par un approfondissement de la CCD.Un lien avec les variations du niveau de la merLes variations de la CCD vont également dépendre de la productivité planctonique carbonatée dans les eaux de surface. Cette productivité est en effet variable spatialement. Elle est plus faible dans les zones de haute latitude, ce qui entraîne une CCD moins profonde dans ces régions du globe. On observe d’ailleurs que l’évolution temporelle de la CCD est corrélée avec les variations du niveau marin (sur le long terme) : la CCD est haute durant les périodes de haut niveau marin et à l’inverse plus profonde durant les périodes de bas niveau marin. En effet, lorsque le niveau des océans est haut, les zones peu profondes des marges continentales vont concentrer l’essentiel de la sédimentation carbonatée pour la création de grandes plateformes calcaires. Cette surproduction carbonatée au niveau des plateaux continentaux va en quelque sorte épuiser les réserves de calcium des océans, calcium qui sert à la production des tests de calcite. Il en résulte une production carbonatée pélagique (en haute mer) amoindrie. L’apport en calcite étant réduit dans ces zones, la lysocline et la CCD remontent.Le processus s’inverse lorsque le niveau marin baisse. La production carbonatée est alors transférée des plateaux continentaux vers les zones hauturières. L’augmentation de la productivité de calcite en haute mer va alors abaisser la lysocline et la CCD. Champ lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depth

205_vdb-142-dans-la-nebuleuse-ic-1396

Le 31 Mai 2003 vers 01h HL &agrave; Comines (Nord)C8 et r&eacute;ducteur 3.3 - filtre IRB Baadercam&eacute;ra : [popupdefinition id=3982]Webcam[/popupdefinition] [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] pro modifi&eacute;e longue pose avec un [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] Noir et Blanc Sony (icx098bl)Compositage de 159 images de 20sSoustraction Dark Intelligent sous le [popupdefinition id=561]logiciel[/popupdefinition] Astrosnap[popupdefinition id=13200]Application[/popupdefinition] d'un masque flou sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

Correspondance mathématique entre un ensemble de départ (ou objet ou source) et un ensemble d'arrivée (ou image ou but) telle que chaque élément de l'objet est en relation à un unique élément de l'image. Si A est un ensemble objet et B un ensemble image, pour noter que l'élément a de A est relié à l'élément b de B par l'application f, on écrit b=f(a).

Application

Le mot logiciel a été reconnu par l’Académie française au début des années 1970. C’est un mot-valise qui signifie logique et matériel. Il était destiné à remplacer l’anglais software, le distinguant ainsi de hardware qui est la partie matérielle d’un appareil informatique.Le logiciel, cerveau de l’appareil qu’il commande ?Le logiciel est ensemble d’instructions, de programmes informatiques qui indiquent à un ordinateur, un smartphone, une tablette, une console de jeux, etc. comment ils doivent fonctionner. Il peut s’agir :
d’un système d’exploitation ;
d’un système d’application (logiciel bureautique, navigateur, jeu, éditeur, etc.) ;
d’un progiciel à finalité professionnelle.
Le logiciel standard et le logiciel spécifiqueLe logiciel peut être classé en fonction de son degré de standardisation :
le logiciel standard, destiné au grand public,
le logiciel spécifique conçu pour un usage particulier et un type de client. Il répond à des besoins spécifiques.
La grande majorité d’entre eux sont des logiciels applicatifs. Certaines sociétés informatiques se sont spécialisées dans la fabrication de logiciels spécifiques, sur un mode artisanal. Elles fournissent des programmes conformes aux exigences d’un client particulier. C'est un logiciel personnalisé, développé sur commande pour une entreprise et réservé à un usage particulier. Il s’agit, par exemple, de faire fonctionner un appareil médical, de créer un Intranet d’entreprise, de gérer des chambres d’hôtel, ou de piloter une voiture autonome.Quels sont les types de logiciels ? Il est devenu difficile de classer les différents types de logiciels tant ils sont nombreux. On peut néanmoins les distinguer selon leurs usages qu’ils soient d’ordre juridique ou technologique.Les finalités technologiques des logicielsOn peut établir une hiérarchie des logiciels :
les logiciels de programmation sont conçus pour élaborer de nouveaux programmes et de nouveaux logiciels ;
le logiciel système établit une relation entre l’être humain et la machine, comme Android, Linux, Windows, MacOs et iOs ;
les logiciels d’application exécutent des tâches précises (calculatrices, éditeurs, applications de réseaux sociaux, lecteurs vidéo et musicaux, navigateurs, etc.).
Certains d’entre eux remplissent plusieurs fonctions à la fois et il n’est pas toujours facile de les classer. Ainsi, le navigateur de Chrome OS peut être considéré comme logiciel système et d’application. Les éditeurs de textes qui servent à produire du code sont des logiciels de programmation et d’application.L’exploitation des logiciels et le droit Le droit a reconnu l’existence de plusieurs types de logiciels selon leur contrat de licence : 
le logiciel propriétaire : seul son auteur a le droit de le modifier et de le diffuser ;
le logiciel libre ou open source : n’importe quel utilisateur peut le modifier et le distribuer ;
le gratuiciel est un logiciel propriétaire distribué gratuitement ;
le partagiciel : l’auteur permet à autrui de le diffuser.
Comment fonctionne un logiciel ?Le logiciel est stocké dans des fichiers informatiques, du papier, une clé USB ou une disquette. Les différents programmes qu’il contient sont également appelés séquences d’instruction.Les différentes composantes d’un logiciel Ses programmes : le logiciel en compte toujours plusieurs.
ils existent sous forme de codes binaires ou de codes sources ;
le système d’exploitation dirige le logiciel, organise les fichiers et fait office d’interface entre l’être humain et la machine ;
les images, les procédures automatiques, les fichiers de configurations qui rendent possible l’exécution des programmes.
Le processus d’exécutionC’est généralement grâce au système d’exploitation et aux bibliothèques d’exécution que le processus est mis en œuvre. Exemples de logiciels applicatifs
Traitement de texte et édition (Word, Evernote, Pages, Adobe Acrobat Reader…)
Tableurs (Excel, Calc, Numbers…)
Gestion de bases de données (SQL, Access…)
Comptabilité (Ciel, EBP Compta…)
Sécurité (antivirus, sauvegarde et restauration)
Navigateur Internet (Edge, Chrome, Safari, Firefox…)
Communication et messageries (Skype, Outlook, Slack…)
Lecteurs multimédia (Windows Media Player, Real Player, QuickTime…)
Photo et dessin (Photoshop, Paint, Illustrator…)

Montage vidéo (Final Cut Pro, Adobe Premiere, iMovie…)
Conception 3D (Blender, SketchUp, Vrai, Photoshop…)
Jeux.

Logiciel

L'astéroïde Vesta a été découvert le 29 mars 1807 par l'astronome allemand Heinrich Olbers qui avait débusqué Pallas 5 ans plus tôt. Après Cérès en 1801 et Junon, Vesta devenait ainsi le quatrième membre de la ceinture d'astéroïdes qu'on rencontre entre Mars et Jupiter. Avec un diamètre moyen de 500 kilomètres, Vesta représente à lui tout seul 9% de la masse totale de cette ceinture d'astéroïdes. 
Vesta recevra en 2011 la visite de la sonde américaine Dawn qui se satellisera à 2500 kilomètres de l'astéroïde. Dawn permettra sans aucun doute de mieux connaître cet étrange astéroïde. Vesta intrigue en effet beaucoup les scientifiques. Des mesures spectroscopiques de sa surface indiquent que comme la Lune, elle est principalement composée de pyroxène. Mais à la différence de notre satellite, l'action abrasive du vent solaire ne semble pas intervenir sur Vesta ; les chercheurs ont émis l'hypothèse que l'astéroïde pourrait posséder un champ magnétique le protégeant des ions solaires. 
Autre singularité, le relief de Vesta : la cartographie réalisée par le télescope Hubble révèle la présence d'une dizaine de collines et surtout d'un gigantesque cratère de 460 kilomètres de diamètre dont le pic central s'élève à 18 kilomètres d'altitude. L'impact à l'origine de ce cratère a projeté une multitude de fragments dans l'espace dont certains ont fini leur course sur Terre sous forme de météorites après un très long voyage.

Vesta

207_m82

18 Mai 2004 &agrave; Comines (Nord)Capture de 189 images de 25s avec un C8 r&eacute;duc 3.3 filtre IRB [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] pro N&amp;B mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition]Traitement par masque flou sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

NGC 4631, la Galaxie de la Baleine

RAW désigne un format d’images numériques contenant les données brutes issues du capteur d’un appareil photo numérique ou d’un scanner. À la différence du Jpeg, le format RAW ne traite pas l’image et ne réalise aucune transformation irréversible. Par conséquent, ces fichiers occupent un espace disque conséquent, mais offrent aux graphistes bien plus de liberté dans le traitement et la retouche de l’image.Il existe une grande variété de formats RAW propriétairesChaque fabricant de matériel photographique développe son format RAW en fonction du matériel, ce qui fait qu’on peut trouver des fichiers RAW de très nombreuses extensions différentes. Pour citer les plus grandes marques, chez Canon, on utilise le .crw, le .cr2 et le .cr3. Nikon se base sur le .nef et le .nrw tandis que Sony génère un fichier .arw et Panasonic un .rw2. Tous ces fichiers RAW contiennent des métadonnées EXIF et une image non compressée, souvent en AIFF.L’inconvénient de cette variété de formats propriétaires est que les systèmes d’exploitation ne peuvent pas traiter nativement tous ces fichiers. Les photographes souhaitant tirer profit du RAW doivent donc récupérer les codecs correspondant à leur matériel pour manipuler ces documents sur ordinateur. Pour les systèmes d’exploitation Microsoft Windows et MacOS, cela ne représente pas de problème car les constructeurs fournissent les logiciels nécessaires. C’est un obstacle plus important pour manipuler des fichiers RAW avec une distribution de Linux, dans la mesure où peu de fabricants pensent à prodiguer les programmes requis pour rendre lisibles leurs images brutes sur ce système d’exploitation libre.Pour lutter contre cette variété de formats RAW propriétaires, Adobe propose le DNG (Digital Negative). Quelques constructeurs vendent du matériel compatible avec ce format et des logiciels sont dédiés à la conversion des fichiers RAW propriétaires en DNG, ce qui permet de les conserver, de les traiter et de les partager de façon moins contraignante.

208_ngc-4631--la-galaxie-de-la-baleine

25 Janvier 2004 dans la r&eacute;gion de Gen&egrave;ve (Suisse)Compositage de 2 x 60" 6 x 30" avec Canon[popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

766_m42

05 Ao&ucirc;t 20044 &agrave; Duran (Gers)C8, [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] NB [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition], r&eacute;ducteur 3.3filtre IRBS&eacute;lection et traitement de 174 images de 15s&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

M 16, Nébuleuse de l'Aigle

209_m-16--nebuleuse-de-l-aigle

05 Ao&ucirc;t 2004 &agrave; Duran (Gers)C8, [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] NB [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition], r&eacute;ducteur 3.3filtre IRBS&eacute;lection et traitement de 89 images de 20s&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

M 17, Nébuleuse Oméga

210_m-17--nebuleuse-omega

08 Juillet 2004 &agrave; Comines (Nord)[popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro N&amp;B mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition] directement au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] d'un C8 F/D 10 filtre IRBS&eacute;lection de 155 images de 10s Traitement par un Richardson [popupdefinition id=16964]Lucy[/popupdefinition]&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

M 57, la nébuleuse annulaire de la Lyre

Lucy est un australopithèque de l’espèce Australopithecus afarensis dont le squelette a été découvert en 1974 à Hadar, dans les dépressions de l’Afar en Éthiopie, au bord de la rivière Awash. Son nom de code est AL 288-1. Le squelette de Lucy est conservé au Muséum d’Histoire naturelle d’Addis-Abeba en Éthiopie.
L’équipe franco-américaine à l’origine de cette découverte était composée d’une trentaine de chercheurs, codirigés par Yves Coppens, Maurice Taïeb et Donald Johanson. Les scientifiques ont pu extraire 52 fragments osseux représentant 40 % du squelette, ce qui est particulièrement remarquable. Le choix de Lucy comme nom est lié à la chanson des Beatles Lucy in the sky with diamonds, que les scientifiques écoutaient dans leur tente au moment de leur découverte.
Lucy, un australopithèque bipède au mode de vie en partie arboricole
Le squelette de Lucy date d’environ 3,2 millions d’années. Parmi les os mis à jour, il y avait des os du bassin : le sacrum et deux os iliaques. La forme de ces os, par leurs points communs avec l’espèce humaine (bassin évasé…), suggère une bipédie. Bien qu’elle marchait sur ses deux jambes, Lucy devait aussi vivre dans les arbres. En 2016, l’analyse au scanner des os de Lucy a suggéré qu’elle serait morte en tombant d’un arbre, mais cette thèse est contestée. Le corps aurait rapidement été recouvert de sédiments, ce qui expliquerait sa bonne conservation. 
Les australopithèques vivaient entre -4,2 millions et -2,2 millions d’années en Afrique. Ils mesuraient entre 1,10 m et 1,40 m. D’autres squelettes d’Australopithecus afarensis ont été trouvés, comme celui de Selam en Éthiopie.

Lucy

211_m-57--la-nebuleuse-annulaire-de-la-lyre

04 Novembre 2004 - Comines (Nord)FS102 filtre H-Alpha[popupdefinition id=3982]Webcam[/popupdefinition] [popupdefinition id=4261]vesta[/popupdefinition] pro r&eacute;ducteur webcamTraitement et S&eacute;lection de 130 images de 40s&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

IC 434, "La Tête de Cheval" - Photos Futura

Une webcam est une caméra vidéo numérique connectée à un ordinateur et capable de capturer des vidéos et des photos, et de les transmettre sur Internet. La webcam a gagné en popularité lorsqu’elle a c...

L'astéroïde Vesta a été découvert le 29 mars 1807 par l'astronome allemand Heinrich Olbers qui avait débusqué Pallas 5 ans plus tôt. Après Cérès en 1801 et Junon, Vesta devenait ainsi le quatrième mem...

IC 434, "La Tête de Cheval"

212_ic-434---la-tete-de-cheval-

07 D&eacute;cembre 2003 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro N&amp;B (modif longue pose) modif SETWC(http://www.astrosurf.com/polo/setwc/index.html)r&eacute;ducteur 3.3 et filtre [popupdefinition id=1106]large bande[/popupdefinition] Oaks opticalAcquisitions des images avec AstrosnapS&eacute;lection de 218 images de 30 secondes avec AcdseeSoustraction d'un dark sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition]Traitement par Richardson-[popupdefinition id=16964]Lucy[/popupdefinition] sous IrisFinition sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

M1 - La nébuleuse du Crabe

Expression utilisée pour désigner les réseaux à haut débit (débits de l'ordre de plusieurs Mbit/s au moins).
Qualifie la capacité d'une liaison à haut débit, comme la fibre optique. Dans un sens relatif, une liaison ADSL peut aussi être qualifiée de large bande par rapport à une liaison par la ligne téléphonique reliée à un modem à 56 Kbit/s.Champ lexical : À large bande | broadband

Large bande

213_m1---la-nebuleuse-du-crabe

26 Mars 2004 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro en mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition] filtre IRB r&eacute;ducteur 3.3S&eacute;lection et Traitement de 200 images de 15 secondes&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

214_m53

24 Mars 2004 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro en mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition] filtre IRB r&eacute;ducteur 3.3S&eacute;lection de 198 images de 25 secondesSoustraction d'un dark - Masque flou&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

M63 (Sunflower galaxy ou Galaxie du

215_m63--sunflower-galaxy-ou-galaxie-du

12 Avril 2004 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro en mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition] filtre IRB r&eacute;ducteur 3.3S&eacute;lection et Traitement de 248 images de 20 secondes - Masque flou&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

M64, la Galaxie de l'Oeil

216_m64--la-galaxie-de-l-oeil

22 F&eacute;vrier 2004 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro en mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition] filtre [popupdefinition id=1106]Largebande[/popupdefinition] Oaks Optical r&eacute;ducteur 3.3S&eacute;lection et traitement de 109 images de 40 secondesMasque flou et R&eacute;glages des niveaux sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

Expression utilisée pour désigner les réseaux à haut débit (débits de l'ordre de plusieurs Mbit/s au moins).
Qualifie la capacité d'une liaison à haut débit, comme la fibre optique. Dans un sens relatif, une liaison ADSL peut aussi être qualifiée de large bande par rapport à une liaison par la ligne téléphonique reliée à un modem à 56 Kbit/s.Champ lexical : À large bande | broadbandChamp lexical : À large bande | broadband

217_m66

25 Janvier 2004 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro N&amp;B mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition] filtre IRB r&eacute;ducteur 3.3S&eacute;lection de 87 images de 40 secondes sous ACDseeSoustraction d'un DarkTraitement sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition] - Logarithme et masque flouR&eacute;glages des courbes et niveaux sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

NGC 2683

218_ngc-2683

21 F&eacute;vrier 2004 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro en mode [popupdefinition id=18241]RAW[/popupdefinition]filtre [popupdefinition id=1106]Large bande[/popupdefinition] Oaks Optical r&eacute;ducteur 3.3S&eacute;lection de 95 images de 40 secondes sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition]R&eacute;glages des niveaux sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

NGC 2903

Expression utilisée pour désigner les réseaux à haut débit (débits de l'ordre de plusieurs Mbit/s au moins).
Qualifie la capacité d'une liaison à haut débit, comme la fibre optique. Dans un sens relatif, une liaison ADSL peut aussi être qualifiée de large bande par rapport à une liaison par la ligne téléphonique reliée à un modem à 56 Kbit/s.Champ lexical : À large bande | broadbandChamp lexical : À large bande | broadbandChamp lexical : À large bande | broadband

219_ngc-2903

17 D&eacute;cembre 2003 &agrave; Comines (Nord)C8 cam&eacute;ra [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] Pro N&amp;B (modif longue pose) en mode SETWC filtre [popupdefinition id=1106]Large Bande[/popupdefinition] r&eacute;ducteur 3.3Acquisitions de 110 images de 60 secondes avec AstrosnapS&eacute;lection de 91 images sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition]Soustraction d'un DarkMasque flou sous Photoshop&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

NGC 7479

Expression utilisée pour désigner les réseaux à haut débit (débits de l'ordre de plusieurs Mbit/s au moins).
Qualifie la capacité d'une liaison à haut débit, comme la fibre optique. Dans un sens relatif, une liaison ADSL peut aussi être qualifiée de large bande par rapport à une liaison par la ligne téléphonique reliée à un modem à 56 Kbit/s.Champ lexical : À large bande | broadbandChamp lexical : À large bande | broadbandChamp lexical : À large bande | broadbandChamp lexical : À large bande | broadband

220_ngc-7479

19 Octobre 2003 &agrave; Comines (Nord)C8 [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] pro S.C &agrave; [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] N&amp;B r&eacute;ducteur 3.3 filtre [popupdefinition id=1106]Large bande[/popupdefinition] (Oaks Optical)Capture de 140 images de 60s avec AstrosnapS&eacute;lection de 120 images avec AcdseeFabrication d'un Dark Intelligent selon lam&eacute;thode d'Etienne Bonduelle !Soustraction du Dark sous AstrosnapR&eacute;gistration, logarithme sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition]Masque flou sous PhotoshopAtt&eacute;nuation des [popupdefinition id=15141]gradients[/popupdefinition] sous PhotoshopR&eacute;glages des courbes&copy;Copyright - S&eacute;bastien LEJEUNE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://cominesastro.free.fr/

NGC 891

De manière générale, le terme de « gradient » est employé pour qualifier la variation d’une grandeur dans l’espace.
Le gradient en mathématiques, un vecteur
Pour les mathématiciens, le terme de gradient désigne un vecteur représentant la variation d’une fonction par rapport à la variation de ses différents paramètres. Ainsi le gradient d’une fonction f en un point M est le vecteur dont les composantes sont les dérivées partielles de f calculées au point M.
Le gradient en biologie
En biologie, le gradient désigne une variation de la concentration d’une substance ou d’une propriété physiologique. Il est souvent question de gradient de concentration de part et d’autre d’une membrane. Pour se déplacer dans le sens du gradient, c'est-à-dire de l’endroit où la concentration est la plus élevée vers l’endroit où elle est la plus faible, les molécules n’ont pas besoin d’un apport d’énergie.
Le gradient en physique
En physique, on parle, par exemple, de gradient de vitesse lorsque deux couches adjacentes d’un fluide s’écoulent à des vitesses différentes.
Le gradient de température résulte de phénomènes thermodynamiques. La température d’un objet peut ne pas être la même en différents points de sa surface, lorsque celui-ci est relié, d’une part, à un autre objet chaud et, d’autre part, à un objet froid.
Le gradient en météorologie
L’expression gradient de température est également largement employée en météorologie. Elle désigne alors les changements de la température atmosphérique avec l’altitude. Elle est déterminée à l’aide de ballons sondes. Dans la troposphère, le gradient de température moyen est d’environ 0,6 °C / 100 m mais localement, il est très variable.

Gradient

Expression utilisée pour désigner les réseaux à haut débit (débits de l'ordre de plusieurs Mbit/s au moins).
Qualifie la capacité d'une liaison à haut débit, comme la fibre optique. Dans un sens relatif, une liaison ADSL peut aussi être qualifiée de large bande par rapport à une liaison par la ligne téléphonique reliée à un modem à 56 Kbit/s.Champ lexical : À large bande | broadbandChamp lexical : À large bande | broadbandChamp lexical : À large bande | broadbandChamp lexical : À large bande | broadbandChamp lexical : À large bande | broadband

221_ngc-891

Genesis barlow X2Kodak 200Pose de 30 minutes&copy;Copyright - LASTROFIEFFE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://lastrofieffe.free.fr

M 8 - La nébuleuse de la Lagune

701_m-8---la-nebuleuse-de-la-lagune

TahitiSCT Meade 10" f/d 6.3Pose 10 mn avec Fuji SG 800 isoOm&eacute;ga du Centaure ([popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 5139) est le plus gros [popupdefinition id=15]amas globulaire[/popupdefinition] connu. Situ&eacute; &agrave; 16.500 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition], l'amas contientdes millions d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition]. C'est &eacute;galement l'amas le plus brillant du ciel (mag 3.6)&copy;Copyright - Christian RIOU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;shttp://astriou.free.fr

Oméga du Centaure

Etoile centrale du système solaire. 
Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, dont elle est distante d'environ 150 millions de kilomètres. Le Soleil est situé à 8,5 kparsecs du centre de la Voie lactée. Dans la classification des étoiles, le soleil est une étoile de type G2.
La masse du Soleil représente la majeure partie de la masse du système solaire. Elle est utilisée comme unité de masse pour les étoiles. L'énergie solaire, d'une importance capitale pour la Terre et notamment pour la vie, est produite par les réactions nucléaires qui se déroulent au coeur du Soleil. Agé d'environ 5 milliards d'années, le Soleil continuera à briller, avec une luminosité augmentant lentement, pendant une durée équivalente, avant d'évoluer en géante rouge et finalement de mourir.
Le mouvement apparent du Soleil par rapport à la Terre donne lieu aux saisons, dues à l'inclinaison du plan de l'écliptique par rapport à celui de l'équateur terrestre. 
La rotation de 27 jours du Soleil autour de lui-même a été découverte par Galilée en 1611. 
On distingue dans le Soleil diverses couches parmi lesquelles le noyau ou coeur, la zone radiative, la zone de convection, la photosphère (qui émet la majeure partie de la lumière solaire), la chromosphère et sa partie extérieure, la couronne. La densité décroît avec l'altitude, du noyau vers l'atmosphère. La température régnant dans le noyau est de l'ordre de 15 millions de kelvins. Elle décroît dans les zones radiatives et convectives. Dans la photosphère, qui constitue la surface visible du Soleil, elle est de l'ordre de 5800 K en moyenne. Dans les plus basses couches de la chromosphère, la température décroît avec l'altitude jusqu'à environ 4500 K, avant de croître à nouveau, surtout dans la zone de transition, où cette croissance est très forte sur une épaisseur réduite. La température de la couronne atteint des températures de l'ordre de 106 K. Cette température extrêmement élevée n'est pas encore totalement expliquée. 
L'atmosphère solaire est un milieu complexe constitué de plasma soumis à un champ magnétique intense, siège d'éruptions solaires et qui émet le vent solaire. Les taches solaires, qui apparaissent sombres à cause de leur température plus basse sont, comme la couronne, des radiosources. L'activité solaire liée à ces phénomènes varie de manière cyclique.
Récemment, l'héliosismologie a permis de mieux appréhender la structure interne du Soleil. La couche convective interne n'est connue que par les ondes étudiées dans cette discipline et par l'étude des neutrinos solaires, produits au cours des réactions nucléaires se déroulant dans le coeur. Le déficit des neutrinos solaires observés par rapport à ceux attendus est l'une des interrogations de l'astrophysique solaire. 
L'observation du spectre solaire s'effectue grâce à des spectrohéliographes. Ce spectre comprend des raies, connues depuis Fraunhofer (1814), qui signalent la présence d'hydrogène et d'hélium principalement et d'une soixantaine d'autres éléments. Il comprend également des bandes qui trahissent la présence de molécules dans l'atmosphère solaire.

Soleil

Le New General Catalogue (NGC) est un répertoire de 7840 objets célestes ; ce sont surtout des galaxies ainsi que des amas d'étoiles et des nébuleuses. 
A la fin du 19ème siècle, le développement des instruments astronomiques et l'astrophotographie naissante avaient permis de découvrir de très nombreux objets du ciel profond qu'il était impératif de classer. Les astronomes ne disposaient à l'époque que du célèbre mais modeste catalogue Messier, élaboré un siècle plus tôt mais qui ne comptait alors que 103 références. En 1888 l'astronome irlando-danois John Dreyer présenta le New General Catalogue, fruit de 10 années de patiente compilation de toutes les sources astronomiques existantes à l'époque. John Dreyer s'appuyait en particulier sur le General Catalogue présenté 25 ans plus tôt, dont les 5000 entrées étaient l'œuvre de John et William Herschel. 
John Dreyer eu l'idée de classer tous les objets du catalogue NGC selon leur ascension droite (l'équivalent sur la sphère céleste de la longitude terrestre) : ce classement permet de sélectionner les objets lorsqu'ils sont observables dans les meilleures conditions, à proximité de leur passage au méridien. Dreyer poursuivit son travail de bénédictin et présenta en 1908 un catalogue complémentaire, l'Index Catalogue (IC) qui porta l'ensemble des astres répertoriés à plus de 13.000. 
Le catalogue NGC a été corrigé en 1973 pour devenir le RNGC (Revised New General Catalogue), puis en 1988 ; il porte désormais le nom de NGC 2000.0.

La distance parcourue par la lumière en une année. Elle vaut 0,3066 parsecs soit 9.461 milliards de km ou encore 63.240 unités astronomiques.

Année-lumière

Une étoile est une boule massive et lumineuse de plasma liée par sa propre gravité dont le diamètre et la densité sont tels que la région centrale, le cœur, atteint la température nécessaire à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire, c'est-à-dire de l’ordre de plusieurs millions de degrés. Ces réactions thermonucléaires libèrent de l’énergie lumineuse qui s’oppose à la contraction de l’étoile sous sa propre gravité. Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de ces deux forces et se trouve sur la séquence principale de ce qu’on appelle le diagramme de Hertzsprung-Russell.L’étoile la plus proche de la Terre est le Soleil, qui fait partie des naines jaunes. Le Soleil est une étoile assez ordinaire, dont la masse est de l'ordre de 1030 kg. Son diamètre est d’environ un million et demi de kilomètres, modeste par rapport à certaines étoiles, comme Antarès ou Bételgeuse, qui ont un diamètre des centaines de fois supérieur. Comme une étoile évolue dans le temps, en particulier lorsqu’elle quitte la séquence principale pour devenir une géante rouge, son diamètre n’est pas constant dans le temps. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques, comme RR Lyrae et les Céphéides.Sur la gauche, on voit la structure interne du Soleil avec son cœur (core en anglais) où l'hydrogène brûle pour donner de l'hélium. L'essentiel du Soleil est dominé par la zone radiative (jaune), celle où le transfert de chaleur se fait par rayonnement. En surface, on voit la zone convective, où c'est la convection dans un fluide (comme dans l'eau d'une casserole qui bout) qui assure ce transfert. Sur la partie droite de ce schéma, on voit une géante rouge beaucoup plus grande que le Soleil (échelle en bas à droite), dominée par la convection. Elle brûle son hydrogène autour de son cœur en hélium. © ESOQuel est le rôle des étoiles ?Le rôle d'une étoile dans l'univers est crucial. Les étoiles sont des objets célestes qui produisent de l'énergie par des réactions de fusion nucléaire, principalement la fusion de l'hydrogène en hélium. Cette énergie est libérée sous forme de lumière et de chaleur, ce qui permet à l'étoile d'émettre de la lumière visible et d'irradier son environnement. Les étoiles jouent un rôle essentiel dans la formation et l'évolution des galaxies, car elles sont les principaux moteurs de la dynamique galactique. Leur gravité influence la structure et la composition des galaxies, tandis que leur lumière éclaire et réchauffe les espaces interstellaires.Les étoiles sont responsables de la synthèse des éléments chimiques lourds tels que le carbone, l'oxygène et le fer, qui sont essentiels à la formation de planètes et de systèmes planétaires. Par conséquent, les étoiles jouent un rôle fondamental dans la création des conditions propices à la vie telle que nous la connaissons. Comprendre le rôle des étoiles est essentiel pour approfondir notre connaissance de l'univers et de son évolution.Évolution chimique des étoiles : de l'hydrogène à la métallicitéAu début de sa vie, une étoile est majoritairement composée d’hydrogène et d’hélium, mais les réactions de fusion font évoluer sa composition chimique, et en particulier sa métallicité. Il s’agit de la quantité Z des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile, ou plus exactement celle déterminée à sa surface. Le Soleil possède une métallicité de 0,02, soit 2 % de la masse du Soleil. Ces « métaux » sont principalement du carbone, de l’oxygène, de l’azote et du fer.Lorsque le cœur de l'étoile atteint une température de l'ordre de 7 à 8 millions de degrés, la température est assez élevée pour que les noyaux d'hydrogène fusionnent pour donner essentiellement de l'hélium 4He, mais aussi du deutérium 2H, suivant une réaction de fusion dite du cycle proton-proton. Si la température dépasse 18 millions de degrés, une autre chaîne de réactions devient prédominante : le cycle CNO (carbone-azote-oxygène). Dans le Soleil, 2,5 % de l'énergie est générée par ce cycle découvert par Hans Bethe et Carl Friedrich von Weizsäcker.Les Pléiades sont un amas ouvert d'étoiles se situant dans la constellation du Taureau. Ces étoiles partagent un mouvement commun à travers l'espace dans la Voie lactée. © CnesDes systèmes solaires multiples, complexes et binairesIl existe ce qu’on appelle des systèmes binaires et même multiples, formés de deux ou plusieurs étoiles gravitationnellement liées et qui se déplacent généralement l’une autour de l'autre sur des orbites stables. Quand deux de ces étoiles ont une orbite relativement proche, leur interaction gravitationnelle peut avoir un impact significatif sur leur évolution. Les étoiles peuvent faire partie d'une structure gravitationnellement liée beaucoup plus large, comme les amas ouverts, les amas globulaires et bien sûr les galaxies. Notre Voie lactée contiendrait environ 200 à 300 milliards d’étoiles selon les estimations des astronomes.La plupart des étoiles ont un âge compris entre un et dix milliards d'années. L’une des plus anciennes étoiles découvertes est l’étoile de Caffau, dont l’âge serait supérieur à 13 milliards d’années. Plus une étoile est massive, plus elles brûlent rapidement son carburant nucléaire. Les étoiles les plus massives vivent quelques millions d'années, tandis que des étoiles comme les naines rouges brûlent leur carburant très lentement et durent des dizaines, voire des centaines de milliards d'années.L'une des étoiles les plus massives connues est Eta Carinae, dont la masse est estimée entre 100 et 150 fois celle du Soleil. Une étude de l'amas ouvert des Arches suggère que la valeur de 150 masses solaires constitue la limite supérieure pour les étoiles dans l'ère actuelle de l'univers. La raison de cette limite proviendrait en partie de la limite d’Eddington, qui définit la luminosité maximale au-delà de laquelle une étoile est soufflée dans l’espace à cause de son propre rayonnement. Toutefois, les premières étoiles qui se sont formées après le Big Bang étaient probablement plus massives, jusqu'à 300 masses solaires ou plus, en raison de l'absence totale d’éléments plus lourds que le lithium dans leur composition.La naissance des étoiles et ses mystèresGrâce à une multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine, Jean-Pierre Luminet et Hubert Reeves répondent à vos questions sur le site du projet Du Big Bang au vivant. © Dubigbangauvivant, ECP Productions, YouTubeLes grandes lignes de la formation des étoiles sont connues, mais lorsqu’on cherche à entrer dans les détails, les mystères s’accumulent. On sait que pour que s’amorce la formation d’une étoile, il faut qu'apparaissent des fluctuations de densité de matière qui possèdent certaines caractéristiques. Ainsi, un nuage de poussières et de molécules doit avoir, pour s’effondrer, une masse supérieure à ce que l’on appelle la masse de Jeans. Celle-ci dépend de la densité et de la température du nuage. S'il est trop chaud ou trop peu dense, la contraction gravitationnelle aboutissant à une étoile n’est pas possible. Bien souvent, lorsqu’un nuage se condense, il se fragmente en zones plus denses et plus chaudes, et c’est ainsi que des centaines d’étoiles peuvent se former presque simultanément à partir d’un seul nuage moléculaire.Ces nuages sont très froids, avec des températures de l’ordre de 10 K. Ils peuvent contenir jusqu’à un million de masses solaires et atteindre une taille de l’ordre de 150 années-lumière environ. Ils rayonnent peu, et surtout sont opaques à la lumière visible… mais pas à la lumière infrarouge.La vie et la mort des étoilesExtrait du documentaire Du Big Bang au vivant (ECP Productions, 2010). Jean-Pierre Luminet aborde notamment l'évolution des étoiles de type solaire et leur transformation en géantes rouges puis en naines blanches. © Jean-Pierre Luminet, ECP Production, YouTubeLes étoiles dont la masse est environ huit à dix fois inférieure à celle du Soleil finiront leur vie sous forme de naine blanche, et finalement de naine noire lorsqu’elles n’émettront plus de lumière (l’univers est encore trop jeune pour cela). Une naine blanche est un astre incroyablement dense ne dépassant pas 1,44 fois la masse du Soleil. Elle est le résidu d'une étoile modeste qui a épuisé son carburant nucléaire et éjecté ses couches supérieures sous forme de nébuleuse planétaire. Une naine blanche de la masse du Soleil possède un rayon de 7.000 km, et un centimètre cube de sa matière (dite dégénérée et dominée par des effets quantiques et relativistes) pèse alors une tonne !Se refroidissant très lentement, cet astre est plutôt inerte, mais lorsqu’il fait partie d’un système binaire, vient un moment où il arrache du gaz à l’étoile voisine. Un disque d’accrétion se forme alors. Du gaz tombe sur la naine blanche et fait augmenter sa masse jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Une explosion se produit alors, soufflant la naine blanche. C'est l'origine d'au moins une partie des supernovae que l'on appelle des SN Ia. Ces supernovae sont utilisées pour étudier l'expansion accélérée de l'univers et l'énergie noire.Extrait du documentaire Du Big Bang au vivant (ECP Productions, 2010). Jean-Pierre Luminet évoque l'évolution des étoiles massives qui finiront leur vie en explosant sous forme de supernova et donneront des cadavres stellaires, comme les étoiles à neutrons ou même un trou noir. © Jean-Pierre Luminet, ECP Productions, YouTubeLes étoiles plus massives, dépassant les dix masses solaires, exploseront en donnant des supernovae SN II, laissant comme cadavres stellaires des étoiles à neutrons et parfois des trous noirs. Avant cela, elles auront le temps de synthétiser des éléments plus lourds que le carbone en allant jusqu’au fer avec des réactions thermonucléaires de plus en plus complexes. Il faut pour cela qu’une de ces étoiles dépasse en son cœur la température de trois milliards de kelvins à un moment de sa vie. La « combustion » du carbone en néon, sodium et magnésium, puis celle du néon en oxygène et enfin celle de l'oxygène en silicium, sont alors possibles. Les « cendres » de chacune de ces réactions s'accumulent au centre de l'étoile pour servir de carburant à la combustion suivante, de sorte que l'étoile finit par avoir une structure en pelure d'oignon avec un cœur de fer et une enveloppe d'hydrogène. 

Étoile

702_omega-du-centaure

Juin 2003Mont [popupdefinition id=20076]Cosmos[/popupdefinition] dans la Beauce au Qu&eacute;becFait en piggybackmonture HEQ6 cam&eacute;ra Canon [popupdefinition id=8690]&Eacute;lan[/popupdefinition] 7 [popupdefinition id=7665]lentille[/popupdefinition]Sigma pro. 200mm F/2.8 pose de 5mn.Sans guidageFilm 1600 Konika Santuria&copy;Copyright - Fernand LAPLANTE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.geocities.com/laplantefernand/

NGC 7000 Nébuleuse America

Le mot lentille peut désigner la lentille correctrice (lentille de contact) ou la légumineuse (détaillée ci-dessous).Saison de la lentilleLa lentille se récolte au mois d'août, mais se conserve sèche tout au long de l'année. Elle peut donc se consommer en toute saison. Ce légume se conserve particulièrement bien lorsqu’il est à l’abri de l’humidité et de la lumière, dans un récipient. C’est une plante qui se cultive facilement dans le jardin. Qualités nutritionnelles de la lentilleLégumineuse légère (89 kilocalories pour 100 grammes), riche en glucides complexes et championne des apports en minéraux divers (et en fer), elle rassasie en fournissant une belle quantité de protéines végétales. De plus, elle est pauvre en lipides et riche en fibres. La lentille fait partie des légumineuses ayant une petite taille. Les lentilles sont très appréciés par les végétariens en association avec des céréales. Variétés de lentillesDe la famille des Papilionacées, les lentilles se déclinent en quatre grandes variétés : 
la lentille verte, la plus répandue ;
la lentille blonde, un peu plus grosse mais moins goûteuse ;
la lentille rouge ou lentillon ;
la lentille corail au goût subtil.
Choisir les lentillesVerte, blonde, rouge ou corail, préférez-les bien lisses, intactes et d'une couleur attrayante et brillante. Privilégiez les graines de taille uniforme, ce qui en facilitera la cuisson. On peut aussi consommer les lentilles germées.Les lentilles en FranceEn France, la production des lentilles se développe régulièrement, ces graines sont cultivées principalement dans le Centre, la Champagne-Ardenne et les Pays de la Loire. Cependant, la quantité de lentilles produite n’est pas suffisante pour les besoins de consommation, la France importe une grande quantité, principalement les lentilles blondes et celles qui sont destinées à être mise en conserve. Cuisiner les lentillesLa durée de cuisson des lentilles varie en fonction de la variété choisie, ces graines accompagnent les volailles et les viandes blanches. Pour les lentilles vertes et blondes, démarrez la cuisson à l’eau froide et ajoutez le sel ou le bouillon seulement 10 minutes avant la fin de la cuisson pour que le temps de cuisson soit plus court (environ 30 à 40 minutes). Si vous voulez donner du goût à vos recettes, ajoutez à l’eau de cuisson un oignon, des plantes aromatiques comme le thym ou le laurier et des carottes.Préparer des lentilles corail est différent, commencez par les rincer à l’eau pour éliminer la poussière. Ensuite, versez les lentilles corail dans l’eau froide pour la cuisson et laissez cuire pendant environ 10 minutes à feu doux avec un couvercle. Ajoutez le sel uniquement à la fin de la cuisson. Les lentilles corail sont parfaites pour vos recettes de soupes puisqu’elles se transforment facilement en purée. Il existe une multitude de recettes à base de lentilles, vous pouvez les consommer en soupe, en salade ou pour agrémenter vos plats. 

Lentille

Cette plante annuelle offre de magnifiques fleurs aux couleurs variées en fonction des espèces et variétés, de juin à novembre. Son feuillage vaporeux porte des fleurs légères qui s’animent avec le vent. À fleurs doubles ou simples, à semer ou à planter, les cosmos sont faciles à cultiver et demandent très peu de soins. Vous en profiterez aussi bien au jardin que dans un bouquet.AppellationsLe cosmos fait partie de la famille des Astéracées (Asteraceae).Description botanique du cosmosLes cosmos sont des plantes annuelles, souvent sur le rythme des plantes vivaces car ils se ressèment spontanément d’une année sur l’autre. Le feuillage est très fin et découpé, de couleur verte et les fleurs peuvent être simples, semi-doubles ou doubles, de couleur unie ou bicolore dans des tons lumineux ou tendre. Rose, jaune, pourpre, blanc et bien d’autres couleurs se comptent parmi les cosmos. Les hauteurs des variétés qui varient de 30 centimètres pour les nains à 1,80 mètre pour les géants permettent de créer des paliers floraux dans les massifs et de mixer les variétés pour donner du relief aussi bien à un pot qu’un parterre fleuri. Voici quelques espèces les plus cultivées :Cosmos sulphureus : aux petites fleurs de couleur jaune-orangé ;Cosmos atrosanguineus ou cosmos ‘Chocolat’ : il a la particularité d’avoir une couleur et une odeur de chocolat ;Cosmos bipinnatus (cosmos bipennés) : aux grandes fleurs de couleurs multiples.Cosmos sulphureus à fleurs doubles. © Nick Taurus, Adobe StockOrigines du cosmosLes cosmos sont originaires du Mexique et du sud des États-Unis.Exigences culturales du cosmosLes cosmos se sèment sur un emplacement ensoleillé et dans un sol bien drainé, de mars à avril. Pour le semis, placez les graines à un centimètre de profondeur et conservez la terrine ou le pot dans une pièce abritée, à 20 °C. Maintenez la terre humide. Lorsque les jeunes plants font 10 centimètres, repiquez-les dans des godets que vous ne sortirez qu’une fois les dernières gelées de mai passées. Pour réaliser un semis directement dans le jardin, faites-le à partir du mois de mai. Pour la plantation, attendez la fin des gelées printanières et opérez d’avril à juin, suivant les régions. Espacez chaque pied de 40 centimètres pour les cosmos géants et de 20 centimètres pour les nains. Si vous plantez un cosmos dans un pot, surveillez bien la fréquence des arrosages. Surveillez les jeunes plants car les escargots et les limaces viennent souvent les visiter. N’oubliez pas de tuteurer les cosmos à hautes tiges car elles risqueraient de plier sous la force du vent. Paillez le pied des cosmos afin de conserver l’humidité si appréciée. Pincez régulièrement l’extrémité des tiges pour favoriser la densification des tiges. Par temps sec, arrosez les pieds. Supprimez régulièrement les fleurs fanées pour conserver une floraison abondante.Bloc "Le saviez-vous ?"Utilisation du cosmosUtilisez les cosmos en arrière-plan d’un grand bac pour fleurir et apporter de la hauteur. Que ce soit les cosmos sulphureus ou bipinnatus, cultivez-les dans un massif de vivaces ou bien en bordure pour délimiter des espaces. Composez un bouquet romantique ou champêtre avec des cosmos, des roses et de dahlias. Cultivez les couleurs traditionnelles : rose avec ‘Candy Strip’ ou ’Apollo Rose’ et blanche comme ‘Sonata White’ ou ‘Pureté’. Osez aussi les couleurs originales comme le rouge vif avec la variété ‘Rubenza’, pourpre avec ‘Éclipse’ ou jaune paille avec ‘Xanthos’. Très florifères, les cosmos sont très visités par les insectes pollinisateurs. Semez donc une prairie fleurie pour sauvegarder la biodiversité.

Cosmos

Élan (Linnaeus 1758) - Alces alces
Ordre : ArtiodactylaFamille : CervidaeSous-famille : CapreolinaeGenre : AlcesTaille : 1,80 à 2,50 m (hauteur au garrot 2,00 m – envergure des bois 1,60 m)Poids : 350 à 700 kgLongévité : 15 à 20 ans
Statut de conservation UICN : LC préoccupation mineure
Description de l’élan
L'élan ou orignal est le plus grand représentant de la famille des cervidés. Son corps est haut perché sur des pattes longues et fines, terminées par des sabots larges et palmés qui l'empêchent de s'enfoncer dans la vase, la neige et les tourbières. Ses membres lui permettent de se déplacer aisément dans l'eau et de franchir les abattis ou les ronciers. Le mâle est deux fois plus lourd que la femelle et hormis ses impressionnants bois plats et palmés, il s'en distingue par une sorte de poche de peau pendant sous le cou, que l'on appelle barbe ou cloche. Sa tête est allongée et son museau large est pourvu d'une lèvre supérieure charnue. Il arbore une bosse graisseuse entre les épaules. Le pelage estival présente toutes les tonalités de brun, parfois très sombre, tandis que le poil d'hiver est plus grisâtre. La partie ventrale et les pattes sont grisées.
Élan mâle. © United States Federal Government - domaine public
Habitat de l’élan
L'élan occupe la forêt boréale ou mixte et la toundra de l'hémisphère nord, aussi bien en Europe, qu'en Asie, qu'au Canada et en Alaska. Il fréquente également les rives des lacs et des cours d'eau, ainsi que les marécages où il trouve une partie de sa nourriture en été. Les forêts jeunes lui procurent une nourriture plus abondante et un meilleur abri contre le vent et le froid.
Comportement de l’élan
L'élan est un animal solitaire plutôt placide en règle générale, mais il peut devenir dangereux en période de rut. Il est capable de charger sans prévenir et a déjà été observé en plongée, en train de vouloir renverser des canoës en les soulevant à l'aide de ses bois. De même, après les mises bas, les femelles ne laissent personne approcher leur progéniture à moins de 25 mètres. Il est actif tôt le matin et en fin de journée avant la tombée de la nuit. Malgré sa masse et l'envergure de ses bois, c'est un animal discret qui évolue sur un territoire d'une dizaine d'hectares. Il peut atteindre 55 km/h à la course et franchir de larges cours d'eau à la nage. Des petits groupes peuvent se former en hiver pour être plus forts face aux prédateurs que sont les loups.
Élan femelle. © Derek Ramsey - GNU FDL Version 1.2
Reproduction de l’élan
La période de reproduction a lieu en automne durant les mois de septembre et d'octobre, et c'est la femelle qui choisit le mâle en l'attirant par ses cris. La période de gestation dure environ huit mois et la femelle met bas un seul petit en général. Celui-ci sera écarté à la naissance suivante. L'animal atteint sa maturité sexuelle entre 1 et 2 ans.
Élan femelle et son petit. © Oliver Abels - GNU FDL Version 1.2
Régime alimentaire de l’élan
L'élan se nourrit de végétaux divers : herbes, plantes aquatiques qu'il peut brouter en maintenant la tête sous l'eau, jeunes branches, feuilles et écorces. Il peut compléter ses menus par des champignons, de la mousse et du lichen. Il trouve plus facilement sa nourriture sur les buissons et les jeunes arbres qui sont à sa hauteur et profite des zones où les castors ont recépé (couper près du sol) les arbres. Les rejets qui croissent à ces endroits sont plus vigoureux et contiennent davantage d'éléments nutritifs.
Élan femelle. © Daniel Mayer - GNU FDL Version 1.2
Menaces sur l’élan
L'élan, dont il existe sept sous-espèces, ne fait pas l'objet d'un statut de menace. Bien que règlementée, sa chasse est autorisée. Champ lexical : alces alces | orignal

Élan

703_ngc-7000-nebuleuse-america

21 Octobre 2004Cam&eacute;ra SBIG ST7 sur C 14 r&eacute;duc 6,3Addition de 69 images de 20 secondes de pose obtenues sans guidage&copy;Copyright - Marcel BESNIER. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/besnier.m/

704_ngc-7479

Lieu : Languidic (Morbihan)Date : Janvier 2004Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300D et T&eacute;l&eacute;objectif russe Maksutov rubinar 500/5.6Compositage de 4 images avec filtre orange (pose 5 min en 800 iso) et de 3 images sansfiltre (pose 6 min en 400 iso)Les 4 premi&egrave;res ont &eacute;t&eacute; moyenn&eacute;es 2 &agrave; 2 puis le r&eacute;sultat additionn&eacute; au 3 suivantes sous Photoshop.L'int&eacute;r&ecirc;t des prises de vue avec filtre orange est de compenser le manque de sensibilit&eacute; du [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition] dans le rouge.&copy;Copyright - Matthieu THUILLIER. Tousdroits r&eacute;serv&eacute;s.Contacter l'auteur :thuillier.matthieu@wanadoo.fr

M42 La Nébuleuse d'Orion

705_m42-la-nebuleuse-d-orion

Lieu : Languidic (Morbihan)Date : Janvier 2004Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300D et objectif 200mm f/d 4 provenant d'un appareil moyen formatCompositage de 4 images avec filtre orange et de 4 images sans filtre (pose 5 minchacune en 800 iso)Les images ont &eacute;t&eacute; moyenn&eacute;es 2 &agrave; 2 puis additionn&eacute;es - masque flou afin de soustraire le fond du cielTraitement sous Photoshop&copy;Copyright - Matthieu THUILLIER. Tousdroits r&eacute;serv&eacute;s.Contacter l'auteur :thuillier.matthieu@wanadoo.fr

M42 La Nébuleuse d'Orion et IC 432

706_m42-la-nebuleuse-d-orion-et-ic-432

D&eacute;cembre 2003Lieu : Languidic Morbihan)Maksutov rubinar 5 00/5.6Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300D2 X 5 min de pose en 800 iso&copy;Copyright - Matthieu THUILLIER. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;s.Contacter l'auteur : thuillier.matthieu@wanadoo.fr

M45 Les Pléiades

707_m45-les-pleiades

Octobre 2004 pr&egrave;s de Gen&egrave;ve[popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] 200/1000 monture HEQ5Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d7 poses de 4'&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

NGC 6888

764_ngc-6888

17 Septembre 2004 au col de la Faucille[popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] 200/1000Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d4 poses de 4' &agrave; 800 iso&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

Une partie des Dentelles du Cygne

765_une-partie-des-dentelles-du-cygne

D&eacute;cembre 2004Cam&eacute;ra SBIG ST7 sur C 14 r&eacute;duc 6,3Addition de 50 images de 15 secondes de pose obtenues sans guidage&copy;Copyright - Marcel BESNIER. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/besnier.m/

NGC 1952 (M 1) - La nébuleuse du Crabe

837_ngc-1952--m-1----la-nebuleuse-du-crabe

05 Septembre 2004Photo prise &agrave; Grandfontaine (02330 Baulne en Brie)Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300 D sur Meade LX 50 de 203 mm - r&eacute;ducteur [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition] 6.3&copy;Copyright - Madjid MAMMAR. Tous droits r&eacute;serv&eacute;sPossibilit&eacute; de joindre l'auteur de cette photo :mammar@tiscali.fr

M27 (Nébuleuse  Dumbell)

838_m27--nebuleuse--dumbell-

19 D&eacute;cembre 2004Photo prise &agrave; Grandfontaine (02330 Baulne en Brie)Compositage [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition] de 14 images prises au Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300 D sur Meade LX 50 de 203 mm - r&eacute;ducteur [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition] 6.3&copy;Copyright - Madjid MAMMAR. Tous droits r&eacute;serv&eacute;sPossibilit&eacute; de joindre l'auteur de cette photo :mammar@tiscali.fr

La Grande Nébuleuse d'Orion (M42)

839_la-grande-nebuleuse-d-orion--m42-

07 D&eacute;cembre 2004 - Col de la FaucilleCanon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d16 poses de 3'[popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] 200/1000&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

Ic 5146

840_ic-5146

11 D&eacute;cembre 2004 - Col de la FaucilleCanon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d2 poses de 12'[popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] 200/1000&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

Ic 434

842_ic-434

11 D&eacute;cembre 2004 - Col de la FaucilleCanon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d5 poses de 5'[popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] 200/1000&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

843_m33

11 D&eacute;cembre 2004 - Col de la FaucilleCanon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d20 poses de 5'Lunette 80/400&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

Nébuleuse California

844_nebuleuse-california

05 F&eacute;vrier 2005Image [popupdefinition id=4126]couleur[/popupdefinition] du c&eacute;l&egrave;bre trio de [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition] situ&eacute;e dans la [popupdefinition id=5078]constellation du Lion[/popupdefinition]. Elle a&eacute;t&eacute; r&eacute;alis&eacute;e dans la nuit du 5 au 6 f&eacute;vrier 2005 par [popupdefinition id=5208]nouvellelune[/popupdefinition] dans le Quercy.Lunette Takahashi Sky90 (90 mm) &agrave; 400 mm de [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition] soit F/D 4,45Monture Losmandy G11 G&eacute;mini 3[popupdefinition id=20774]CCD[/popupdefinition] SBIG ST-7XME avec tourelle de filtre SBIG CFW-8Autoguidage avec la CCD 2&egrave;me [popupdefinition id=8460]capteur[/popupdefinition]Image LRGB (135:30:30:30)Acquisition avec MaximDL 4.07[popupdefinition id=2510]Luminance[/popupdefinition] 27 poses de 5 mn soit 2 heures15 minutes en bining 1x1Couleur : 6 poses de 5 mn soit 30 minutes en bining 2x2 pour chaque filtre R, G et BTemp&eacute;rature du capteur : -35&deg;Pr&eacute;traitement Dark, Flat avec MaximDLAddition avec MaximDLTraitement couche luminance DDP avec MaximDL et renforcement avec CCDopsAssemblage RGB et balance des couleurs aimablement effectu&eacute;s par Florent Poiget avec Prism5Assemblage LRGB avec PhotoshopAjustement niveaux avec Photoshop&copy;Copyright - Dominique MOINEAU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/dominique.moineau/