Cette image acquise dans le domaine [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] montre le disque de poussi&egrave;re qui entoure l'[popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] proche HR 4796A, distante d'environ 237 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] en direction de la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] australe du Centaure.Elle fut l'une des toutes premi&egrave;res images produites par l'instrument Sphere, peu apr&egrave;s son installation sur le Tr&egrave;s Grand [popupdefinition id=971]T&eacute;lescope[/popupdefinition] ([popupdefinition id=2147]VLT[/popupdefinition]) de l'Eso, en mai 2014. Cette image t&eacute;moigne de la formidable capacit&eacute; de l'instrument &agrave; r&eacute;duire l'&eacute;clat de l'&eacute;toile tr&egrave;s brillante. Un atout essentiel pour d&eacute;tecter et &eacute;tudier des [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition] dans un proche avenir.&copy; Eso, J.-L. Beuzit, Sphere Consortium

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Un disque de poussière autour de l'étoile HR 4796A

Instrument d'observation dont l'objectif est constitué par un miroir.

Télescope

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

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

VLT (Very Large Telescope) - VLTI (Very Large Telescope Interferometer)
En 1993, l'ESO lance le projet VLT (Very Large Telescope) et décide de l'installer sur le site de Cerro Paranal, dans les Andes Chiliennes, où le climat est particulièrement favorable aux observations astronomiques. Il s'agit d'un ensemble de 4 télescopes (optique et infrarouge) de 8,20 m (1998 (Antu), 1999 (Kueyen), 2000 (Melipal) et 2001 pour Yepun.) disposés dans une configuration en forme de trapèze et de 4 télescopes auxiliaires (AT) de 1.80 m. dont l'installation sera terminée fin 2006. Ces petits télescopes de 1,8 m sont capables de se déplacer le long de voies ferrées de façon à former, lorsque les huit instruments du VLT seront en activité, un interféromètre équivalant à un télescope optique de 200 m.Champ lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope Interferometer

On qualifie de rayonnement infrarouge (IR), un rayonnement électromagnétique de même nature que la lumière visible. Toutefois ses longueurs d’onde sont trop grandes pour être perceptibles par l’œil humain. Comprises entre 700 nm et 1 mm, elles sont supérieures à celles de la lumière visible et inférieures à celles du domaine submillimétrique (micro-ondes).L’existence d’un rayonnement infrarouge a été mise en évidence en 1800 par William Herschel, un astronome anglais. Faisant voyager un thermomètre dans le spectre lumineux obtenu par un prisme de verre, il découvrit du côté du rouge, au-delà de la limite de la lumière visible, une chaleur marquée. Lorsque les rayons infrarouges frappent par exemple la peau, atomes et molécules se mettent en mouvement. Il y a libération d’énergie. Une énergie que nous ressentons comme de la chaleur.La thermographie infrarouge permet de visualiser la température des objets et dans le cas présent, les déperditions de chaleur d’une maison. © smuki, FotoliaSources et caractéristiques du rayonnement infrarougeAinsi, tous les corps chauds — c’est-à-dire tous les corps dont la température excède le 0 K — émettent un rayonnement IR. Il faut y inclure les êtres humains et les animaux qui nous entourent, mais aussi les ampoules à incandescence et même les LED. Parmi les sources d’infrarouges les plus communes, on peut aussi citer les télécommandes. Le rayonnement infrarouge est également utilisé pour contrôler l’authenticité des billets de banque. Certaines technologies comme les lasers — employés pour graver, souder, découper ou même mesurer des distances — peuvent émettre un rayonnement IR intense qui devient dangereux pour nos yeux ou notre peau. Les infrarouges en effet peuvent brûler. Contrairement aux ultraviolets, ils ne sont pas cancérogènes.Notez enfin que le spectre du rayonnement infrarouge peut être divisé en trois grandes bandes dont les limites de découpages peuvent varier qu’il soit question d’optique, de photobiologie ou d’astronomie. Les astronomes, par exemple, découpent ainsi le spectre :
Infrarouge proche, de 700 à 1.000 jusqu’à environ 2.500 nm ;
Infrarouge moyen, de 2.500 jusqu’à 25.000 à 40.000 nm ;
Et celle de l’infrarouge lointain, de 25.000 à 40.000 nm jusqu’à 0,2 à 0,35 mm.

Infrarouge

Dessin d'étoiles aléatoire dans le ciel nocturne produit par des alignements d'étoiles de différentes luminosités, et située à des distances différentes. Il y a 88 constellations - 48 étaient connues des anciens Grecs, et les 40 autres ont été ajoutées après 1600.
Ensemble de petits satellites placés à seulement quelques centaines de kilomètres de hauteur.
Le Constellation est aussi un avion de transport quadrimoteur américain construit par Lockheed de 1943 à 1958.

Constellation

Une exoplanète, aussi connue sous le nom de planète extrasolaire, est une planète ne tourne pas autour du Soleil mais qui orbite autour d'une étoile en dehors de notre Système solaire. Le préfixe exo signifie « extérieur », donc une exoplanète est essentiellement une planète extérieure à notre propre Système solaire. HistoriqueL'idée que des planètes puissent exister en dehors de notre système solaire remonte à l'Antiquité. Les philosophes grecs comme Épicure et Démocrite ont suggéré l'existence d'autres mondes, mais ce n'est qu'avec l'avènement de la théorie héliocentrique au XVIe siècle que l'idée a commencé à prendre de l'ampleur. En effet, en plaçant le Soleil au centre du système solaire, l'héliocentrisme a ouvert la voie à la possibilité que d'autres étoiles puissent également avoir des planètes en orbite autour d'elles.La première exoplanète a été découverte en 1992 par Aleksander Wolszczan et Dale Frail. Ils ont détecté deux planètes orbitant autour d'un pulsar, connu sous le nom de PSR B1257+12. Cependant, la première exoplanète orbitant autour d'une étoile de type solaire (51 Pegasi b) a été découverte en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz à l'Observatoire de Haute-Provence. Aujourd'hui, quelques 5 307 exoplanètes ont été confirmées, et ce nombre va continuer d'augmenter parallèlement aux progrès de la technologie et des méthodes de détection. L'exoplanète la plus proche de nous est Proxima Centauri b, qui orbite autour de l'étoile la plus proche de notre Système solaire, Proxima Centauri. Elle se trouve à environ 4,2 années-lumière de nous.Outils et méthodes de détection des exoplanètesPourquoi la détection est-elle difficile ?La détection d'une exoplanète est une tâche complexe en raison de plusieurs facteurs. D'une part, les exoplanètes sont souvent situées à des distances astronomiques de la Terre. Les instruments doivent être extrêmement sensibles pour détecter des variations subtiles dans la lumière provenant de l'étoile. Comme les exoplanètes orbitent autour d'étoiles, la lumière émise par ces étoiles rend difficile la détection de planètes beaucoup plus petites et moins lumineuses en comparaison. Le contraste entre la luminosité de l'étoile et celle de l'exoplanète est très élevé. Les étoiles sont beaucoup plus brillantes que les planètes qui les entourent, ce qui complique la séparation visuelle. D'autre part, la détection directe d'une exoplanète nécessite souvent que son orbite soit orientée de telle manière que la planète passe devant son étoile depuis la perspective de la Terre, ce qui n'est pas toujours le cas.La question des exoplanètes est très ancienne dans l’astronomie. Leur existence est pour la première fois attestée de façon indirecte dans les années 1990. Futura a rencontré Jean-Pierre Luminet, astrophysicien de renom, afin qu’il nous parle plus en détail de ce passionnant sujet. © FuturaLes outils pour détecter les exoplanètesPour toutes les raisons précédemment citées ci-dessus, la plupart des exoplanètes sont détectées par des méthodes indirectes. Les outils utilisés pour détecter les exoplanètes comprennent des télescopes spatiaux comme Kepler et Tess de la Nasa, ainsi que des télescopes terrestres comme le Very Large Telescope de l'ESO.Kepler : lancé en 2009 par la Nasa, Kepler a été conçu pour détecter des exoplanètes en utilisant la méthode du transit. Il a découvert plus de 2 600 exoplanètes confirmées à ce jour, dont certaines sont de la taille de la Terre et situées dans la zone habitable de leur système.Tess (Transiting Exoplanet Survey Satellite) : lancé en 2018 par la Nasa, Tess a été conçu pour détecter des exoplanètes en utilisant la méthode du transit. Il a déjà découvert plus de 100 exoplanètes confirmées, ainsi que des milliers de candidats potentiels.VLT (Very Large Telescope) : situé au Chili et exploité par l'Observatoire européen austral (ESO), le VLT est un télescope terrestre composé de quatre télescopes de 8,2 mètres de diamètre chacun. Le VLT a contribué à la découverte de nombreuses exoplanètes en utilisant la méthode de la vitesse radiale.Hubble : lancé en 1990 par la Nasa, le télescope spatial Hubble a contribué à la découverte de plusieurs exoplanètes. Il a été utilisé pour étudier les atmosphères de nombreuses autres exoplanètes, en détectant des éléments tels que l'eau, le méthane, le dioxyde de carbone et même des signes possibles de nuages et de brume. En 2018, Hubble a découvert une exoplanète de la taille de Neptune en orbite autour d'une étoile naine blanche, ce qui était une première.Les méthodes de détection des exoplanètesLes exoplanètes sont généralement détectées de deux manières principales : la méthode du transit et la méthode de la vitesse radiale.La méthode du transit consiste à observer une légère baisse de la luminosité d'une étoile lorsqu'une planète passe devant elle. Lorsqu'une planète transite devant son étoile hôte, elle bloque une petite quantité de lumière de l'étoile. En mesurant cette baisse de luminosité, les astronomes peuvent déterminer la taille de la planète et son orbite.La méthode de la vitesse radiale, quant à elle, consiste à mesurer les légers mouvements d'une étoile causés par la gravité d'une planète en orbite. Lorsqu'une planète orbite autour d'une étoile, elle exerce une légère force gravitationnelle sur l'étoile, ce qui fait que l'étoile se déplace légèrement d'avant en arrière. En mesurant ces mouvements, les astronomes peuvent déterminer la présence d'une planète, sa masse et son orbite.Une autre méthode de détection des exoplanètes utilise l'interférométrie pour combiner les signaux lumineux de plusieurs télescopes. Cette méthode interférométrique permet d'obtenir une résolution angulaire très élevée, ce qui permet de séparer la lumière de l'étoile hôte de la lumière réfléchie par la planète. La méthode interférométrique est particulièrement utile pour détecter les exoplanètes qui sont plus éloignées de leur étoile hôte que celles détectées par les méthodes de la vitesse radiale et du transit. Elle est également utilisée pour étudier les propriétés atmosphériques des exoplanètes en analysant la lumière réfléchie par leur atmosphère. Une vue d'artiste d'une exoplanète en transit devant son étoile. © Nasa, Esa, G.BaconTypes d'exoplanètesIl existe plusieurs types d'exoplanètes, qui sont classées en fonction de leur masse, de leur taille, de leur composition et de leur distance par rapport à leur étoile hôte. Voici quelques-uns des types d'exoplanètes les plus courants :les planètes telluriques sont des planètes rocheuses, similaires à la Terre, Mercure, Vénus et Mars dans notre Système solaire. Elles ont une masse et une taille similaires à celles de la Terre et sont principalement composées de roches et de métaux ;les super-Terres sont des planètes rocheuses plus massives que la Terre, mais moins massives que les géantes gazeuses. Elles ont une masse comprise entre 1 et 10 fois celle de la Terre et sont probablement composées de roches, de métaux et de glace ;les mini-Neptunes sont des planètes gazeuses plus petites que Neptune, mais plus massives que les super-Terres. Elles ont une masse comprise entre 10 et 50 fois celle de la Terre et sont probablement composées d'hydrogène, d'hélium et de glace ;les géantes gazeuses sont des planètes massives composées principalement d'hydrogène et d'hélium, similaires à Jupiter et Saturne dans notre Système solaire. Elles ont une masse comprise entre 50 et plusieurs milliers de fois celle de la Terre ;les géantes de glace sont des planètes massives composées principalement de glace, de roches et de gaz, similaires à Uranus et Neptune dans notre système solaire. Elles ont une masse comprise entre 10 et 50 fois celle de la Terre ;les planètes océans sont des planètes recouvertes entièrement d'eau, avec une épaisse couche de glace à la surface. Elles peuvent avoir une masse similaire à celle de la Terre ou être plus massives ;les planètes errantes sont des planètes qui ne sont pas en orbite autour d'une étoile, mais qui voyagent librement dans l'espace interstellaire. Elles peuvent avoir une masse similaire à celle des planètes telluriques ou des géantes gazeuses.NomenclatureLes exoplanètes sont généralement nommées d'après leur étoile hôte suivie d'une lettre minuscule. Par exemple, la première exoplanète découverte autour de l'étoile 51 Pegasi a été nommée 51 Pegasi b. Si plusieurs planètes sont découvertes autour de la même étoile, elles sont nommées dans l'ordre de leur découverte, en utilisant les lettres c, d, e, etc.Quelques exoplanètes remarquablesVoici quelques exoplanètes remarquables avec leurs dates de découverte respectives :51 Pegasi b : découverte en 1995, il s'agit de la première exoplanète confirmée en orbite autour d'une étoile de type solaire.Gliese 581 c : découverte en 2007, cette exoplanète est considérée comme l'une des plus similaires à la Terre en termes de masse et de distance par rapport à son étoile hôte. Elle se trouve dans la zone habitable de son système, ce qui signifie qu'elle pourrait potentiellement abriter de l'eau liquide à sa surface.Kepler-22b : découverte en 2011, cette exoplanète est la première découverte par le télescope spatial Kepler à être située dans la zone habitable de son système. Elle est environ 2,4 fois plus grande que la Terre et orbite autour d'une étoile similaire au Soleil.Trappist-1 : découverte en 2016, il s'agit d'un système d'au moins sept exoplanètes de la taille de la Terre en orbite autour d'une naine rouge. Trois de ces planètes se trouvent dans la zone habitable du système, ce qui les rend potentiellement habitables.Proxima Centauri b : découverte en 2016, Proxima Centauri b orbite autour de l'étoile la plus proche de notre Système solaire, Proxima Centauri et se trouve à environ 4,2 années-lumière de nous. Elle se situe dans la zone habitable de son système et pourrait potentiellement abriter de l'eau liquide à sa surface. Tess-1b : découverte en 2018, il s'agit de la première exoplanète découverte par le télescope spatial Tess. Elle est environ 1,3 fois plus grande que Jupiter et orbite très près de son étoile hôte, ce qui la rend très chaude.Quelques jalons importants dans l'histoire des exoplanètes1992 : découverte des premières exoplanètes autour d'un pulsar (PSR B1257+12) par Aleksander Wolszczan et Dale Frail ;1995 : découverte de la première exoplanète autour d'une étoile de type solaire (51 Pegasi b) par Michel Mayor et Didier Queloz ;2009 : lancement du télescope spatial Kepler de la Nasa, qui a découvert plus de 2 600 exoplanètes ;2018 : lancement du télescope spatial Tess de la Nasa, qui succède à Kepler pour la recherche d'exoplanètes ;2021 : confirmation de l'existence de l'exoplanète la plus similaire à la Terre à ce jour en termes de taille et de température (TOI 700 d).

Exoplanète

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L'instrument Sphere, qui &eacute;quipe depuis peu le Tr&egrave;s Grand [popupdefinition id=971]T&eacute;lescope[/popupdefinition] de l'Eso&nbsp;([popupdefinition id=2147]VLT[/popupdefinition]), a &eacute;t&eacute; utilis&eacute; pour confirmer la pr&eacute;sence suppos&eacute;e d'une [popupdefinition id=49]naine brune[/popupdefinition] en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour de l'&eacute;trange syst&egrave;me d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] doubles V471 Tauri. R&eacute;sultat : une image &agrave; la [popupdefinition id=18289]r&eacute;solution[/popupdefinition] incomparable de cet &eacute;tonnant syst&egrave;me...&nbsp;mais pas de naine brune. Cette surprenante absence questionne la validit&eacute; de la th&eacute;orie cens&eacute;e rendre compte du curieux comportement de V471 Tauri.&copy; Eso, [popupdefinition id=16495]YouTube[/popupdefinition]http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/actu/d/exoplanetes-sphere-revele-enigme-naine-brune-manquante-v471-tauri-57266/

Sphere et la naine brune manquante de V471 Tauri

Le mot orbite vient du latin orbita qui était employé pour désigner la trace laissée par une roue. Il est utilisé aussi bien en astronomie qu’en anatomie, avec des sens très différents.L’orbite en astronomieCette photo, prise depuis la Station spatiale internationale, en orbite autour de la Terre, représente notre Planète bleue, gravitant elle-même sur une orbite parcourue en une année autour du Soleil, en arrière-plan. © Nasa's Marshall Space Flight Center, Flickr, cc by nc 2.0En astronomie, l’orbite désigne la trajectoire fermée suivie par un corps céleste autour d’un autre corps céleste de manière périodique, sous l’influence de la gravitation et de forces d’inertie. Cette orbite peut être circulaire, elliptique, parabolique ou hyperbolique.Le terme peut être employé pour décrire le mouvement d’une planète tournant autour d’une étoile, comme dans le cas de la Terre et du Soleil. Il est aussi employé lorsqu’il est question de la trajectoire d’un satellite naturel ou artificiel gravitant autour d’une planète, comme dans le cas de la Lune autour de la Terre. Dans le cas d’une orbite centrée sur notre Planète, on parle d’orbite géocentrique, une catégorie dans laquelle se placent aussi l’orbite géosynchrone et l’orbite géostationnaire, par exemple. Les comètes ou les astéroïdes décrivent aussi des orbites autour d’autres astres.Plusieurs paramètres peuvent être utiles à caractériser une orbite. Sa période ou son inclinaison. Son excentricité également. Lorsque celle-ci est nulle, la trajectoire de l’objet en orbite est circulaire.L’orbite en anatomieLe terme orbite est aussi bien employé en astronomie, qu’ici, en anatomie, pour désigner la cavité osseuse dans laquelle repose notamment le globe oculaire. © oka, Adobe StockEn anatomie, l’orbite correspond à la cavité osseuse dans laquelle reposent les yeux et leurs composants (globes oculaires, muscles oculomoteurs, nerf optique, vaisseaux sanguins, etc.). Elle se forme grâce aux prolongements de sept os crâniens. Sur l’avant, la base de l’orbite est large et ouverte, de quelque 40 sur 35 mm. Sur l’arrière, en moyenne 45 mm en profondeur, elle est plus étroite.En tant que cavité osseuse, l’orbite peut être affectée de divers troubles tels que des fractures, des inflammations ou même des tumeurs. La cellulite orbitaire, par exemple, peut se propager à l’orbite à partir des sinus. C’est une infection fréquente chez l’enfant. Elle se caractérise par des douleurs, des gonflements et des rougeurs, des troubles de la vision et de la fièvre, notamment. Elle se soigne par antibiotiques.

Orbite

La résolution est utilisée en informatique pour désigner la densité de pixels d’une image. Elle s’exprime en ppi (pixels per inch) ou ppp (pixels par pouce) lorsqu’il s’agit de l’affichage d’un écran et en dpi (dots per inch) ou PPP (points par pouce) pour le rendu d’une imprimante ou d’un scanner. Les unités françaises étant très proches (ppp pour les écrans et PPP pour les impressions), la confusion est courante.Ne pas confondre « résolution » et « définition »Plus la résolution d’une image est élevée et plus elle apparaîtra détaillée et précise. Mais l’œil humain est limité et perçoit les détails d’une image jusqu’à une résolution maximale qui dépend de la distance à laquelle il se situe du sujet. À 20 cm, la précision maximale de l’œil humain correspond à une résolution de 380 dpi. À 1 m, elle est de 76 dpi et à 10 m, elle descend à 7,6 dpi. En termes mathématiques, on estime que le pouvoir de résolution de la vision humaine est d’environ une minute d’arc. Depuis 2012, Apple crée des produits dont les écrans sont qualifiés de « Retina ». Cela fait référence au fait que la résolution angulaire de ces écrans est proche ou supérieure au pouvoir de résolution de la vision humaine. Depuis, d’autres constructeurs proposent des écrans à la résolution plus élevée, ce qui n’est pas toujours justifié dans la mesure où l’œil est incapable de distinguer la différence.On observe couramment un abus de langage du terme « résolution », qui est utilisé par les fabricants, les vendeurs et les développeurs dans l’expression « résolution d’affichage », exprimée en pixels (par exemple 1920x1080 pour la Full HD). Dans ce cas, c’est le mot « définition » qui devrait être utilisé, pour désigner une quantité totale de pixels. Certains logiciels de graphisme de la suite Adobe utilisent le terme « dimension » d’image, tandis que Microsoft le nomme « largeur de trame ». 

Résolution

Définition de Youtube : YouTube est un service en ligne d’hébergement et de diffusion de vidéos en streaming qui intègre des fonctionnalités sociales de partage et de commentaires des contenus. Il s’agit de l’un des sites Web les plus visités au monde. Histoire des vidéos YouTubeIl a été créé en 2005 par trois salariés de PayPal : Chad Hurley, Steve Chen et Jawed Karim. L’année suivante, en octobre, Google fait l’acquisition de YouTube pour 1,65 milliard de dollars. Le service est financé par l’affichage publicitaire inséré dans les vidéos.YouTube compte plus d'un milliard d’utilisateurs. Le service est disponible dans 88 pays et 76 langues. Plus de la moitié du milliard d’heures de vidéos visionnées quotidiennement sont consultées sur des smartphones. La version française de YouTube a été lancée en juin 2007.YouTube est organisé en catégories thématiques avec un moteur de recherche qui permet de trouver un contenu via des mots-clés. Si l’essentiel des vidéos sont mises en lignes par des particuliers appelés « youtubeurs », le site a progressivement évolué en plateforme de divertissement généraliste et accueille de nombreuses chaînes officielles de médias traditionnels. Les chaînes YouTube les plus populaires et les partenaires officiels du site perçoivent un pourcentage des revenus publicitaires qu’ils contribuent à générer.Chaînes YouTube : les « youtubeurs » monétisent leur audienceCertaines des chaînes YouTube les plus populaires sont animées par des particuliers qui sont devenus de véritables célébrités. Il s’agit souvent de chaînes dédiées aux jeux vidéo, à la mode, à l’humour ou à la cuisine. La chaîne comptant le plus grand nombre d’abonnés est celle de Felix Kjellberg alias PewDiePie avec plus de 55 millions de personnes (chiffres de décembre 2016). Ses revenus annuels sont estimés à 15 millions de dollars.En 2015, YouTube a lancé un abonnement payant baptisé YouTube Red proposant aux abonnés l’accès aux vidéos sans publicités et la possibilité de les sauvegarder pour une consultation hors connexion. Avec l’avènement de la vidéo à la demande en streaming et le succès de services comme Netflix et Hulu, YouTube suit également cette tendance. En mars 2017, est lancée une offre de télévision par abonnement aux États-Unis baptisée YouTube TV. Elle rassemble un bouquet d’une quarantaine de chaînes provenant des principaux réseaux US : ABC, CBS, FOX, NBC, ESPN.YouTube c’est quoi ?YouTube est une plateforme de partage de vidéos en ligne, permettant aux utilisateurs de télécharger, visionner et partager des vidéos sur une variété de sujets.YouTube est un site Internet et une application mobile qui permet de visionner et de publier des vidéos. Créé en 2005, ce site d’hébergement de vidéos en ligne est basé en Californie aux Etats-Unis et constitue une des plus grandes filiales de Google (rachat dès 2006). Avec la barre des 2 millions d’utilisateurs franchie en 2020 chaque mois, YouTube s’affiche comme le leader de la consultation de vidéos en streaming. Le visionnage est gratuit, une gratuité qui contribue fortement à la popularité du site.Il existe des services payants réservés aux abonnés, des services divers qui leur permettent par exemple de publier leurs propres vidéos de façon illimitée. Avec sa barre de recherche, elle constitue un véritable moteur de recherche pour trouver des contenus vidéo de différente nature : chansons, informations, films, documentaires, séries, dessins animés, tutoriels, guides d’achat…A quoi sert YouTube ?Cela dépend du but recherché. Pour des millions d’utilisateurs, YouTube est un site informatif et de divertissement. Ils peuvent regarder un journal télévisé, un bulletin météorologique, les images d’un grave accident dont tout le monde parle, le résumé d’un match de football, un film ou un documentaire. Certaines vidéos loufoques publiées par des amateurs permettent de s’immiscer dans leur intimité et de découvrir leurs expériences. Les artistes, professionnels ou non, utilisent YouTube à des fins marketing pour capter une large audience et ainsi se faire connaître.YouTube est aussi un véritable levier pour les influenceurs qui souhaitent présenter leurs nouveaux vêtements ou techniques de maquillage. YouTube est aussi un instrument intéressant pour les auto-entrepreneurs. Leurs vidéos transmettent à leurs clients et à leurs prospects un sentiment de sécurité, de proximité et de dynamisme très apprécié.La publication de vidéos sur YouTube améliore considérablement la visibilité sur le web, car les algorithmes des moteurs de recherche comme Google sont séduits par ce type d’action. Et qui dit meilleure visibilité, dit augmentation du trafic sur son site Internet, des ventes et du chiffre d’affaires. Certains YouTubeurs gagnent de l’argent, voire beaucoup d’argent, grâce aux publicités que les entreprises souhaitent placer sur leur canal. Comment fonctionne YouTube ?YouTube enregistre vos navigations pour connaître vos goûts, vos préférences, vos comportements et votre fréquence d’utilisation du site. Il peut ainsi vous faire des recommandations personnalisées. Pour cette raison, lorsque vous vous connectez à la plateforme depuis votre ordinateur ou votre smartphone, le mur de vidéos sur la page d’accueil affiche des contenus que vous avez déjà vus ou qui pourraient vous intéresser.Il vous suggère des chaînes à suivre et autres services payants, et vous montre les playlists sauvegardées. Si vous vous abonnez à une chaîne, vous recevrez un email pour être informé chaque fois qu’une nouvelle vidéo est publiée. La plateforme met à la disposition des contributeurs divers outils pour les aider à peaufiner leurs créations, comme un éditeur de vidéos pour ajouter des filtres, du texte et des sons à leurs vidéos.Afin de rester crédibles aux yeux de leurs utilisateurs, les administrateurs de YouTube s’engagent au quotidien à mettre en place des mécanismes pour lutter contre la désinformation, protéger les enfants, limiter le nombre de contenus extrémistes ou qui incitent à la haine…

YouTube

VLT (Very Large Telescope) - VLTI (Very Large Telescope Interferometer)
En 1993, l'ESO lance le projet VLT (Very Large Telescope) et décide de l'installer sur le site de Cerro Paranal, dans les Andes Chiliennes, où le climat est particulièrement favorable aux observations astronomiques. Il s'agit d'un ensemble de 4 télescopes (optique et infrarouge) de 8,20 m (1998 (Antu), 1999 (Kueyen), 2000 (Melipal) et 2001 pour Yepun.) disposés dans une configuration en forme de trapèze et de 4 télescopes auxiliaires (AT) de 1.80 m. dont l'installation sera terminée fin 2006. Ces petits télescopes de 1,8 m sont capables de se déplacer le long de voies ferrées de façon à former, lorsque les huit instruments du VLT seront en activité, un interféromètre équivalant à un télescope optique de 200 m.Champ lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope Interferometer

Une étoile avortée, trop petite pour que des réactions nucléaires puissent se maintenir dans son coeur. Elles doivent être très répandues, mais sont très difficiles à détecter, vue leur trop faible luminosité. Les naines brunes ne sont pas brunes, au début de leur vie elles rayonnent faiblement dans le rouge et palissent par la suite. Une naine brune est plus grosse qu'une planète, et varie entre 10 et 80 fois la masse de Jupiter (soit 0.01 à 0.08 masse solaire). Il y a deux sortes de naines brunes - les plus chaudes (1500K à 2500K) sont du type L; les plus froides (200K à 1500K) du type T. Les naines brunes les plus chaudes sont parfois cataloguées comme des naines rouges de type M très froides.

Naine brune

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Titan est le plus gros satellite naturel de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] (le deuxi&egrave;me du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition] apr&egrave;s [popupdefinition id=3717]Ganym&egrave;de[/popupdefinition]). Alors que dans le visible sa surface est continuellement cach&eacute;e par d'&eacute;pais [popupdefinition id=14525]nuages[/popupdefinition] -- son [popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] est constitu&eacute;e principalement d'[popupdefinition id=13578]azote[/popupdefinition] et de traces de m&eacute;thane (1,5 %) --, ces images prises en mai 2014 avec Sphere ont &eacute;t&eacute; obtenues dans le proche [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] &agrave; une [popupdefinition id=4575]longueur d'onde[/popupdefinition] de 1,59 [popupdefinition id=5146]micron[/popupdefinition], laquelle permet de p&eacute;n&eacute;trer son atmosph&egrave;re et ainsi d'imager lacs et mers qui couvrent une partie de sa surface.&copy; Eso, J.-L. Beuzit, Sphere Consortium

Titan, le plus gros satellite de Saturne, observé avec Sphere

L’atmosphère est, au sens large, une couche gazeuse qui enveloppe certains astres. La Terre ainsi que d’autres planètes ou les étoiles en sont pourvues. Une atmosphère peut contenir des particules en suspension (poussières, aérosols, etc.) ou atteindre des températures très élevées, comme c’est le cas pour les étoiles, engendrant alors une émission de lumière.Composition de l'atmosphère terrestreL’atmosphère terrestre est la partie la plus proche du sol de la Terre. C'est une couche de gaz qui entoure le globe maintenue par la force gravitationnelle et qui l'empêche de se disperser dans l'univers. Elle correspond à la couche de gaz et de particules qui entoure notre planète. L’air, inodore et incolore, se compose très majoritairement de diazote (78 %), de dioxygène (21 %) et d’autres gaz, dont l’argon et le dioxyde de carbone. Ceux-ci, cumulés aux particules en suspension, jouent un rôle fondamental dans le maintien de la vie : absorption partielle du rayonnement ultraviolet, tampon thermique ou réchauffement de la surface par effet de serre. Ainsi, entre le jour et la nuit, les températures fluctuent peu. Autre gaz, la vapeur d'eau peut se modifier et contenir aussi bien des éléments liquides tels que les embruns, la pluie…) ou solides tels que les grêlons, flocons de neige, particules de poussières. L'atmosphère transporte également des corps étrangers, résultant de l'activité humaine (pesticides, oxydes d’azote…) ou de processus naturels (pollens, particules issues d'éruption volcanique).L'atmosphère terrestre. © meteotek08, Flickr, Wikimedia Commons, CC by-sa 2.0Les couches de l'atmosphère terrestreSa limite est difficile à déterminer car il n’existe pas de frontière nettement dessinée. La Fédération aéronautique internationale a placé la frontière entre l'atmosphère et l'espace à 100 km et a baptisé cette limite Ligne de Kármán.Néanmoins, l’atmosphère terrestre se compose de plusieurs couches :
la troposphère, présente au niveau du sol jusqu’à une dizaine de kilomètres d’altitude et concentrant la majeure partie de la masse de l’air et des phénomènes météorologiques ;
la stratosphère, qui compose le niveau supérieur, jusqu’à 50 km d’altitude, et héberge la couche d’ozone, absorbant une grande partie du rayonnement solaire ;
la mésosphère, située entre 50 et 80 km d’altitude ;
la thermosphère, jusqu’à 800 km d’altitude ;
l’exosphère, qui se poursuit jusqu’à 50 000 km d’altitude, avec une densité gazeuse très faible.
L’atmosphère comme unité de pressionEn métrologie, symbolisée atm, l’atmosphère peut aussi désigner une unité de pression non incluse dans le système internationale. Elle équivaut à la pression atmosphérique normale au niveau de la mer, soit 101 325 pascals (Pa).

Atmosphère

Ganymède est le plus gros et le plus brillant des satellites galiléens. Sa surface est constellée de cratères comme la Lune ou Mercure mais les zones blanches révèlent l´eau qui est sous la surface et qui apparaît après des impacts météoritiques violents.

Ganymède

Un micromètre, de symbole µm, vaut 10-6 m soit 0, 000 001 mètre. L'utilisation du mot micron a été retirée du Système Internationale en 1968.

Micron

Un nuage correspond à un amas visible de gouttelettes d’eau (et de glace) issues de la condensation et d’aérosols, en suspension dans l’atmosphère d’une planète. Sur Terre, on les retrouve principalement dans la troposphère (la couche la plus basse).
La formation des nuages
La quantité maximale possible de vapeur d’eau dans une masse d’air dépend de la température et de la pression. Ainsi, lors d’un refroidissement, une partie de la vapeur d’eau se condense en fines gouttelettes, parfois au niveau du sol (brouillard), mais le plus souvent en altitude. Parfois, des particules en suspension dans l’air (aérosols) font office de noyaux de condensation ou de congélation, facilitant le changement d’état de l’eau. Ensemble, et grâce à des phénomènes microphysiques, comme l’effet de Bergeron, puis par agrégation, on obtient un nuage. Lorsque les gouttelettes ou les cristaux de glace deviennent trop massifs pour rester en suspension, ils tombent au sol sous forme de précipitations (pluie, neige, grêle).
L'ascension du nuage dans le ciel dépend notamment de la stabilité de la masse d'air. © P.P.Feyte.
 Fin de vie des nuages : la dissipation
Les nuages se dissipent lorsque la température augmente. En effet, dans cette configuration, l’air peut contenir davantage d’eau sous forme de vapeur. La quantité de gouttelette d’eau ou de cristaux de glace diminue, dégonflant progressivement la masse nuageuse.
Différents types de nuages
Un nuage peut exister sous de nombreuses formes, en fonction de l’altitude à laquelle il se forme, de sa dimension, de son mode de croissance, de son opacité ou encore de sa composition. Comme pour les plantes, ils sont classifiés en genres (une dizaine), puis déclinés en espèces et en variétés. On peut par exemple penser aux cirrus, aux cumulonimbus, aux stratus ou aux altocumulus.
Nuages nacrés et nuages noctulescents
Si l’essentiel des nuages que l’on observe se forment au niveau de la troposphère, la couche la plus basse de l’atmosphère, des masses nuageuses peuvent aussi se former dans les couches supérieures. Au niveau de la stratosphère, entre 15 et 25 km d’altitude, se forment parfois des nuages nacrés, surtout au niveau des pôles durant l’hiver. Plus haut, vers 80 km d’altitude, dans la mésosphère, apparaissent occasionnellement des nuages noctulescents, qui semblent briller la nuit. En réalité, ils ne sont visibles que lorsque le soleil brille en dessous, donc à l’aube ou au crépuscule.

Nuage

Saturne

Système solaire : qu'est ce que c'est ?On appelle Système solaire, l’ensemble des astres soumis au champ de gravitation du Soleil (notre étoile à elle seule représente 99,8 % de la masse totale du Système solaire !). Le Système solaire évolue dans l’un des bras de notre galaxie spirale, la Voie lactée, à quelque 26.000 années-lumière de son centre. Selon les définitions établies par l’Union astronomique internationale, notre Système solaire comprend notamment :Huit planètes — et leurs satellites naturels ; il y en a plus de 175 connus — que sont Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, par ordre d’éloignement au Soleil. Les quatre premières sont qualifiées de planètes telluriques, les quatre dernières, de planètes gazeuses.Des planètes naines comme Pluton ou Cérès.Plusieurs centaines de milliers d’astéroïdes composés de roches et de minéraux métalliques essentiellement. Leur taille est extrêmement variable, de plusieurs centaines de kilomètres aux grains de poussière. Ils sont regroupés majoritairement dans la Ceinture d’astéroïdes principale, située entre Mars et Jupiter.Des milliers de comètes composées de poussières et de glaces volatiles.D’innombrables petits corps glacés comme les Centaures — qui orbitent entre Jupiter et Neptune — ou encore les objets transneptuniens dans la lointaine Ceinture de Kuiper.Depuis quelques années, Pluton n’est plus considérée comme une planète et il est officiellement admis que notre Système solaire ne compte que huit planètes. Mais cela pourrait changer… © NasaSystème solaire : un monde rempli de surprisesAu-delà de la Ceinture de Kuiper se trouverait un gigantesque ensemble de corps glacés baptisé nuage d’Oort. Sa limite externe marquerait la limite de l’influence gravitationnelle du Soleil. Les astronomes estiment qu’elle se situe quelque part entre 1,6 et 2 années-lumière — soit entre 101.186 et 126.482 unités astronomiques — de notre étoile ! Mais l’héliosphère — cette bulle créée par les vents solaires — ne s’étend pas aussi loin. Le milieu interstellaire l’interrompt dans une direction à une centaine d’unités astronomiques, soit seulement quelque 0,002 année-lumière.Notez que le Système solaire réserve sans doute encore des surprises aux astronomes. Certaines régions comme la zone située entre le Soleil et Mercure sont encore mal connues. Les orbites de plusieurs objets transneptuniens suggèrent qu'une neuvième planète, peut-être 4 fois plus grande que la Terre et 10 fois plus massive, pourrait se cacher aux confins de notre Système solaire, entre 500 et 1.200 unités astronomiques du Soleil.

Système solaire

La physique des ondes étudie les déformations qui se propagent dans un milieu, que celui-ci soit matériel ou non. Il existe trois grandes catégories d’ondes : les ondes gravitationnelles, les ondes mécaniques et les ondes électromagnétiques.Les trois types d'ondesLes ondes sont catégorisées en 3 grandes familles :
Les ondes gravitationnelles qui sont liées à la notion de relativité et de l'espace-temps. La rédaction de Futura a consacré un dossier entier à ces ondes gravitationnelles qui transportent l'énergie à la vitesse de la lumière. Elles sont notamment au coeur de l'étude des trous noirs en astrophysique.
Les ondes mécaniques sont celles qui se propagent dans un milieu matériel qu'il soit liquide, gazeux ou solide. On y retrouve par exemple la houle qui se forme dans l'eau, les ondes sismiques qui sont dans la croûte terrestre ou encore les ondes sonores qui sont invisibles à l'oeil nu mais qui se diffusent grâce à l'air.
Les ondes électromagnétiques comprennent à la fois la lumière mais aussi les ondes radios. Ce qui les différencie des deux autres catégories sont leurs capacités à transporter de l'énergie mais aussi de l'information. C'est la raison pour laquelle elles sont au centre des progrès technologiques en matière de télécommunications.
La longueur d’onde est l’une des caractéristiques propres à chaque onde, quelle que soit sa nature. Elle se note à l’aide de la lettre grecque lambda : λ. Elle représente la périodicité spatiale des oscillations, c’est-à-dire la distance entre deux maximas de l’oscillation, par exemple. La longueur d’onde est aussi la distance parcourue par l’onde pendant une période d’oscillation. Ainsi, elle est inversement proportionnelle à la fréquence et s’exprime en mètre.La longueur d’onde représente la distance parcourue par l’onde pendant une période d’oscillation. © Schlurcher, Wikipedia, CC by-sa 3.0À chaque onde, sa longueur d’ondeNotez que la longueur d’onde dépend de la vitesse à laquelle l’onde se propage dans le milieu. Ainsi, lorsqu’une onde passe d’un milieu à un autre en changeant de vitesse, sa longueur d’onde varie, même si sa fréquence reste la même. Le tout selon la relation suivante : λ = c.T = c/f, où c correspond à la célérité de l’onde, T à sa période temporelle et f à sa fréquence.Les noms donnés aux ondes électromagnétiques permettent de les situer sur l’échelle des longueurs d’onde. Les ondes radio présentent des longueurs d’onde supérieures à 30 centimètres. Les longueurs d’onde de la lumière visible se situent entre 400 et 700 nanomètres. Et chaque couleur de la lumière visible est caractérisée par un intervalle de longueur d’onde. Ainsi, le vert se situe autour des 510 nanomètres et le rouge, autour des 650 nanomètres.Rappelons également que plus la longueur d’onde d’une onde électromagnétique est courte, plus l’énergie qu’elle transporte est grande. Les rayons X par exemple présentent une longueur d’onde comprise entre 10-11 et 10-8 mètres. Ils transportent ainsi plus d’énergie que les micro-ondes dont la longueur d’onde se situe entre 3 millimètres et 30 centimètres.

Longueur d'onde

Composant majoritaire de l’atmosphère terrestre sous forme de diazote (78 %) avec le dioxygène (21 %), l’azote est présent dans de nombreux composés organiques comme inorganiques.
Généralités
Symbole : N Numéro atomique : 7Électrons par niveau d’énergie : 2, 5Masse atomique : 14,007 uIsotopes les plus stables : 15N stable avec sept neutrons (99,634 %), 15N stable avec huit neutrons (0,366 %)Série : non-métauxGroupe, période, bloc : 15 (VA), 2, pDensité : 0,00125Point de fusion : -210 °CPoint d’ébullition : -196 °C
Historique de l’azote
On connaît des composés incluant l’azote, comme le salpêtre, depuis l’Antiquité, mais l’isolation de cet élément est attribuée à Rutherford en 1772, et indépendamment par Cavendish et Scheele. Le terme « azote », proposé par Lavoisier et forgé depuis le grec, signifie « privé de vie » car, contrairement à l’oxygène de l’air, l’azote ne contribue pas au vivant. Le symbole N, lui, provient du latin nitrogenum, lui-même issu du grec nitron gennan, « formateur de salpêtre ».
Propriétés de l’azote
Dans les conditions normales de température et de pression, l'azote est un gaz diatomique incolore et inodore. L'azote est trivalent dans la majorité des composés. Le diazote est généralement inerte, mais réagit spontanément avec le lithium et le magnésium. La liaison triple dans le diazote est l'une des plus fortes connues.
Utilisation de l’azote
La principale utilisation de l'azote réside dans la fabrication d'ammoniac, un important ingrédient industriel, principalement utilisé dans les engrais (qui provoquent une augmentation du taux de nitrates dans l'eau des nappes phréatiques) et pour produire de l'acide nitrique.
L'azote liquide (en réalité du diazote) est un réfrigérant commun utilisé en outre pour le stockage d'échantillons biologiques. Certains explosifs comme le trinitrotoluène (le célèbre TNT) et la nitroglycérine contiennent de l'azote. Le diazote gazeux est, entre autres, employé comme gaz de gonflage et dans les fours pour la fabrication de métaux hautement oxydables.
Effets de l’azote sur la santé
L’azote a principalement des effets sur la santé sous la forme de nitrates et de nitrites. Ces derniers peuvent réagir avec l’hémoglobine sanguine et atténuer l’efficacité du transport d’oxygène. Les nitrates peuvent provoquer une baisse du fonctionnement de la thyroïde, ainsi qu’un déficit en vitamine A. Nitrates comme nitrites peuvent être à l’origine de nitrosamides dont la plupart sont cancérogènes sur de nombreux organes. On trouve aussi l’azote dans les ions cyanure (CN-). Les composés qui en contiennent sont hautement toxiques.

Azote

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Cette image de l'[popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] L2 Puppis et de son proche environnement a &eacute;t&eacute;&nbsp;acquise par l'instrument Sphere du [popupdefinition id=2147]VLT[/popupdefinition]. Elle permet d'assister&nbsp;&agrave; la transformation d'une &eacute;toile &acirc;g&eacute;e en une [popupdefinition id=51]n&eacute;buleuse plan&eacute;taire[/popupdefinition] rev&ecirc;tant l'aspect d'un papillon.&copy; P. Kervella, Eso

L'étoile L2 Puppis se transforme en nébuleuse planétaire sous l'œil de Sphere

VLT (Very Large Telescope) - VLTI (Very Large Telescope Interferometer)
En 1993, l'ESO lance le projet VLT (Very Large Telescope) et décide de l'installer sur le site de Cerro Paranal, dans les Andes Chiliennes, où le climat est particulièrement favorable aux observations astronomiques. Il s'agit d'un ensemble de 4 télescopes (optique et infrarouge) de 8,20 m (1998 (Antu), 1999 (Kueyen), 2000 (Melipal) et 2001 pour Yepun.) disposés dans une configuration en forme de trapèze et de 4 télescopes auxiliaires (AT) de 1.80 m. dont l'installation sera terminée fin 2006. Ces petits télescopes de 1,8 m sont capables de se déplacer le long de voies ferrées de façon à former, lorsque les huit instruments du VLT seront en activité, un interféromètre équivalant à un télescope optique de 200 m.Champ lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope Interferometer

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

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Titan, le plus gros satellite de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition], fut &agrave; nouveau utilis&eacute; comme cible pour tester les capacit&eacute;s d'observation de Sphere dans le visible. L'[popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] du satellite de Saturne poss&egrave;de une &eacute;paisse couche de [popupdefinition id=7395]brume[/popupdefinition] qui r&eacute;fl&eacute;chit la [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition]. Au contraire du proche [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition], il est impossible dans les [popupdefinition id=4575]longueurs d'onde[/popupdefinition] visibles de distinguer sa surface.Aussi [popupdefinition id=3709]Titan[/popupdefinition] &eacute;voque, &agrave; gauche, une sph&egrave;re brumeuse aux contours flous. Cependant, le [popupdefinition id=11349]limbe[/popupdefinition] de Titan est tr&egrave;s fortement polaris&eacute; en raison de la [popupdefinition id=1020]diffusion[/popupdefinition] par les particules de brume, &agrave; l'image le ciel bleu terrestre. &Eacute;quip&eacute; de polarim&egrave;tres sensibles, Sphere permet de mesurer jusqu'&agrave; quel point la lumi&egrave;re est polaris&eacute;e (&agrave; droite). Le limbe de l'atmosph&egrave;re de Titan est davantage polaris&eacute; en raison de la diffusion des particules de brume. Cette technique polarim&eacute;trique sera utilis&eacute;e par l'instrument dans la recherche tr&egrave;s d&eacute;licate de la [popupdefinition id=1602]lumi&egrave;re r&eacute;fl&eacute;chie[/popupdefinition] (donc polaris&eacute;e) &eacute;mise par les [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition].&copy; Eso, J.-L. Beuzit, Sphere Consortium

Titan en lumière polarisée grâce à Sphere

La lumière réfléchie est un concept présent dans divers domaines, comme l'optique ou la minéralogie. Généralement, la lumière peut être réfléchie, réfractée ou absorbée.
Optique
En optique, la lumière réfléchie peut être spéculaire ou diffuse. La réflexion spéculaire désigne la création d'un rayon réfléchi à partir d'un rayon incident. 
Minéralogie
En minéralogie, la lumière réfléchie est la lumière utilisée pour la reconnaissance des minéraux opaques au microscope métallographique. Ce dernier diffère du microscope optique par le fait que les échantillons à étudier sont d'abord polis puis illuminés perpendiculairement à la surface polie. Le faisceau lumineux est partiellement absorbé et partiellement réfléchi par le minéral, avec des intensités variant selon les espèces.

Lumière réfléchie

Le limbe correspond à la partie large et aplatie de la feuille. Il prolonge le pétiole et est particulièrement adapté pour capter l’énergie lumineuse (convertie en sucre lors de la photosynthèse). 
Des plantes ou des arbres, comme l’acacia, peuvent orienter leur limbe pour augmenter ou diminuer la surface exposée à la lumière.

Limbe

Le terme de diffusion s'emploie dans divers domaines, dont les sciences de la matière et les télécommunications.
Sciences de la matière
Action de se répandre de manière à atteindre un état uniforme ; résultat de cette action. Dans le cas de la lumière, renvoi, dans toutes les directions, de la lumière qui frappe la surface d'un corps. On l'appelle aussi réflexion diffuse, laquelle diffère de la diffusion ordinaire en ce que la direction des radiations diffusées n'est pas liée à celle des radiations incidentes.
Télécommunications
La diffusion (ou broadcast) est un mode de transmission dans lequel un émetteur transmet vers plusieurs destinataires généralement inconnus.

Diffusion

Titan (Saturne VI) a été découvert par Huygens en 1655. Sa période de révolution est de 16 jours. 
Titan possède une atmosphère opaque qui nous empêche d'apercevoir le sol. La pression atmosphérique au sol doit être de 1,5 bar (1,5 fois la pression atmosphérique terrestre au niveau de la mer).
La sonde Huygens s'est posée à sa surface le 14 janvier 2005. Elle a permis de prendre des photos exceptionnelles et de commencer à percer les secrets de ce satellite de Saturne.

Titan

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

On désigne par le terme de « lumière visible » le spectre du rayonnement électromagnétique perceptible par l’œil humain.
La lumière blanche
Les longueurs d’ondes de la lumière visible s’échelonnent d’environ 380 nm (violet) à 780 nm (rouge). Le spectre visible est obtenu par décomposition de la lumière blanche par un prisme. Les caractéristiques et les propriétés de la lumière sont étudiées dans le cadre de l'optique.
Vitesse de la lumière
La lumière se propage dans le vide ainsi que dans la matière ; sa vitesse de propagation dépendant du milieu dans lequel elle se déplace. Dans le vide, la lumière se propage à la vitesse c de 3.108 m.s-1., c'est-à-dire 300.000.000 mètres par seconde, ou encore 300.000 kilomètres par seconde. La vitesse de la lumière dans le vide est l’une des constantes fondamentales de la physique.
Lumière, longueur d'onde et couleur
Autre caractéristique importante : sa longueur d’onde. Dans un milieu dispersif, celle-ci peut d’ailleurs influer sur la vitesse de propagation de la lumière. La longueur d’onde influe aussi sur la perception sensorielle de l’œil et donne ainsi à la lumière sa couleur.
Ondes électromagnétiques et photons : la dualité onde-corpuscule
D’un point de vue théorique, la lumière peut être représentée soit par des ondes électromagnétiques, soit par des photons. C’est ce que les physiciens appellent la dualité onde-corpuscule. Ainsi, certains phénomènes optiques (rayonnement du corps noir et loi de Planck, etc.) s’expliquent bien à l’aide de la théorie ondulatoire qui suppose que la lumière est une onde électromagnétique. Pour d’autres (effet photoélectrique, effet Compton, etc.), il faut supposer que la lumière est composée de corpuscules d’énergie nommés « photons ».
Physique : optique quantique et photons intriqués
La théorie quantique a formalisé cette surprenante dualité. Les photons possèdent à la fois les propriétés de particules – on peut les compter, par exemple – et celles d’ondes : ils peuvent interférer.
Les physiciens sont capables de manipuler des photons uniques ou des paires de photons dits intriqués. Ils étudient les phénomènes qui en découlent dans le cadre de l’optique quantique. Les applications potentielles sont prometteuses : cryptographie inviolable, calculs basés sur le qubit, etc.

Lumière

La brume est une manifestation de l’humidité de l’air lorsque le point de rosée est atteint et que des microgouttelettes d’eau ou de glace sont en suspension.
Différence entre brume et brouillard
La brume se distingue du brouillard par sa densité : la vision porte au-delà d’un kilomètre. 
Dans le jargon maritime, le terme de brume est utilisé préférentiellement à celui de brouillard.

Brume

7480_titan-en-lumiere-polarisee-grace-a-sphere

Ces deux images illustrent la premi&egrave;re d&eacute;tection directe du compagnon en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour de l'[popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] Iota de la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Sagittaire. Elles ont &eacute;t&eacute; obtenues dans le proche [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] simultan&eacute;ment par deux des d&eacute;tecteurs de Sphere : la cam&eacute;ra d'imagerie diff&eacute;rentielle (Irdis) et le [popupdefinition id=16110]spectrographe[/popupdefinition] &agrave; int&eacute;grale de champ ([popupdefinition id=9817]IFS[/popupdefinition]).La [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] de l'&eacute;toile centrale a &eacute;t&eacute; masqu&eacute;e par un [popupdefinition id=3735]coronographe[/popupdefinition]. On peut appr&eacute;cier le potentiel de l'instrument capable ici de d&eacute;tecter le compagnon de faible [popupdefinition id=15213]masse[/popupdefinition], 4.000 fois moins lumineux que son &eacute;toile h&ocirc;te, s&eacute;par&eacute;e de 0,24 [popupdefinition id=304]seconde d'arc[/popupdefinition].&copy; Eso, J.-L. Beuzit, Sphere Consortium

Le compagnon de l'étoile Iota photographié grâce à Sphere

L’if est un arbre d’une hauteur comprise entre 8 et 10 m, avec des sujets capables de monter jusque 15 m. Il en existe certains pieds, en Normandie et en Grande-Bretagne, qui ont atteint plus de 2.000 ans !
L'if, de la famille des taxacées. © The justified sinner, Flickr CC by nc-sa 2.0
Appellations 
L’if (Taxus baccata) fait partie de la famille des taxacées. On le considère souvent comme un résineux, alors qu’il s’agit en fait d’un rare gymnosperme non résineux. Il se distingue des conifères par le fait que son fruit n’est pas un cône.
Description botanique de l'if
D’allure très trapu, cet arbre dispose d’un tronc court, divisé en grosses branches situées très près de sa base. Son port est arrondi. Son écorce forme de larges plaques brun-mauve ou rouges. Ses feuilles persistantes sont en forme d'aiguilles plates et de couleur vert foncé. Il s’agit d’une espèce dioïque, avec des fleurs mâles jaunâtres et se présentant en minuscules chatons globuleux, ses fleurs femelles, verdâtres, ressemblant au printemps à des bourgeons. En automne, son fruit, appelé « arille », est rouge vif, renfermant une graine unique, très toxique.
Taxus baccata. © Bambo, Flickr CC by nc-sa 2.0
Origines 
L’if s’est toujours bien développé en Europe, en Afrique du Nord et dans le Proche-Orient.
Exigences culturales de l'if
Cette espèce offre une croissance très lente. Elle préfère les situations ombragées, dans les forêts humides de basse montagne et de plaine. L’if affectionne les sols humifères, mais peut également se développer dans les terres calcaires.
Utilisation 
Le bois de cet arbre, brun rouge, et veiné, est souple, d’où son emploi autrefois pour fabriquer des arcs. On utilise l’if essentiellement pour ses qualités ornementales, notamment pour sa capacité de créer, comme le buis, de beaux topiaires faciles à tailler.
Auteur : Michel Caron

La seconde d’arc correspond à une unité de mesure d’un angle. Son symbole est ’’, mais on peut également la noter arcsec. On l’emploie pour mesurer de très petits angles. Lorsque plus de précision est nécessaire, il est possible d’utiliser, devant l’expression seconde d’arc, les mêmes préfixes que pour les unités SI. Ainsi il existe des millisecondes d’arc, microsecondes d’arc ou encore des nanosecondes d’arc.La seconde d’arc est définie par rapport au degré. En géométrie, on peut en effet diviser le cercle en 360 parties égales que l’on nomme degré (°). Lorsque la mesure doit se montrer plus précise, il faut faire appel aux sous-unités du degré. La première d’entre elles est la minute d’arc (’). Comme une heure se divise en 60 minutes, un degré se divise en 60 minutes d’arc. Et comme une minute se divise en 60 secondes, une minute d’arc se divise aussi en 60 secondes d’arc. Ainsi entre le degré et la seconde d’arc, il existe un facteur 3.600, comme entre l’heure et la seconde. Notez que par le passé, la seconde d’arc était divisée en 60 tierces d’arc, elles-mêmes divisées chacune en 60 quartes d’arc.Depuis la Terre, le diamètre apparent de Jupiter est de l’ordre de 40 secondes d’arc. © allexxandarx, FotoliaLa seconde d’arc en pratiqueUne seconde d’arc correspond à la taille apparente d’un ballon de basket situé à 50 kilomètres de l’observateur. Par comparaison, la Lune et le Soleil présentent un diamètre apparent d’environ 30 minutes d’arc soit 1 demi-degré ou 1.800 secondes d’arc.Les astronomes utilisent une unité de longueur définie en fonction de la seconde d’arc : le parsec, contraction de parallaxe-seconde. Le parsec correspond à la distance à laquelle une unité astronomique — comprenez la distance moyenne entre la Terre et le Soleil — sous-tend une seconde d’arc. Ainsi un parsec équivaut à 3,2616 années-lumière.À la surface de la Terre, une seconde d’arc correspond à environ 31 mètres et une minute d’arc à 1.852 mètres. Et une minute d’arc ainsi parcouru donne la valeur d’un mille marin international. Une valeur qui a été fixée par convention, la rotondité de la Terre n’était pas parfaite.

Seconde d'arc

La masse est une propriété physique fondamentale d’un corps. Elle rend compte, dans une bonne approximation, de la quantité de matière contenue dans ce corps indépendamment de l’endroit où il se trouve.L'unité de la masse : le kilogrammeLa masse se représente par le symbole m et, dans le Système international, son unité est le kilogramme (kg).Il existe en réalité, deux types de masse :la masse d’inertie qui indique la résistance qu’un corps oppose à une modification de son mouvement sous l’action d’une force ;la masse gravitationnelle, relative à la gravitation à laquelle le corps est soumis.Dans les faits, ces deux grandeurs sont équivalentes. L’expérience a montré en effet qu’elles étaient égales à 10-12 près.Entre 1889 et 2019, le kilogramme était défini comme la masse de l’étalon mille grammes en Platine-Iridium, ici en image de synthèse. Mais des questions de précision et de stabilité de l’étalon ont poussé les scientifiques à se tourner vers la constante de Planck. © astrosystem, Adobe StockNe pas confondre masse et poidsSi, dans la vie courante, la confusion ne prête pas à conséquence, il est de bon ton pour tout apprenti physicien de bien faire la différence entre poids et masse.Le poids, également appelé « masse gravitationnelle », exprime la force de gravitation qu’un corps exerce sur un autre. Ainsi le poids varie selon l’endroit dans lequel on place le corps en question. Sur la Lune, un corps présentera un poids six fois moindre que sur la Terre. L’unité de poids est le Newton (N).Masse et poids sont liés par la relation suivante :poids = masse x goù g représente l’accélération de la pesanteur en un lieu donné

Masse

Lunette astronomique spécialement conçue pour étudier la couronne d'une étoile. 
Le principe de la coronographie consiste à occulter l'étoile, avec un cache (disque métallique, cône) ayant le même diamètre apparent que l'image de la partie centrale lumineuse de l'astre (photosphère) fournie par l'instrument d'observation. 
Imaginé en 1930 par Lyot pour l'étude de la couronne solaire en dehors des éclipses, le coronographe est toujours utilisé pour observer l'environnement du Soleil, mais aussi celui d'autres étoiles, en particulier pour y déceler d'éventuels systèmes planétaires.

Coronographe

Un spectrographe est un instrument optique qui sert à disperser les différentes couleurs de la lumière puis à enregistrer le spectre obtenu – spectre d’absorption ou spectre d’émission – sur un support, papier ou informatique. Détail de nomenclature : le spectroscope, quant à lui, ne permet, en principe, que d’observer le spectre de la lumière.
Spectrographe à prisme
Le principe du spectrographe à prisme repose sur le fait que les longueurs d’onde qui composent la lumière présentent des indices de réfraction différents. Lorsque la lumière traverse un prisme, sa trajectoire est déviée. La déviation, tout comme l’indice de réfraction, augmente avec la longueur d’onde. Un rayon bleu est donc plus dévié qu’un rayon rouge.
Ce type de spectrographe comprend donc un prisme, mais également un montage optique – constitué de lentilles, d’une fente et d’un récepteur – qui permet d’obtenir le meilleur résultat.
Notez que la fente permet d'obtenir le spectre de la partie de l'objet visé dont l'image se forme sur cette fente. Des spectrographes à fibres sont constitués d'une multitude de fentes et d'un réseau de fibres optiques qui les relient à une fente principale. Les spectrographes à champ intégral, quant à eux, donnent un spectre de chaque point du champ du télescope.
Les spectrographes à prisme ne sont plus guère utilisés, car la dispersion n’est pas linéaire avec la longueur d’onde et les courbes longueur d’onde/position sur le récepteur ne sont pas linéaires non plus. En outre, la taille des prismes nécessaires rend ceux-ci relativement coûteux.
Spectrographe à réseau
Le spectrographe à réseau repose sur le principe de diffraction. Une plaque de verre appelée réseau et comportant un grand nombre de stries parallèles — quelque 1.500 par millimètre — est placée dans le montage optique. Chacune des stries donne des images de diffraction pour les différentes longueurs d’onde.
Dans la réalité, plusieurs systèmes – les ordres – de plus en plus dispersifs se superposent. Aux premiers ordres, les spectres sont peu dispersés, mais bien séparés. Ensuite, c’est l’inverse. Les réseaux les plus récents permettent cependant de concentrer la lumière pour une longueur d’onde donnée, dans un ordre particulier.

Spectrographe

7496_le-compagnon-de-l-etoile-iota-photographie-grace-a-sphere

L'instrument Sphere convoy&eacute; vers le sommet du mont Paranal (Chili) &agrave; 2.700 m&egrave;tres d'altitude o&ugrave; l'attend le troisi&egrave;me des quatre [popupdefinition id=2464]t&eacute;lescopes g&eacute;ants[/popupdefinition] de l'observatoire de l'Eso.&copy; Eso, J. L. Lizon

L'instrument Sphere en route vers les sommets du VLT

Aujourd'hui, les télescopes terrestres optiques ont des miroirs de plus ou moins 10 mètres. Seul le South African Large Telescope dispose d'un miroir de plus de 10 m (11 m). Cette génération de télescopes a pris son essor en 1948 avec la mise en service d'un télescope de 5 m sur le Mont Palomar en 1948. Depuis, les astronomes n'ont jamais cessé d'agrandir leurs miroirs pour collecter toujours plus de lumière. Parmi d’autres grands télescopes, on peut citer le GTC (Gran Telescopio Canarias) avec un miroir de 10,4 m de diamètre, ainsi que les Keck 1 et 2 dotés chacun d'un miroir 10 m de diamètre.Bienvenue dans l'ère des hypertélescopesEn mode interférométrique, des observatoires sont capables de créer des miroirs encore plus grand. C’est le cas du VLT (Very Large Telescope) qui recrée l'équivalent d'un miroir de 16,4 m de diamètre et atteint le pouvoir de résolution d'un télescope de 200 m de diamètre, en combinant ses quatre unités de 8,2 m. Vient ensuite le LBT (Large Binocular Telescope), dont les deux miroirs combinés sont équivalents à un miroir de 11,8 m. Les Keck 1 et 2 sont également conçus pour fonctionner ensemble par interférométrie, permettant alors d'atteindre la résolution angulaire équivalente à celle d'un miroir de 85 mètres de diamètre.Vue en coupe du futur télescope TMT de 30 mètres de diamètre (Thirty Meter Telescope) en cours de construction sur à Mauna Kea sur l'île d'Hawaï. © TMT Consortium, M3 Engineering Les télescopes terrestres de prochaine génération sont d’ores et déjà en cours de construction et disposeront de miroirs encore plus de grands. De 30 à 40 mètres selon le projet. Initialement, ces futurs Extremely Large Telscopes (ELT) devaient être encore beaucoup plus grands avec des miroirs de 50 à mètres de diamètre ! Pour des raison de couts et de difficultés technologies, ces ELT gigantesques ne verront probablement jamais le jour sur Terre. Cependant, si l'un d'eux devait être construit, ils le sera sur la Lune et vraisemblablement installé sur la face caché.Les miroirs de ces très grands télescopes ne sont évidemment pas construit d’un seul tenant. Il sont constitué d'une mosaïque de plusieurs segments. Cette segmentation est la seule technique connue aujourd'hui capable de réaliser un miroir primaire de plusieurs dizaines de mètres de diamètre.L’optique 2.0 des futurs télescopes géants arriveAinsi, le miroir primaire de 39 m du E-ELT de l’ESO, actuellement en cours de construction au Chili, sera constitué de 798 segments hexagonaux (petits miroirs de 1,4 m). En plus de ce miroir primaire, l’E-ELT se composera, d'un miroir secondaire de 4,2 m de diamètre, de deux autres miroirs plus petits de 3,8 m et 2,4 m puis d'un dernier de forme elliptique de 2,6 x 2,1 m. Autre exemple, le Thirty Meter Telescope International Observatory sera doté d’un miroir miroir de 30 mètres constitué de 492 segments de 1,4 m. Il sera également de deux autres miroirs dont le secondaire aura un diamètre de 3 m. Le troisième projet en cours de construction, est celui télescope géant Magellan. Sa conception diffère des deux autres. Plutot que de le doter d’un seul miroir, le consortium GTM ( Giant Magellan Telescope) a opté pour un miroir principal constitué de sept miroirs de 8,4 m distincts. Ce télescope géant, dont la construction a également débuté sera capable de fournir une résolution spatiale équivalente à un miroir primaire de 24,5 m de diamètre et une surface collectrice équivalente à celle d'un miroir de 21,4 m.Le télescope géant Magellan, en cours de construction sur le site de l'Observatoire de Las Campanas, au Chili. © GMTO Corporation, M3 EngineeringDes avancées considérables attendues dans tous les domaines de l'astronomieCette rupture technologique aura des implications considérables dans la recherche astronomique en raison de ces nouvelles capacités d'observations du ciel. Des avancées significatives sont attendues dans tous les domaines de l’astronomie, des objets du Système solaire jusqu'au fin fond de l'Univers observable !Le principal objectif des télescopes géants est de voir les premières étoiles et galaxies qui se sont formées quelques centaines de millions d'années après le Big Bang (il y a 13,7 milliards d'années). C'est fondamental pour comprendre la formation et l'évolution des galaxies et de l’univers dans son ensemble. Ces premières étoiles que l'on suppose très massives, dites de population III, auraient brillé pendant un bref laps de temps (de l'ordre de un à quelques millions d'années chacune). Aujourd'hui disparues, elles sont peut-être à l'origine des sursauts gamma très lointains.Concrètement, les astronomes seront en mesure de détecter et caractériser des exoplanètes de la taille de la Terre, d'étudier l'horizon des trous noirs, voir les premières galaxies et isoler les étoiles des galaxies bien au-delà de l'Amas local. Les astronomes espèrent ainsi étudier l'environnement des étoiles en formation et ouvrir de nouvelles fenêtres sur la sortie des Âges sombres, cette période de l'histoire de l'univers qui débute après la diffusion du rayonnement cosmique et avant la formation des premières structures lumineuses, à partir de 200 millions d'années après le Big-Bang. Les ELT seront capables d'observer les premiers objets de l’Univers, c'est-à-dire formées quelques cent millions d'années après le Big Bang et s’ils émettent dans les longueurs d’ondes du visible.Champ lexical : extremely Large Telescope | télescope géant

7486_l-instrument-sphere-en-route-vers-les-sommets-du-vlt

Lentement mais s&ucirc;rement, l'instrument Sphere est hiss&eacute; jusqu'au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] du troisi&egrave;me [popupdefinition id=2464]t&eacute;lescope g&eacute;ant[/popupdefinition] du [popupdefinition id=2147]VLT[/popupdefinition].&copy; Eso, J. Girard

Sphere hissé vers le télescope géant du VLT

Aujourd'hui, les télescopes terrestres optiques ont des miroirs de plus ou moins 10 mètres. Seul le South African Large Telescope dispose d'un miroir de plus de 10 m (11 m). Cette génération de télescopes a pris son essor en 1948 avec la mise en service d'un télescope de 5 m sur le Mont Palomar en 1948. Depuis, les astronomes n'ont jamais cessé d'agrandir leurs miroirs pour collecter toujours plus de lumière. Parmi d’autres grands télescopes, on peut citer le GTC (Gran Telescopio Canarias) avec un miroir de 10,4 m de diamètre, ainsi que les Keck 1 et 2 dotés chacun d'un miroir 10 m de diamètre.Bienvenue dans l'ère des hypertélescopesEn mode interférométrique, des observatoires sont capables de créer des miroirs encore plus grand. C’est le cas du VLT (Very Large Telescope) qui recrée l'équivalent d'un miroir de 16,4 m de diamètre et atteint le pouvoir de résolution d'un télescope de 200 m de diamètre, en combinant ses quatre unités de 8,2 m. Vient ensuite le LBT (Large Binocular Telescope), dont les deux miroirs combinés sont équivalents à un miroir de 11,8 m. Les Keck 1 et 2 sont également conçus pour fonctionner ensemble par interférométrie, permettant alors d'atteindre la résolution angulaire équivalente à celle d'un miroir de 85 mètres de diamètre.Vue en coupe du futur télescope TMT de 30 mètres de diamètre (Thirty Meter Telescope) en cours de construction sur à Mauna Kea sur l'île d'Hawaï. © TMT Consortium, M3 Engineering Les télescopes terrestres de prochaine génération sont d’ores et déjà en cours de construction et disposeront de miroirs encore plus de grands. De 30 à 40 mètres selon le projet. Initialement, ces futurs Extremely Large Telscopes (ELT) devaient être encore beaucoup plus grands avec des miroirs de 50 à mètres de diamètre ! Pour des raison de couts et de difficultés technologies, ces ELT gigantesques ne verront probablement jamais le jour sur Terre. Cependant, si l'un d'eux devait être construit, ils le sera sur la Lune et vraisemblablement installé sur la face caché.Les miroirs de ces très grands télescopes ne sont évidemment pas construit d’un seul tenant. Il sont constitué d'une mosaïque de plusieurs segments. Cette segmentation est la seule technique connue aujourd'hui capable de réaliser un miroir primaire de plusieurs dizaines de mètres de diamètre.L’optique 2.0 des futurs télescopes géants arriveAinsi, le miroir primaire de 39 m du E-ELT de l’ESO, actuellement en cours de construction au Chili, sera constitué de 798 segments hexagonaux (petits miroirs de 1,4 m). En plus de ce miroir primaire, l’E-ELT se composera, d'un miroir secondaire de 4,2 m de diamètre, de deux autres miroirs plus petits de 3,8 m et 2,4 m puis d'un dernier de forme elliptique de 2,6 x 2,1 m. Autre exemple, le Thirty Meter Telescope International Observatory sera doté d’un miroir miroir de 30 mètres constitué de 492 segments de 1,4 m. Il sera également de deux autres miroirs dont le secondaire aura un diamètre de 3 m. Le troisième projet en cours de construction, est celui télescope géant Magellan. Sa conception diffère des deux autres. Plutot que de le doter d’un seul miroir, le consortium GTM ( Giant Magellan Telescope) a opté pour un miroir principal constitué de sept miroirs de 8,4 m distincts. Ce télescope géant, dont la construction a également débuté sera capable de fournir une résolution spatiale équivalente à un miroir primaire de 24,5 m de diamètre et une surface collectrice équivalente à celle d'un miroir de 21,4 m.Le télescope géant Magellan, en cours de construction sur le site de l'Observatoire de Las Campanas, au Chili. © GMTO Corporation, M3 EngineeringDes avancées considérables attendues dans tous les domaines de l'astronomieCette rupture technologique aura des implications considérables dans la recherche astronomique en raison de ces nouvelles capacités d'observations du ciel. Des avancées significatives sont attendues dans tous les domaines de l’astronomie, des objets du Système solaire jusqu'au fin fond de l'Univers observable !Le principal objectif des télescopes géants est de voir les premières étoiles et galaxies qui se sont formées quelques centaines de millions d'années après le Big Bang (il y a 13,7 milliards d'années). C'est fondamental pour comprendre la formation et l'évolution des galaxies et de l’univers dans son ensemble. Ces premières étoiles que l'on suppose très massives, dites de population III, auraient brillé pendant un bref laps de temps (de l'ordre de un à quelques millions d'années chacune). Aujourd'hui disparues, elles sont peut-être à l'origine des sursauts gamma très lointains.Concrètement, les astronomes seront en mesure de détecter et caractériser des exoplanètes de la taille de la Terre, d'étudier l'horizon des trous noirs, voir les premières galaxies et isoler les étoiles des galaxies bien au-delà de l'Amas local. Les astronomes espèrent ainsi étudier l'environnement des étoiles en formation et ouvrir de nouvelles fenêtres sur la sortie des Âges sombres, cette période de l'histoire de l'univers qui débute après la diffusion du rayonnement cosmique et avant la formation des premières structures lumineuses, à partir de 200 millions d'années après le Big-Bang. Les ELT seront capables d'observer les premiers objets de l’Univers, c'est-à-dire formées quelques cent millions d'années après le Big Bang et s’ils émettent dans les longueurs d’ondes du visible.Champ lexical : extremely Large Telescope | télescope géantChamp lexical : extremely Large Telescope | télescope géant

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

VLT (Very Large Telescope) - VLTI (Very Large Telescope Interferometer)
En 1993, l'ESO lance le projet VLT (Very Large Telescope) et décide de l'installer sur le site de Cerro Paranal, dans les Andes Chiliennes, où le climat est particulièrement favorable aux observations astronomiques. Il s'agit d'un ensemble de 4 télescopes (optique et infrarouge) de 8,20 m (1998 (Antu), 1999 (Kueyen), 2000 (Melipal) et 2001 pour Yepun.) disposés dans une configuration en forme de trapèze et de 4 télescopes auxiliaires (AT) de 1.80 m. dont l'installation sera terminée fin 2006. Ces petits télescopes de 1,8 m sont capables de se déplacer le long de voies ferrées de façon à former, lorsque les huit instruments du VLT seront en activité, un interféromètre équivalant à un télescope optique de 200 m.Champ lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope Interferometer

7490_sphere-hisse-vers-le-telescope-geant-du-vlt

Structure du troisi&egrave;me [popupdefinition id=2464]t&eacute;lescope g&eacute;ant[/popupdefinition] de 8,2 m&egrave;tres de diam&egrave;tre install&eacute; au sommet du mont Paranal, au Chili. &Agrave; droite de l'image, on aper&ccedil;oit la bo&icirc;te noire de l'instrument Sphere, nouvellement install&eacute;.&copy; Eso, J. Girard

Le troisième télescope géant du VLT, au Chili

Aujourd'hui, les télescopes terrestres optiques ont des miroirs de plus ou moins 10 mètres. Seul le South African Large Telescope dispose d'un miroir de plus de 10 m (11 m). Cette génération de télescopes a pris son essor en 1948 avec la mise en service d'un télescope de 5 m sur le Mont Palomar en 1948. Depuis, les astronomes n'ont jamais cessé d'agrandir leurs miroirs pour collecter toujours plus de lumière. Parmi d’autres grands télescopes, on peut citer le GTC (Gran Telescopio Canarias) avec un miroir de 10,4 m de diamètre, ainsi que les Keck 1 et 2 dotés chacun d'un miroir 10 m de diamètre.Bienvenue dans l'ère des hypertélescopesEn mode interférométrique, des observatoires sont capables de créer des miroirs encore plus grand. C’est le cas du VLT (Very Large Telescope) qui recrée l'équivalent d'un miroir de 16,4 m de diamètre et atteint le pouvoir de résolution d'un télescope de 200 m de diamètre, en combinant ses quatre unités de 8,2 m. Vient ensuite le LBT (Large Binocular Telescope), dont les deux miroirs combinés sont équivalents à un miroir de 11,8 m. Les Keck 1 et 2 sont également conçus pour fonctionner ensemble par interférométrie, permettant alors d'atteindre la résolution angulaire équivalente à celle d'un miroir de 85 mètres de diamètre.Vue en coupe du futur télescope TMT de 30 mètres de diamètre (Thirty Meter Telescope) en cours de construction sur à Mauna Kea sur l'île d'Hawaï. © TMT Consortium, M3 Engineering Les télescopes terrestres de prochaine génération sont d’ores et déjà en cours de construction et disposeront de miroirs encore plus de grands. De 30 à 40 mètres selon le projet. Initialement, ces futurs Extremely Large Telscopes (ELT) devaient être encore beaucoup plus grands avec des miroirs de 50 à mètres de diamètre ! Pour des raison de couts et de difficultés technologies, ces ELT gigantesques ne verront probablement jamais le jour sur Terre. Cependant, si l'un d'eux devait être construit, ils le sera sur la Lune et vraisemblablement installé sur la face caché.Les miroirs de ces très grands télescopes ne sont évidemment pas construit d’un seul tenant. Il sont constitué d'une mosaïque de plusieurs segments. Cette segmentation est la seule technique connue aujourd'hui capable de réaliser un miroir primaire de plusieurs dizaines de mètres de diamètre.L’optique 2.0 des futurs télescopes géants arriveAinsi, le miroir primaire de 39 m du E-ELT de l’ESO, actuellement en cours de construction au Chili, sera constitué de 798 segments hexagonaux (petits miroirs de 1,4 m). En plus de ce miroir primaire, l’E-ELT se composera, d'un miroir secondaire de 4,2 m de diamètre, de deux autres miroirs plus petits de 3,8 m et 2,4 m puis d'un dernier de forme elliptique de 2,6 x 2,1 m. Autre exemple, le Thirty Meter Telescope International Observatory sera doté d’un miroir miroir de 30 mètres constitué de 492 segments de 1,4 m. Il sera également de deux autres miroirs dont le secondaire aura un diamètre de 3 m. Le troisième projet en cours de construction, est celui télescope géant Magellan. Sa conception diffère des deux autres. Plutot que de le doter d’un seul miroir, le consortium GTM ( Giant Magellan Telescope) a opté pour un miroir principal constitué de sept miroirs de 8,4 m distincts. Ce télescope géant, dont la construction a également débuté sera capable de fournir une résolution spatiale équivalente à un miroir primaire de 24,5 m de diamètre et une surface collectrice équivalente à celle d'un miroir de 21,4 m.Le télescope géant Magellan, en cours de construction sur le site de l'Observatoire de Las Campanas, au Chili. © GMTO Corporation, M3 EngineeringDes avancées considérables attendues dans tous les domaines de l'astronomieCette rupture technologique aura des implications considérables dans la recherche astronomique en raison de ces nouvelles capacités d'observations du ciel. Des avancées significatives sont attendues dans tous les domaines de l’astronomie, des objets du Système solaire jusqu'au fin fond de l'Univers observable !Le principal objectif des télescopes géants est de voir les premières étoiles et galaxies qui se sont formées quelques centaines de millions d'années après le Big Bang (il y a 13,7 milliards d'années). C'est fondamental pour comprendre la formation et l'évolution des galaxies et de l’univers dans son ensemble. Ces premières étoiles que l'on suppose très massives, dites de population III, auraient brillé pendant un bref laps de temps (de l'ordre de un à quelques millions d'années chacune). Aujourd'hui disparues, elles sont peut-être à l'origine des sursauts gamma très lointains.Concrètement, les astronomes seront en mesure de détecter et caractériser des exoplanètes de la taille de la Terre, d'étudier l'horizon des trous noirs, voir les premières galaxies et isoler les étoiles des galaxies bien au-delà de l'Amas local. Les astronomes espèrent ainsi étudier l'environnement des étoiles en formation et ouvrir de nouvelles fenêtres sur la sortie des Âges sombres, cette période de l'histoire de l'univers qui débute après la diffusion du rayonnement cosmique et avant la formation des premières structures lumineuses, à partir de 200 millions d'années après le Big-Bang. Les ELT seront capables d'observer les premiers objets de l’Univers, c'est-à-dire formées quelques cent millions d'années après le Big Bang et s’ils émettent dans les longueurs d’ondes du visible.Champ lexical : extremely Large Telescope | télescope géantChamp lexical : extremely Large Telescope | télescope géantChamp lexical : extremely Large Telescope | télescope géant

7484_le-troisieme-telescope-geant-du-vlt--au-chili

Un ing&eacute;nieur s'affaire autour des composants optiques et &eacute;lectroniques de l'instrument Sphere, peu avant qu'il ne capture, avec succ&egrave;s, sa premi&egrave;re [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] en mai 2014.&copy; Eso

Les composants de Sphere sur le VLT - Photos Futura

On désigne par le terme de « lumière visible » le spectre du rayonnement électromagnétique perceptible par l’œil humain.
La lumière blanche
Les longueurs d’ondes de la lumière visible s’échelonnent ...

Les composants de Sphere sur le VLT

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Gros plan sur l'instrument Sphere juste apr&egrave;s son installation sur l'un des quatre [popupdefinition id=2464]t&eacute;lescopes g&eacute;ants[/popupdefinition] du [popupdefinition id=2147]VLT[/popupdefinition].&copy; Eso, J.-L. Beuzit

L'instrument Sphere installé sur le VLT

Aujourd'hui, les télescopes terrestres optiques ont des miroirs de plus ou moins 10 mètres. Seul le South African Large Telescope dispose d'un miroir de plus de 10 m (11 m). Cette génération de télescopes a pris son essor en 1948 avec la mise en service d'un télescope de 5 m sur le Mont Palomar en 1948. Depuis, les astronomes n'ont jamais cessé d'agrandir leurs miroirs pour collecter toujours plus de lumière. Parmi d’autres grands télescopes, on peut citer le GTC (Gran Telescopio Canarias) avec un miroir de 10,4 m de diamètre, ainsi que les Keck 1 et 2 dotés chacun d'un miroir 10 m de diamètre.Bienvenue dans l'ère des hypertélescopesEn mode interférométrique, des observatoires sont capables de créer des miroirs encore plus grand. C’est le cas du VLT (Very Large Telescope) qui recrée l'équivalent d'un miroir de 16,4 m de diamètre et atteint le pouvoir de résolution d'un télescope de 200 m de diamètre, en combinant ses quatre unités de 8,2 m. Vient ensuite le LBT (Large Binocular Telescope), dont les deux miroirs combinés sont équivalents à un miroir de 11,8 m. Les Keck 1 et 2 sont également conçus pour fonctionner ensemble par interférométrie, permettant alors d'atteindre la résolution angulaire équivalente à celle d'un miroir de 85 mètres de diamètre.Vue en coupe du futur télescope TMT de 30 mètres de diamètre (Thirty Meter Telescope) en cours de construction sur à Mauna Kea sur l'île d'Hawaï. © TMT Consortium, M3 Engineering Les télescopes terrestres de prochaine génération sont d’ores et déjà en cours de construction et disposeront de miroirs encore plus de grands. De 30 à 40 mètres selon le projet. Initialement, ces futurs Extremely Large Telscopes (ELT) devaient être encore beaucoup plus grands avec des miroirs de 50 à mètres de diamètre ! Pour des raison de couts et de difficultés technologies, ces ELT gigantesques ne verront probablement jamais le jour sur Terre. Cependant, si l'un d'eux devait être construit, ils le sera sur la Lune et vraisemblablement installé sur la face caché.Les miroirs de ces très grands télescopes ne sont évidemment pas construit d’un seul tenant. Il sont constitué d'une mosaïque de plusieurs segments. Cette segmentation est la seule technique connue aujourd'hui capable de réaliser un miroir primaire de plusieurs dizaines de mètres de diamètre.L’optique 2.0 des futurs télescopes géants arriveAinsi, le miroir primaire de 39 m du E-ELT de l’ESO, actuellement en cours de construction au Chili, sera constitué de 798 segments hexagonaux (petits miroirs de 1,4 m). En plus de ce miroir primaire, l’E-ELT se composera, d'un miroir secondaire de 4,2 m de diamètre, de deux autres miroirs plus petits de 3,8 m et 2,4 m puis d'un dernier de forme elliptique de 2,6 x 2,1 m. Autre exemple, le Thirty Meter Telescope International Observatory sera doté d’un miroir miroir de 30 mètres constitué de 492 segments de 1,4 m. Il sera également de deux autres miroirs dont le secondaire aura un diamètre de 3 m. Le troisième projet en cours de construction, est celui télescope géant Magellan. Sa conception diffère des deux autres. Plutot que de le doter d’un seul miroir, le consortium GTM ( Giant Magellan Telescope) a opté pour un miroir principal constitué de sept miroirs de 8,4 m distincts. Ce télescope géant, dont la construction a également débuté sera capable de fournir une résolution spatiale équivalente à un miroir primaire de 24,5 m de diamètre et une surface collectrice équivalente à celle d'un miroir de 21,4 m.Le télescope géant Magellan, en cours de construction sur le site de l'Observatoire de Las Campanas, au Chili. © GMTO Corporation, M3 EngineeringDes avancées considérables attendues dans tous les domaines de l'astronomieCette rupture technologique aura des implications considérables dans la recherche astronomique en raison de ces nouvelles capacités d'observations du ciel. Des avancées significatives sont attendues dans tous les domaines de l’astronomie, des objets du Système solaire jusqu'au fin fond de l'Univers observable !Le principal objectif des télescopes géants est de voir les premières étoiles et galaxies qui se sont formées quelques centaines de millions d'années après le Big Bang (il y a 13,7 milliards d'années). C'est fondamental pour comprendre la formation et l'évolution des galaxies et de l’univers dans son ensemble. Ces premières étoiles que l'on suppose très massives, dites de population III, auraient brillé pendant un bref laps de temps (de l'ordre de un à quelques millions d'années chacune). Aujourd'hui disparues, elles sont peut-être à l'origine des sursauts gamma très lointains.Concrètement, les astronomes seront en mesure de détecter et caractériser des exoplanètes de la taille de la Terre, d'étudier l'horizon des trous noirs, voir les premières galaxies et isoler les étoiles des galaxies bien au-delà de l'Amas local. Les astronomes espèrent ainsi étudier l'environnement des étoiles en formation et ouvrir de nouvelles fenêtres sur la sortie des Âges sombres, cette période de l'histoire de l'univers qui débute après la diffusion du rayonnement cosmique et avant la formation des premières structures lumineuses, à partir de 200 millions d'années après le Big-Bang. Les ELT seront capables d'observer les premiers objets de l’Univers, c'est-à-dire formées quelques cent millions d'années après le Big Bang et s’ils émettent dans les longueurs d’ondes du visible.Champ lexical : extremely Large Telescope | télescope géantChamp lexical : extremely Large Telescope | télescope géantChamp lexical : extremely Large Telescope | télescope géantChamp lexical : extremely Large Telescope | télescope géant

VLT (Very Large Telescope) - VLTI (Very Large Telescope Interferometer)
En 1993, l'ESO lance le projet VLT (Very Large Telescope) et décide de l'installer sur le site de Cerro Paranal, dans les Andes Chiliennes, où le climat est particulièrement favorable aux observations astronomiques. Il s'agit d'un ensemble de 4 télescopes (optique et infrarouge) de 8,20 m (1998 (Antu), 1999 (Kueyen), 2000 (Melipal) et 2001 pour Yepun.) disposés dans une configuration en forme de trapèze et de 4 télescopes auxiliaires (AT) de 1.80 m. dont l'installation sera terminée fin 2006. Ces petits télescopes de 1,8 m sont capables de se déplacer le long de voies ferrées de façon à former, lorsque les huit instruments du VLT seront en activité, un interféromètre équivalant à un télescope optique de 200 m.Champ lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope Interferometer

7492_l-instrument-sphere-installe-sur-le-vlt

En attendant la premi&egrave;re [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] de l'instrument Sphere, la tension est palpable dans les locaux du [popupdefinition id=2147]VLT[/popupdefinition] pour les chercheurs et ing&eacute;nieurs qui ont &oelig;uvr&eacute; durant plus de 12 ans sur le projet.&copy; CNRS, Eso, Claude Delhaye

La première lumière de Sphere

VLT (Very Large Telescope) - VLTI (Very Large Telescope Interferometer)
En 1993, l'ESO lance le projet VLT (Very Large Telescope) et décide de l'installer sur le site de Cerro Paranal, dans les Andes Chiliennes, où le climat est particulièrement favorable aux observations astronomiques. Il s'agit d'un ensemble de 4 télescopes (optique et infrarouge) de 8,20 m (1998 (Antu), 1999 (Kueyen), 2000 (Melipal) et 2001 pour Yepun.) disposés dans une configuration en forme de trapèze et de 4 télescopes auxiliaires (AT) de 1.80 m. dont l'installation sera terminée fin 2006. Ces petits télescopes de 1,8 m sont capables de se déplacer le long de voies ferrées de façon à former, lorsque les huit instruments du VLT seront en activité, un interféromètre équivalant à un télescope optique de 200 m.Champ lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope InterferometerChamp lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope Interferometer

7494_la-premiere-lumiere-de-sphere

Instrument Sphere

Observatoire du Cerro Paranal

Cerro Paranal

Sphere, le chasseur d’exoplanètes, sur le télescope du VLT

Astronomie

Exoplanètes

Sphère

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Transfert d’ADN dénaturé, depuis un gel (agarose par exemple) sur une membrane (nitrocellulose par exemple), où il peut être hybridé avec un acide nucléique complémentaire.
Note : Southern est le nom du chercheur qui a mis au point cette technique. Voir aussi : transfert de protéines. Équivalent étranger : Southern blotting.Champ lexical : technique de Southern | transfert de Southern | southern

Transfert d'ADN

VLT (Very Large Telescope) - VLTI (Very Large Telescope Interferometer)
En 1993, l'ESO lance le projet VLT (Very Large Telescope) et décide de l'installer sur le site de Cerro Paranal, dans les Andes Chiliennes, où le climat est particulièrement favorable aux observations astronomiques. Il s'agit d'un ensemble de 4 télescopes (optique et infrarouge) de 8,20 m (1998 (Antu), 1999 (Kueyen), 2000 (Melipal) et 2001 pour Yepun.) disposés dans une configuration en forme de trapèze et de 4 télescopes auxiliaires (AT) de 1.80 m. dont l'installation sera terminée fin 2006. Ces petits télescopes de 1,8 m sont capables de se déplacer le long de voies ferrées de façon à former, lorsque les huit instruments du VLT seront en activité, un interféromètre équivalant à un télescope optique de 200 m.Champ lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope Interferometer

L'ESO (European Southern Observatory ou Observatoire européen austral) a été créé par l'Europe en 1962 pour établir un observatoire astronomique dans l'hémisphère Sud, équipé d'instruments puissants (des télescopes comme le VLT, Alma...), dans le but d'améliorer la collaboration et l'organisation en astronomie. L'ESO, première organisation intergouvernementale pour l’astronomie en Europe, est soutenu par 15 pays : Allemagne, Autriche, Belgique, Brésil, Danemark, Espagne, Finlande, France, Italie, Pays-Bas, Portugal, République tchèque, Royaume-Uni, Suède et Suisse. Bien que les instruments de l’ESO se trouvent dans la région chilienne du désert d'Atacama, le centre scientifique, technique et administratif est basé à Garching, en Allemagne, près de Munich.L'ESO conduit des programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l’astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d’importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle important dans la promotion et l’organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. Une présentation de l'ESO. © European Southern Observatory (ESO)On peut se faire une idée de la prééminence de l'Observatoire européen austral au niveau de l’astronomie mondiale lorsque l’on sait que c’est l'observatoire astronomique le plus productif au monde avec chaque année environ 2.000 demandes de temps d’observation qui sont déposées. Toutes ne sont pas satisfaites et de loin car cela impliquerait de pouvoir disposer de quatre à six fois plus de nuits que ce qui est disponible actuellement, comme l’explique le site de l’ESO.Il en résulte un énorme flot de données et des centaines de publications scientifiques de haut niveau chaque année dans des domaines qui vont de l’étude du trou noir central de la Voie lactée aux exoplanètes. Ces données, héritages pour l’Humanité future, sont archivées et elles représentent à ce jour plus de 10 millions d'images et spectres, qui occuperaient l’équivalent d’environ 90 millions de livres de 1.000 pages chacun, comme le mentionne aussi le site de l’ESO.Les sites de l'ESOL'ESO possède trois sites d’observation au Chili : La Silla, Cerro Paranal et Chajnantor.La Silla se trouve à 2.400 mètres d'altitude et à 600 kilomètres au nord de Santiago du Chili. On y trouve plusieurs télescopes observant dans le visible comme le NTT (New Technology Telescope) de 3,50 mètres de diamètre, le premier télescope au monde à avoir un miroir primaire contrôlé par ordinateur (optique active), et surtout le télescope de 3,60 mètres de l'ESO qui permet la chasse aux exoplanètes par la méthode des vitesses radiales grâce à l’instrument Harps (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher).Le site de Paranal, à 2.600 mètres d'altitude, à environ 130 kilomètres au sud d'Antofagasta et à 12 kilomètres de la côte pacifique est le lieu des observations avec le fameux Very Large Telescope (VLT) qui permet de faire de la synthèse d’ouverture par interférométrie à l’aide d'un réseau de quatre télescopes, chacun équipé d'un miroir primaire de 8,20 mètres de diamètre.À côté du VLT se trouvent également quatre télescopes auxiliaires mobiles complémentaires de 1,8 mètre qui peuvent s’ajouter aux observations. Lorsque l’on fait de la synthèse d’ouverture, on obtient alors l’équivalent d’un interféromètre géant, le VLT Interferometer ou VLTI dont la taille correspondrait à la distance entre les miroirs les plus éloignés, soit jusqu'à 200 mètres dans le cas du VLTI avec les télescopes auxiliaires.Sur le haut plateau de Chajnantor, à 5.000 mètres d'altitude, opère maintenant Alma (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). Ce radiotélescope est composé d'un réseau de 66 antennes géantes de 12 et 7 mètres de diamètre observant dans les longueurs d'ondes millimétriques et submillimétriques.L'European Extremely Large TelescopeL’ESO est maintenant engagé dans un projet ambitieux, un télescope géant en construction au sommet du Cerro Armazones (3.064 mètres), une montagne proche du Cerro Paranal. Baptisé l'Extremely Large Telescope (ELT, ou aussi E-ELT pour European Extremely Large Telescope), il devrait voir sa première lumière en 2024.Son miroir primaire de 39 mètres de diamètre segmenté en 798 petits miroirs de 1,4 mètre en fera le plus grand télescope au monde à opérer dans les domaines de l'optique et de l'infrarouge.

En astronomie, un astre désigne tout corps céleste et visible par lui-même (comme le soleil) ou empruntant sa clarté à un autre corps (comme la Lune).
Voici une liste d’objets célestes pouvant être dénommé astre (non exhaustive) :
Étoile.Planète.Exoplanète.Satellite.Galaxie.Astéroïde.Comète.Supernova.Galaxie.Quasar.Amas d’étoiles.Nébuleuse.
À l’inverse, un satellite artificiel, même visible, ne pourra pas prétendre à l’appellation astre. 
La luminosité des astres
La luminosité d’un astre est mesurée par sa magnitude, qui peut être apparente (mesurée depuis la Terre) ou absolue (véritable quantité de lumière émise par l’étoile). Plus l’astre est lumineux, plus la magnitude sera faible. La soleil a par exemple une magnitude apparente de -26,7 et la Lune de -12,6. La limite de visibilité pour un œil humain depuis la surface de la Terre se situe environ à +6,7 : tous les astres dont la magnitude est inférieure sont visibles et les autres sont invisibles.
Comment sont nommés les astres ?
Depuis 1922, c’est l’Union astronomique internationale (UAI) qui décide des noms des astres. La plupart sont issus de traditions astronomiques préexistantes, comme le nom des planètes du Système solaire (Mercure, Mars, Venus…). Si ces noms se réfèrent donc souvent à la mythologie gréco-latine, l’UAI a récemment baptisé de nouvelles étoiles faisant référence à des peuples aborigènes, chinois, hindous, mayas, polynésiens, ou encore sud-africains, comme Khoikhoi, Xamidimura ou Pipirima.
Par ailleurs, aucun nom ayant une connotation politique, militaire ou religieuse ne peut être utilisé (sauf pour des hommes politiques antérieurs au XIXe siècle), et l’attribution d’un nom de personne doit être réservé à des personnalités reconnues sur le plan international et décédées depuis plus de 3 ans.
En astrologie, seuls le soleil, la Lune et les planètes sont dénommés astres et envisagés comme ayant une influence sur les êtres humains et leurs comportements.

Astre

Chargé d’étudier l’origine et l’évolution de l’univers, ainsi que des objets et des phénomènes qui le constituent, l’astronome peut se spécialiser dans différentes branches de son métier : la mécanique céleste, l’astrométrie (qui consiste à mesurer la position des astres dans le ciel) ou encore l’astrophysique. Il étudie les corps célestes et les systèmes plus vastes en s’intéressant à leur mouvement, leur lumière, leur composition, leur histoire et leur évolution. Soleil, comètes, étoiles, matière interstellaire, galaxies, planètes, nébuleuses, supernovae… Le champ d’étude est aussi vaste que l’univers !Pour mener à bien ses observations, il peut se déplacer sur le terrain dans le cadre de missions mais passe la majorité de son temps dans son laboratoire à analyser et interpréter les données recueillies grâce aux sondes spatiales, aux satellites, aux télescopes ou autres instruments d'observation et de mesure à sa disposition. Les observatoires sont généralement situés loin des pollutions lumineuses que constituent les villes et se positionnent dans les déserts ou à haute altitude.Scientifique de terrain mais aussi chercheur, l’astronome publie ses recherches dans des revues spécialisées et partage ses connaissances avec l’ensemble de ses confrères au niveau international. Il participe également à des colloques et peut tenir des conférences.L'astronome peut être principalement observateur, s'occupant alors de l'acquisition et du traitement des données. S’il est astronome théoricien, il va chercher à établir des théories ou modèles mathématiques ou physiques afin d’interpréter les données observées. L’astronome peut également participer à l’amélioration ou la création d’instruments de mesure astronomiques.S’il est enseignant-chercheur, l’astronome donnera des cours en université.Aujourd’hui les métiers d’astronome et d’astrophysicien tendent à se confondre.Découvrez les meilleures offres de formation dès maintenant Les principales compétences et qualités à avoir L’astronome requiert des compétences et qualités propres aux chercheurs :maîtriser les instruments de mesures et d’observation ;être aussi à l’aise en observation sur site qu’en analyse en laboratoire ;savoir interpréter les résultats obtenus à l’aide de modèles issus des mathématiques, de la physique et de la chimie ;savoir émettre, confronter et vérifier des hypothèses et théories ;maîtriser l’anglais ;publier ses résultats de recherches et participer à des colloques internationaux ;aimer le travail en équipe ;assurer une veille scientifique et technologique ;être organisé, passionné et avoir le sens de l’observation.L’astronome peut exercer au sein d’un observatoire, que ce soit en France ou à l’étranger. Une des missions de l’astronome : l’observation de nuit, sur le terrain, ici à l’Observatoire du Pic du Midi. © Alain Sallez, picdumidi.org. Les conditions de travail d'un astronomeSur le terrain, l’astronome ne compte pas vraiment ses heures. Il peut travailler de jour comme de nuit, sur le terrain pour réaliser ses observations ou en laboratoire pour en éplucher les fruits. C'est dans les laboratoires de physique, d'astronomie ou d'astrophysique que s'effectue l'essentiel de son travail, ceux-ci étant souvent rattachés à des observatoires. Grâce aux puissants instruments de mesures, l’astronome a accès à de nombreuses données sans avoir forcément à se déplacer. Il peut néanmoins se rendre à l’étranger dans le cadre de missions d’observation ou alors, et c’est plus courant, pour assister à des colloques ou conférences. Il faut dans ce cas avoir une bonne condition physique car les observatoires sont généralement situés en altitude ou dans des lieux reculés tels que les déserts et donc soumis à des conditions difficiles. Sachez par ailleurs qu’il y a très peu de postes d’astronomes en France. La concurrence est donc féroce et les possibilités d’emplois sont rares. Comment devenir astronome ? Un bac + 8 voire + 11 est demandé pour exercer le métier d’astronome. Voici quelques diplômes possibles :Master Sciences et technologies, mention astronomie, astrophysique et sciences de l’espace, spécialité astronomie et astrophysique ;Master Sciences de l’univers et techniques spatiales ;Master Astrophysique, sciences de l’espace et planétologie ;Master Physique, option Astrophysique ;Grandes écoles ou écoles d’ingénieurs spécialisées en optique ou physique ;Doctorat puis postdoctorat.Le salaire d’un astronomeSelon son statut, un astronome débutant percevra une rémunération brute comprise entre 1700 et 2500 euros.En observatoire ou à l’université, un astronome maître de conférences gagne par exemple aux alentours des 2100 euros à ses débuts.Au CNRS, un ingénieur débutant gagne environ 1700 euros et finit sa carrière avec un salaire brut mensuel de 4000 euros. Les perspectives d’évolution d’un astronomeUn astronome maître de conférences peut évoluer vers un poste de professeur des universités. Quant au chargé de recherche, il peut à terme devenir directeur de recherche. Un astronome évolue surtout grâce à la publication d’articles scientifiques et à la participation à des colloques internationaux. C’est comme ça qu’il se fait connaître et repérer. Entreprises qui emploient des astronomesCNRS ;observatoires en France et à l’étranger ;universités.Accédez aux meilleures offres de formation

Astronome

Le contraste est l'écart de luminosité entre les hautes et les basses lumières.