Image composite r&eacute;unissant deux heures d'exposition de la pluie annuelle d'[popupdefinition id=868]&eacute;toiles filantes[/popupdefinition], les [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition], le 12 ao&ucirc;t 2016 (nuit du maximum d'activit&eacute;), au-dessus du lac Svityaz, en Ukraine.&copy; Ihor Khomych, via Spaceweather

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Averse de Perséides en Ukraine

L’expression « étoile filante » est trompeuse. Il ne s’agit pas d’étoiles qui filent mais de grains de poussière pénétrant la haute atmosphère de la Terre à des vitesses comprises entre, environ, 30 et 70 km/s. L’échauffement provoqué par le frottement dans l'air arrache alors les électrons des atomes : c'est une ionisation. Elle se traduit par une brillante et très brève traînée de lumière qui zèbre le ciel.L’origine de ces corpuscules, dont beaucoup sont aussi gros qu’un grain de riz, est principalement cométaire. Quand notre planète, sur sa trajectoire autour du Soleil, croise les multiples filons de poussière que les comètes ont laissés dans leurs sillages, les météores pleuvent par centaines chaque heure. On parle alors d’essaim météoritique mais le terme le plus souvent utilisé est « pluie d’étoiles filantes ».Pluies et tempêtes d’étoiles filantesCes pluies sont périodiques et plus ou moins importantes d’une année à l’autre, selon la densité du courant de poussière. La plus célèbre de toutes, dite des Perséides (du nom de la constellation où se situe son radiant), se produit chaque année autour du 12 août. Notez qu’il n’est pas le seul à être remarquable. D’autres, comme les Léonides en novembre, peuvent être très spectaculaires. En 1833 et 1966 par exemple, le flux de météores dépassèrent, respectivement, 150.000 et 200.000 par heure ! Dans ces cas, on parle de tempête d’étoiles filantes.Nonobstant les essaims annuels, il est possible d’observer en moyenne, selon les statistiques, une étoile filante par heure. Bien entendu, il convient de les guetter dans un environnement où la pollution lumineuse est très faible. Les plus brillantes et longues sont des bolides. Les plus volumineux de ces météores peuvent atteindre le sol.

Étoile filante

Les Perséides sont une pluie d’étoiles filantes très célèbre dont la période d’activité s’étend entre le 17 juillet et le 24 août. Le maximum se produit chaque année autour du 12 août (la nuit du 11 au 12 ou du 12 au 13), soit peu après la Saint-Laurent, ce qui leur vaut le surnom de « larmes de Saint-Laurent ». L’essaim météoritique est nommé Perséides car son radiant se situe au sein de Persée. C’est au cours de la seconde moitié de la nuit que la constellation est au plus haut dans le ciel.
Quelle est l’origine de la pluie d’étoiles filantes des Perséides ?
Ces étoiles filantes sont des grains de poussière associés à la comète 109P/Swift-Tuttle dont la période orbitale est de 133 ans (son dernier passage au plus près du Soleil date de 1992). Comme son orbite croise celui de la Terre autour du Soleil, notre planète traverse ce courant de poussière chaque année, au cœur de l’été.
Position du radiant des Perséides au sein de la constellation de Persée, le 12 aout. © AMS
Combien d’étoiles filantes peut-on voir ?
Dans de bonnes conditions, sous un beau ciel clair avec un minimum de pollution lumineuse et l’absence de la Lune (cela dépend des années), il est possible de voir, lors du pic d’activité, entre 80 et 100 météores par heure pénétrer l’atmosphère à une vitesse moyenne de 60 km/h. En 2016, le taux horaire dépassait 150 météores visibles. Cependant le cru de l’été 1993 fut le plus exceptionnel dans l’histoire récente : quelque 300 météores par heure (la comète était passée quelques mois auparavant) avaient alors zébré le ciel. Signalons que les Perséides sont très riches en bolides. Il est donc fréquent de voir ces « boules de feu » très lumineuses fendre le ciel.
Pourquoi y a-t-il des pluies d’étoiles filantes ?
La pluie d’étoiles filantes des Perséides est l’une des plus belles de l’année (les Léonides ou les Géminides sont aussi très spectaculaires) et doit surtout sa grande popularité au fait qu’elle est observable au milieu de l’été, lorsque les nuits sont douces et que nombre des observateurs sont en vacances.
Observer les étoiles : quels sont les meilleurs endroits en France ?
À noter que l’essaim météoritique est à l’origine d’une manifestation nationale de culture scientifique très médiatisée : la Nuit des étoiles. Cependant, la programmation de cette dernière ne coïncide pas toujours avec le pic d’activité des Perséides.

Perséides

10756_averse-de-perseides-en-ukraine

Magnifique &eacute;toile filante&nbsp;associ&eacute;e &agrave; l'[popupdefinition id=929]essaim m&eacute;t&eacute;oritique[/popupdefinition] des [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition] photographi&eacute;e dans le ciel de Narusawa-mura, au sud-ouest de Tokyo, le 13 ao&ucirc;t 2016. Comme on peut le voir, le bolide&nbsp;semble avoir &eacute;t&eacute; d&eacute;coch&eacute; par Pers&eacute;e (&agrave; gauche de la photo). La grappe d'&eacute;toiles en dessous de l'horizon est celle des [popupdefinition id=5212]Pl&eacute;iades[/popupdefinition] (Subaru, en japonais).&copy; reonides, Flickr

Étoile filante dans le ciel japonais

Anneau de particules réparties le long de l´orbite d´une comète, provenant de poussières éjectées par son noyau.

Essaim météoritique

Les Pléiades est le nom d’origine grecque donné à un amas ouvert que l’on peut distinguer aisément dans le ciel nocturne. C’est un des plus beaux objets célestes qui nous soient donnés de voir depuis la Terre. Amas ouvert, cela signifie que c’est un groupe de jeunes étoiles. Les astronomes ont compté plus de 1.000 membres au sein des Pléiades, pour une masse approximative de 800 soleils. C’est une des nombreuses pouponnières de la Voie lactée et l’une des plus proches de notre Système solaire. De notre planète, nous les voyons briller dans la constellation du Taureau.Les Pléiades, aussi désignées Messier 45 (M 45), s’étendent sur quelque 15 années-lumière à approximativement 430 années-lumière. Elles sont nées, dans leur ensemble, il y a environ 100 millions d’années. Au cours des prochaines 250 millions d’années, ces bébés étoiles vont s’éparpiller dans la Galaxie. Ses étoiles les plus brillantes sont des géantes bleues très chaudes, de classe B. Des astres plus petits et plus pâles que notre Soleil y brillent aussi : des naines rouges ainsi que des naines brunes. Sans oublier que beaucoup des étoiles sont doubles. Et, plus étonnant, des naines blanches y ont été observées.Comme on peut le voir sur les photographies et aussi, quand les conditions d’observation sont bonnes (en l’absence de la Lune et de pollution lumineuse), les Pléiades sont nimbées de gaz. En particulier l’étoile Merope. L’amas baigne dans une nébuleuse par réflexion.Les Pléiades photographiées avec le télescope WIYN de 0,9 m à Kitt Peak, Arizona. © NOAOLes Pléiades : origine du nom et mythologieÀ l’œil nu, il est possible de discerner six étoiles des Pléiades. Avec une paire de jumelle, le spectacle est encore plus beau : vous pouvez alors en admirer une centaine.L’origine du nom des Pléiades — qui fait aussi référence aux sept grands poètes alexandrins du IIIe siècle avant J.-C. — est obscure, il pourrait provenir du verbe grec plein qui signifie naviguer. Il faut dire que le retour de l’amas, au-dessus de l’horizon nord-est en début de soirée correspond à l’automne, et son départ, au nord-ouest, au printemps (vice-versa le matin). Sa présence dans le ciel était synonyme d’une période peu propice à la navigation (les Grecs et aussi les Romains évitaient en effet de prendre la mer de l’automne au printemps). « Souviens-toi que, quand les Pléiades, fuyant devant la force d’Orion, tombent dans la mer embrumée, c’est le moment où bouillonnent les souffles de tous les vents », écrivait Hésiode dans Les Travaux et les jours.L’amas des Pléiades a bien d’autres noms, selon les cultures et les époques. Les Grecs les nommaient aussi les Sept Sœurs ou les Sept Filles d’Atlas. Sept ? Oui, car la légende disait que l’une d’elles, Merope, n’était pas mariée à un dieu, d’où son absence dans le ciel (quand on les observe à l’œil nu) parmi les autres. Dans la mythologie, il est dit aussi qu’elles ont été changées en colombes par Zeus — lequel s’est transformé en taureau — pour échapper au Chasseur Orion qui les poursuivait.Les Sept sœurs ou Sept filles du géant Atlas et de Pleione sont : Alcyone, Merope, Celaeno, Électre, Astérope, Taygéte et Maïa.Les Romains voyaient en elles une grappe de raisin. Elles sont aussi nommées la Poussinière. Au Japon, elles sont Subaru.

Pléiades

Un bolide est un météore de masse importante. Contrairement aux étoiles filantes qui ne sont que quelques grammes de poussière, les bolides peuvent atteindre plusieurs kilos, voire plusieurs tonnes. Tout comme les météores, les bolides s'enflamment lors de leur entrée dans l'atmosphère. Plus ils seront gros, plus leur trajectoire sera longue et lumineuse. En général les bolides se désagrègent avant de toucher Terre, mais il arrive que certains atteignent la Terre. Dans ce cas on les appelle des météorites.

Bolide

10730_etoile-filante-dans-le-ciel-japonais

Image composite r&eacute;unissant 29 [popupdefinition id=868]m&eacute;t&eacute;ores[/popupdefinition] photographi&eacute;s au cours de la nuit du 11 au 12 ao&ucirc;t 2016. Le [popupdefinition id=958]radiant[/popupdefinition] de l'[popupdefinition id=929]essaim m&eacute;t&eacute;oritique[/popupdefinition] est clairement visible au centre, en direction de la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] de Pers&eacute;e, alors en pleine ascension au-dessus du lac Collins, en Californie.&copy; Rick Whitacre, Flickr

Le radiant des Perséides

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

Point de la sphère céleste d'où semblent provenir les météores d'un essaim météoritique.

Radiant

10736_le-radiant-des-perseides

Alors que l'astrophotographe r&eacute;alisait un portrait de notre grande voisine galactique, la [popupdefinition id=5269]galaxie d'Androm&egrave;de[/popupdefinition] (M31), situ&eacute;e &agrave; quelque 2,3 millions d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition], un m&eacute;t&eacute;ore pas plus gros qu'un grain de riz fendait le ciel, juste devant, &agrave; seulement plus d'une centaine de kilom&egrave;tres au-dessus du sol terrestre. Cela s'est produit en 2016, au cours de la nuit du maximum d'activit&eacute; des [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition], mais l'orientation de l'[popupdefinition id=868]&eacute;toile filante[/popupdefinition] sugg&egrave;re qu'il pourrait s'agir d'une delta-Aquaride du sud.&copy; Fritz Helmut Hemmerich

Une étoile filante fend la galaxie d'Andromède

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

La Voie lactée est le nom de notre galaxie. Foyer du Système solaire, elle est de type spiral, s’étend sur environ 100.000 années-lumière et contient 100 à 400 milliards d’étoiles. À cela il faut ajouter au moins autant de planètes.
Depuis la Terre, on ne peut observer qu’une coupe transversale de la Voie lactée, épaisse de 1.000 à 3.000 années-lumière. Elle apparaît alors comme une traînée de lumière blanche laiteuse parcourant le ciel, d’où son nom. Observée dès l’Antiquité par les Anciens, elle est ainsi baptisée d’après la mythologie grecque, selon laquelle Héra aurait arraché Héraclès, fils de Zeus, de son sein, faisant ainsi gicler le lait sur la voûte céleste.
La structure de la Voie lactée
Galilée observe en 1610, grâce à sa lunette astronomique, que cette traînée blanchâtre est en fait une région dense en étoiles, indiscernables à l’œil nu. Plus tard, la structure de la galaxie a été progressivement révélée entre 1918 et 1928 par Harlow Shapley, Jan Oort et Bertil Lindbald. Le premier comprend que la Voie lactée est un disque et repère son centre, situé dans la constellation du Sagittaire. Les deux autres astronomes montrent que les étoiles tournent autour du centre galactique, rapidement au voisinage du centre, plus lentement en périphérie.
La Voie lactée est plus précisément une galaxie spirale barrée, c’est-à-dire qu’au milieu de la galaxie se trouve une barre d’étoiles de laquelle partent quatre bras majeurs. L’existence de ces bras a été découverte en 1951 par Edward Mills Purcell et Harold Ewen grâce à des mesures en radioastronomie. Le Système solaire est situé en périphérie de la galaxie, dans l’un des bras spiraux appelé bras d’Orion, à environ 27.000 années-lumière du centre autour duquel il tourne à une vitesse de 230 km/s. 
Le centre, justement, aussi appelé bulbe galactique, est gonflé par une grande densité d’étoiles et mesure 10.000 années-lumière de diamètre. De plus, au cœur de la galaxie se tapit Sagittarius A*, un trou noir supermassif de plus de quatre millions de masses solaires. L’ensemble de la galaxie est entouré d’un halo, qui serait constitué d’étoiles, de gaz et de matière noire.
Grande sœur de notre galaxie, Andromède est également une galaxie spirale. © Nasa, JPL, California Institute of Technology
La place de la Voie lactée dans l’univers
En 1924, l’astronome Edwin Hubble conclut qu’il existe d’autres galaxies dans l’univers. En effet, des objets que l’on prenait pour des nébuleuses en raison des télescopes insuffisamment puissants, tels NGC 6822, M33 et M31, sont en réalité des galaxies : respectivement, la galaxie de Barnard, du Triangle et d’Andromède.
La Voie lactée appartient au Groupe local, un amas d’une soixantaine de galaxies mesurant 10 millions d’années-lumière de diamètre, qui contient également, la galaxie d’Andromède. Le Groupe local fait quant à lui partie du superamas de la Vierge, lui-même inclus dans une structure encore plus grande, un superamas appelé Laniakea.
En outre, la galaxie n’est pas immobile dans l’espace. Elle se déplace à 630 km/s, soit 2,3 millions de kilomètres par heure, par rapport au fond diffus cosmologique, probablement attirée par un superamas de galaxies d’un côté et repoussée par un grand vide de l’autre.

Voie lactée

La galaxie MESSIER 31 - galaxie d’Andromède - est l'une des galaxies les plus proches de nous, à moins de 3 millions d'années-lumière. Reconnaissable à l'œil nu dans un ciel de campagne comme une petite tache laiteuse allongée dans la constellation d'Andromède, elle est citée pour la première fois en 964 par l'astronome persan Al-Sufi.
C'est dans cette galaxie que l'astronome Hubble découvre en 1923 une étoile variable particulière qui lui permettra de connaître la véritable distance de cet objet : on comprendra alors qu'il ne s'agit pas d'une nébuleuse au sein de notre galaxie mais d'une autre galaxie bien plus éloignée, et l'on commencera à prendre véritablement conscience de l'immensité de notre Univers.

Galaxie d'Andromède

10775_une-etoile-filante-fend-la-galaxie-d-andromede

[popupdefinition id=3293]Effusion[/popupdefinition] de [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition] devant la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition], en direction de la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] de Pers&eacute;e, photographi&eacute;e au cours de la nuit du pic d'activit&eacute;, entre le 11 et le 12 ao&ucirc;t 2016, dans la for&ecirc;t de Los Padres, en Californie.&copy; <a href="https://www.facebook.com/transientastro/">Transient Astronomers</a>, Flickr

Bousculade de Perséides devant la Voie lactée

Une effusion est une fuite de liquide à travers les parois d'un vaisseau sanguin vers les tissus ou vers une cavité de l'organisme. L'effusion est souvent provoquée par l'inflammation ou la congestion d'un vaisseau.

Effusion

10740_bousculade-de-perseides-devant-la-voie-lactee

Un [popupdefinition id=5255]bolide[/popupdefinition] des [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition] plongeant dans l'[popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] terrestre, devant la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition], photographi&eacute; le 12 ao&ucirc;t au-dessus d'[popupdefinition id=6946]&eacute;oliennes[/popupdefinition] situ&eacute;es pr&egrave;s du sommet du mont Achaia, en Gr&egrave;ce.&copy; <a href="https://www.flickr.com/photos/vathis/">Spiros Vathis</a>, Flickr

Un bolide dans le ciel de Grèce

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 terrestre
L’atmosphère terrestre correspond à la couche de gaz et de particules qui entoure notre planète. L’air 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.
Les couches de l'atmosphère terrestre
 Sa limite est difficile à déterminer car il n’existe pas de frontière nettement dessinée. 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’altidude ;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 pression
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

Une éolienne est une turbine qui transforme l’énergie cinétique du vent (énergie éolienne) en électricité. On peut également parler d'aérogénérateur. On appelle parc éolien ou ferme éolienne le lieu où plusieurs éoliennes sont rassemblées.
 L’énergie éolienne, inépuisable, peut être récupérée avec un rendement élevé. En France, ce gisement est bon mais peu développé. Jean-Luc Wingert, ingénieur-conseil énergie et environnement, nous parle des enjeux du secteur. © Futura-Sciences
Description d'une éolienne
Une éolienne se compose de quatre parties principales :
 la fondation, qui permet de fixer l'ensemble de la structure ; le mât ; la nacelle, fixée au sommet du mât, qui contient le générateur et le rotor ; les pales, en général au nombre de trois afin d'optimiser le rendement, dont l'axe de rotation correspond au centre de la nacelle. 
Fonctionnement d'une éolienne
Le vent actionne les pales. Cette rotation fait tourner le rotor de l'alternateur, ce qui produit donc de l'énergie électrique.
En général, il suffit d'un vent d'une dizaine de kilomètres à l’heure pour mettre les pales en mouvement.
 Cette infographie parle du parc éolien français, la puissance installée sur le continent et les projets offshore. © Idé
Production d'électricité avec les éoliennes
La puissance délivrée étant soumise aux aléas du vent, les éoliennes restent encore marginales dans le rendement énergétique total d'un pays, à l'exception notable du Danemark. Ainsi, dans un pays tel que la France, il faudrait 5.000 éoliennes pour générer autant d'électricité qu'une centrale nucléaire. Cependant, à l'heure du développement durable, l'énergie éolienne tend à se développer, notamment en Chine et aux États-Unis. Le Syndicat des énergies renouvelables estime à 33 le nombre d'emplois créés chaque jour par l'éolien.
L'éolien en France
Fin 2011, la France disposait d'environ 4.200 éoliennes, réparties au sein de 600 parcs. Ces parcs représentent une puissance installée de quelque 6.700 MW. La région française qui contribue le plus à cette puissance est la Picardie, avec 818 MW (chiffres 2012) soit 12 % de la puissance totale. En 2009, la part de l'éolien dans le mix énergétique français représentait environ 1,5 % de la production totale d'électricité avec 7,8 TWh.
Ainsi, afin d'être utilisées à plein rendement, il est nécessaire d'étudier précisément le lieu d'implantation des éoliennes. Souvent placées en altitude, les éoliennes sont également de plus en plus souvent implantées en pleine mer : on les appelle alors éoliennes offshore.
L'éolien en mer
En juillet 2011, le gouvernement français a lancé un appel d'offres pour la mise en place de 600 éoliennes en mer réparties au niveau de cinq parcs, ce qui représente une puissance installée de 3.000 MW. Les travaux devraient commencer en 2016.
Un parc éolien en mer nécessite l’installation d’u poste de transformation lui aussi offshore. © Idé
Ailleurs dans le monde, des pays comme le Danemark ou le Royaume-Uni sont plutôt en avance. Le London Array, parc situé à l'embouchure de la Tamise et dont la première phase est entrée en service en avril 2013, sera composé, à terme, de près de 700 éoliennes.

Éolienne

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Le ciel de Nyk&oslash;bing [popupdefinition id=11038]Mors[/popupdefinition], au Danemark, constell&eacute; d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] et z&eacute;br&eacute; de [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition], devant la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition]. Image prise le 12 ao&ucirc;t 2016.&copy; <a href="http://www.facebook.com/rmsphotography95">Ruslan Merzlyakov</a>, via Spaceweather

Un ciel zébré d'étoiles filantes

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. © ESOAu 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 dans la constellation du Taureau. Ces étoiles partagent un mouvement commun à travers l'espace dans la Voie lactée. © CnesIl 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 étoilesGrâce 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 parle de l'évolution des étoiles de type solaire et de 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

Le mor est un type d’humus qui se forme en milieu oxygéné (en aérobiose). Il a une structure fibreuse ou feuilletée. 
Il se forme sur des roches siliceuses et sous une végétation épineuse.

10738_un-ciel-zebre-d-etoiles-filantes

Cette image composite de la pluie de [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition] 2016 (surnomm&eacute;es les &laquo;&nbsp;[popupdefinition id=17990]larmes[/popupdefinition] de Saint-Laurent&nbsp;&raquo; au Canada) compile les [popupdefinition id=868]m&eacute;t&eacute;ores[/popupdefinition] les plus brillants parmi les 339 recueillis durant cinq heures par l'astrophotographe hongroise, le 11 ao&ucirc;t 2016.&copy; <a href="https://www.facebook.com/monika.landygyebnar">Monika Landy-Gyebnar</a>, via Spaceweather

Pluie d'étoiles filantes dans le ciel hongrois

Une larme est une sécrétion lacrymale, c'est-à-dire une solution saline diluée qui est libérée par la glande lacrymale, située dans le haut de l’œil, dans sa partie extérieure. Lorsque les yeux clignent, ils poussent vers le bas les larmes, qui peuvent alors rejoindre le point lacrymal, un point rouge situé sur le bord de la paupière. Les larmes passent dans les canalicules lacrymaux, puis dans le sac lacrymal et enfin dans le canal lacrymo-nasal qui débouche dans la cavité du nez. Les larmes produites par les glandes lacrymales peuvent donc rejoindre la cavité nasale : la goutte au nez apparaît !Le liquide des larmes contient du mucus, des anticorps et du lysozyme, une enzyme qui favorise l’élimination de bactéries. Les larmes nettoient l’œil, le protègent et lubrifient sa surface, la cornée. Les larmes permettent aussi d’éliminer des impuretés qui entrent dans l’œil par accident. Au fil du temps, l’activité des glandes lacrymales peut diminuer, entraînant l’assèchement de l’œil, ce qui favorise des infections et une irritation de l’œil. Lorsque la production de larmes est insuffisante, on parle souvent de syndrome sec.L’excès de larmesDifférentes circonstances conduisent à un excès de larmes. Par exemple, lors d’un rhume, il y a souvent une inflammation de la muqueuse lacrymale qui produit les larmes. En cas de chagrin, mais aussi à cause d’une irritation des yeux due à des produits chimiques, les glandes lacrymales produisent beaucoup de larmes. Celles-ci débordent et remplissent les cavités nasales, d’où la congestion nasale. La libération des larmes, dans le cadre d’une émotion, pourrait aider à relâcher la tension ressentie par l’individu.Chez les bébés, il arrive que le canal lacrymo-nasal, situé entre l’œil et la cavité nasale, se bouche, car il est trop étroit : c’est la dacryosténose. Bébé a alors souvent les yeux collés et ses larmes coulent continuellement. Souvent la situation se résout d’elle-même, mais des petits massages dans le coin de l’œil du bébé peuvent aider. Si le problème perdure après 12 à 18 mois, une intervention est parfois envisagée afin d'élargir le canal trop étroit.

Larme

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Pers&eacute;ide surprise dans le ciel de Su&egrave;de, dans la nuit du 12 au 13 ao&ucirc;t 2016. Au m&ecirc;me moment, &agrave; d'autres niveaux dans l'[popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] terrestre, une aurore verd&acirc;tre dansait au-dessus d'une bande de [popupdefinition id=13991]nuages noctulescents[/popupdefinition] (nuages glac&eacute;s de haute altitude).&copy; G&ouml;ran Strand

Une Perséide accompagnée d'une aurore boréale et de nuages noctulescents

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 ...

Les nuages noctulescents — NLC pour NoctiLucent Clouds — se forment dans l’environnement particulièrement froid — environ -120 °C — de la mésosphère, c’est-à-dire entre 75 et 85 km d’altitude. Ce sont...

Nuage noctulescent

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Au c&oelig;ur de la nuit du 13 ao&ucirc;t 2016, en Virgine, un [popupdefinition id=5255]bolide[/popupdefinition] &eacute;tincelant a &eacute;clair&eacute; la surface durant une br&egrave;ve seconde. &Agrave; l'arri&egrave;re-plan, un beau fil&eacute; d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] cr&eacute;&eacute; par la rotation de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition]. En c&oelig;ur de cible, l'[popupdefinition id=16315]&eacute;toile Polaire[/popupdefinition].&copy; Harry Pherson, via Spaceweather

Bolide et filé d'étoiles

L’étoile polaire, aussi nommée Polaris, ou Alpha Ursae Minoris, est l’étoile qui marque la position du pôle nord céleste, lequel est une projection dans le ciel du pôle nord terrestre. Parce qu’elle se situe dans le prolongement de l’axe de rotation de la Terre, elle apparaît immobile pour tous les observateurs terrestres de l’hémisphère nord, au contraire des autres étoiles que nous voyons se déplacer du fait que notre Planète tourne sur elle-même.
Navigation et étoile polaire : hémisphères nord et sud
Dans l’Histoire, les navigateurs et aussi nombre de grands voyageurs (nomades dans le désert, sur la Route de la soie, aventuriers, etc.) se transmettaient de génération en génération la position de cette étoile dans le ciel. En effet, en se fiant à elle, ils pouvaient ainsi connaître à la fois la direction du nord et leur position sur le Globe.
Par exemple, si vous la voyez de plus en plus basse au-dessus de l’horizon nord, c’est que vous vous rapprochez de l’équateur. Au contraire, si elle apparaît de plus en plus haute, c’est que vous marchez vers les hautes latitudes… Elle est donc un repère précieux. Toutefois, comme en a fait l’expérience Magellan, lorsque vous passez l’équateur, celle que les marins appellent aussi Stella Maris n’est alors plus visible.
Dans l’hémisphère sud, c’est l’étoile la plus proche du pôle sud céleste qui joue le rôle d’étoile polaire australe. Actuellement, c’est la constellation de la Croix du sud qui s’en rapproche le plus.
Trouver l'étoile polaire
L’étoile polaire n’est pas l’étoile la plus brillante. Il n’est pas rare en effet qu’elle soit confondue avec la non moins célèbre Étoile du berger (Vénus). Aussi, pour tout novice qui souhaite l’identifier parmi des centaines d’autres étoiles du même éclat, il convient de rechercher d’abord la Grande Ourse, pour ensuite relier deux de ses étoiles et prolonger la ligne jusqu’à la rencontrer (voir schéma ci-dessous).
Pour trouver l’étoile polaire, il suffit de relier les deux roues arrière du Grand Charriot, une partie de la Grande Ourse, soit les étoiles Merak et Dubhe, de tracer une ligne droite et d’y reporter cinq fois quatre doigts de la main serrée. © Bonč, Wikimedia Commons, DR
Quelle sera la prochaine étoile polaire ?
Actuellement, Polaris est Alpha Ursae Minoris, l’étoile la plus brillante de la constellation de la Petite Ourse (Ursa Minor). Mais cela n’est pas pour l’éternité car en raison de la précession de l’équinoxe (c’est un peu comme si l’axe de rotation oscille comme une toupie sur une période de 25.900 ans), la position du pôle nord céleste n’a de cesse de changer.
Ainsi, dans l’Égypte ancienne ou au temps de la civilisation babylonienne, l’étoile qui indiquait le nord n’était pas celle d’aujourd’hui mais Thuban, dans le corps du Dragon. Dans quelque 14.000 ans, c’est la brillante Véga qui sera le repère le plus évident, à quelques degrés près, comme cela l’avait été 25.900 ans auparavant… Le plus petit écart entre Alpha Ursae Minoris et le pôle nord céleste sera en 2100. Deux mille ans plus tard, ce sera le tour de l’étoile Alrai (γ Cephei), de la constellation de Céphée, d’être l’étoile polaire.
L’actuelle étoile polaire, Alpha Ursae Minoris, est une étoile triple située à 430 années-lumière de la Terre.

Étoile polaire

Parmi les huit planètes du Système solaire, la Terre est l’une des quatre planètes telluriques, solides, de composition (roches silicatées et fer) et de densité moyenne voisines (entre 3,9 pour Mars et 6,1 pour Mercure), la densité moyenne de notre planète étant de 5,52.
Structure du globe terrestre
La densité des roches superficielles, égale à 2,7, très différente de celle de la Terre dans son ensemble, a conduit à conjecturer une composition variant avec la profondeur. En combinant la nature surtout granitique des roches de surface, celle, surtout basaltique, des roches issues des magmas rejetés par les volcans et la composition en fer et nickel de la majorité des météorites, on en vint à l’hypothèse d’une composition en trois enveloppes emboîtées. On distingua ainsi le sial — de silice et aluminium — pour la surface, le sima — de silice et magnésium —, au-dessous, jusqu’au nife — de nickel et fer —, au centre de la Terre, en un arrangement qui rend compte de la densité globale de la planète. Au début du XXe siècle, Alfred Wegener usera de cette conception avant qu’elle n’évolue vers celle de croûte-manteau-noyau.
La sismologie allait donner une mesure de ces trois enveloppes. La discontinuité de Mohorovičić, ou Moho, vers 30 kilomètres de profondeur en moyenne, marquée par la réflexion et la réfraction des rais sismiques, constitue la frontière entre la croûte et le manteau terrestre. La discontinuité de Gutenberg, vers 2.900 km de profondeur, est la limite entre le manteau et le noyau. Toutes deux portent le nom de leur découvreur (le Croate Andrija Mohorovičić et l’Allemand Beno Gutenberg), depuis 1909 pour la première, et 1921 pour la seconde. Ultérieurement, la croûte fut divisée en une croûte supérieure et une croûte inférieure, séparées par une discontinuité de Conrad, souvent discutée, tandis qu’une graine était individualisée au centre du noyau, au-delà de 5.000 km de profondeur.
La croûte fit l’objet de précisions essentielles. D’une part, la croûte océanique est différente de la croûte continentale, comme le montra Gutenberg en 1921. La première est basaltique, la seconde granitique, du moins en moyenne. D’autre part, la croûte continentale s’épaissit sous les chaînes de montagnes en une racine qui peut atteindre 70 km d’épaisseur sous la cordillère des Andes du Pérou et de Bolivie.
Une étude plus fine des vitesses de transmission des ondes sismiques dans les parties superficielles — menée dans l’archipel des Tonga, dans le sud-ouest du Pacifique, par Jack Oliver et Bryan Isacks en 1967 — allait permettre de séparer les milieux solides des milieux visqueux, les premiers conduisant les ondes sismiques plus rapidement que les seconds. Ainsi furent distinguées la lithosphère, solide, comprenant sur 100 km d’épaisseur moyenne la croûte et le manteau supérieur, et l’asthénosphère, visqueuse, correspondant au reste du manteau. Ces distinctions, qui englobent celles de croûte et de manteau, mais avec des limites différentes, constituent les fondements de la tectonique des plaques.
Puis l’application des méthodes de sismique-réflexion à écoute longue, adaptées de la sismique pétrolière, apporta des précisions sur la structure de la croûte. On citera le programme américain Cocorp (Consortium for Continental Refraction Profiling), qui eut de nombreux équivalents, dont le programme français Écors (Étude des continents et des océans par réflexion sismique).
Enfin, les progrès accomplis dans l’étude de la propagation des ondes sismiques ont permis de distinguer dans le manteau des zones chaudes, à vitesse lente, et des zones froides, à vitesse plus rapide. Cette tomographie du manteau, en trois dimensions, a ainsi authentifié la conception des courants de convection, ascendants au niveau des rides (médio)océaniques, où remonte le matériel chaud du manteau inférieur, et descendants à la périphérie des océans, où s’enfonce la lithosphère froide. Tandis que des points chauds (hot spots), dispersés à la base du manteau, déterminent des ascendances permanentes qui sont à l’origine d’un volcanisme continu.
Vue complète de la partie éclairée de la Terre par le satellite DSCOVR. © Nasa
Composition chimique de la Terre
Le deutérium, le lithium et le béryllium terrestres ont probablement été formés dans la Galaxie par action des rayons cosmiques galactiques sur le milieu interstellaire, dans la période précédant la formation du Système solaire. De la même façon, les éléments radioactifs (par exemple l’uranium ou le thorium) ont été produits par une ou plusieurs explosions de supernovae dans la Galaxie, avant la formation du Soleil. Un certain nombre d’anomalies d’abondance s’expliquent simplement par évaporation de composés volatils au cours de la formation des planétésimaux.
L’atmosphère terrestre primitive, créée en milieu réducteur, devait essentiellement consister en méthane, ammoniac et vapeur d’eau. Sa composition actuelle résulte d’une part de la dissociation de ces molécules par le rayonnement solaire, suivie de l’évaporation de l’hydrogène et des réactions subséquentes d’oxydation, d’autre part de plusieurs milliards d’années de phénomènes biologiques (assimilation chlorophyllienne) conduisant à la production d’oxygène. Certains éléments, l’hélium notamment, proviennent simplement du broyage par érosion des roches radioactives.
Fiche signalétique
Masse (kg) : 5,976 x 1024Masse (Terre = 1) : 1Rayon équatorial (km) : 6.378,14Rayon équatorial (Terre = 1) : 1Masse volumique moyenne (g/cm3) : 5,515Satellites : 1Distance moyenne du Soleil (km) : 149.600.000Distance moyenne du Soleil (Terre = 1) : 1Période de rotation (jours) : 0,99727Période de rotation (heures) : 23,9345Période orbitale (jours) : 365,256Vitesse orbitale moyenne (km/s) : 29,79Excentricité de l’orbite : 0,0167Inclinaison de l’axe (°) : 23,45Inclinaison de l’orbite (°) : 0Vitesse d’échappement à l’équateur (km/s) : 11,18Gravité de surface à l’équateur (m/s2) : 9,78Albédo géométrique visuel : 0,37Température moyenne de surface : 15 °CPression atmosphérique (bar) : 1,013Composition en volume de l’atmosphère : azote 78 %, oxygène 21 %, autres 1 %

Terre

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Le 13 ao&ucirc;t, en fin de nuit, les [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition] se bousculent dans le ciel limpide de la r&eacute;gion de Claut (province de Pordenone, Italie) au pied des Alpes italiennes.&copy; Enrico Finotto, via Spaceweather

Perséides au pied des Alpes italiennes

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Malgr&eacute; des passages nuageux, les [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition] furent nombreuses dans le ciel du massif des Adirondacks, dans l'&eacute;tat de New York, au cours de la nuit du pic d'activit&eacute; 2016 de l'[popupdefinition id=929]essaim m&eacute;t&eacute;oritique[/popupdefinition], du 11 au 12 ao&ucirc;t. Tr&egrave;s beau fil&eacute; d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] &agrave; l'arri&egrave;re-plan.&copy; Derek Kind, via Spaceweather

Perséides dans le massif d'Adirondacks

10754_perseides-dans-le-massif-d-adirondacks

Image composite r&eacute;unissant 27 [popupdefinition id=868]m&eacute;t&eacute;ores[/popupdefinition] photographi&eacute;s au cours de la nuit du maximum d'activit&eacute; des [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition], entre le 11 et le 12 ao&ucirc;t 2016, dans la r&eacute;gion de Parauta, en Andalousie.&copy; <a href="https://www.flickr.com/photos/slbamon/">Stacy Bamon</a>, Flickr

Étoiles filantes dans le ciel d'Andalousie

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Le ciel au-dessus de Foutain Hills, en Arizona, saupoudr&eacute; de [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition], le 12 ao&ucirc;t 2016. En haut &agrave; gauche, un peu &agrave; l'&eacute;cart de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition], on reconna&icirc;t l'amas d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] des [popupdefinition id=5212]Pl&eacute;iades[/popupdefinition].&copy; Mike Ince, via Spaceweather

Le ciel d'Arizona parsemé d'étoiles filantes

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Image composite centr&eacute;e sur le [popupdefinition id=958]radiant[/popupdefinition] des [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition], dans le ciel d'Anglesey, &agrave; l'ouest du Royaume-Uni. &Agrave; l'arri&egrave;re-plan, on distingue la trace d&eacute;licate de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] (traversant ici les [popupdefinition id=21]constellations[/popupdefinition] de Pers&eacute;e et de Cassiop&eacute;e). Une tache granuleuse pr&egrave;s du centre est le double amas de Pers&eacute;e et celle oblongue et jaune, visible en haut &agrave; droite, n'est autre que la [popupdefinition id=5269]galaxie d'Androm&egrave;de[/popupdefinition] (M31), notre voisine.&copy; Kev Lewis, via Spaceweather

Le radiant des Perséides et la galaxie d'Andromède

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Image composite r&eacute;alis&eacute;e lors du maximum d'activit&eacute; des [popupdefinition id=6364]Pers&eacute;ides[/popupdefinition], au cours de la nuit du 11 au 12 ao&ucirc;t 2016, ici dans la r&eacute;gion des Trois s&oelig;urs sorci&egrave;res, en Oregon.&copy; [popupdefinition id=3737]Jason[/popupdefinition] Brownlee, via Spaceweather

Oregon : perséides au-dessus des Trois sœurs sorcières

La mission Jason-1 a été conçue par le CNES et la NASA afin de mesurer le niveau des océans avec une grande précision (quelques centimètres). Elle assure le relais de la mission Topex-Poseidon et devrait permettre de suivre et contribuer à la prévision de l'évolution du climat.
Le satellite Jason a été lancé le 7 décembre 2001 de la base Vandenberg (USA) par une fusée Boeing Delta II. Sa durée de vie devrait être de l'ordre de 5 ans.
Ses caractéristiques orbitales permettent à JASON de survoler 90% des océans mondiaux sur un cycle de 10 jours.
Systèmes embarqués
Pour déterminer la hauteur des océans JASON est équipé de cinq instruments. Le principal d'entre-eux est un altimètre-radar dont les données sont corrigées par les mesures d'humidité de l'atmosphère faites par un radiomètre. La connaissance précise de la position du satellite sur son orbite est assurée par trois instruments de localisation, elle permet de mesurer la hauteur des océans à quelques centimètres près et d'en déduire différents paramètres d'importance pour l'étude des océans et des échanges océan-atmosphère.

Jason

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Essaim de météorites

Essaim des Perséides

16 photos exceptionnelles d'étoiles filantes

Astronomie

Météorites

Télécoms

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Logiciels

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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

Une comète est un corps à peu près sphérique qui peut atteindre une dizaine de kilomètres de diamètre. Il est constitué de glaces et de poussières. Son nom vient du grec coma qui signifie « queue ». En effet, lorsqu'une « boule de neige sale » s'approche du Soleil, une partie de sa matière se sublime et l'astre développe une queue de poussières longue de plusieurs milllions de kilomètres. Cette matière réfléchie la lumière du Soleil, ce qui rend le corps visible depuis la Terre, on parle alors de comètes.Origine des comètesLes comètes se sont formées avec le Système solaire, dans ses régions froides, il y a 4.6 milliards d'années. En 1950, l'astronome Jan Oort émit l'hypothèse de l'existence d'un réservoir sphérique de comètes situé aux confins du Système solaire.Suite à des instabilités gravitationnelles causées par le mouvement des étoiles proches, certains corps « tomberaient » de temps à autre sur le Soleil en décrivant une trajectoire parabolique.Les types de comètesIl existe différents types de comètes :Les comètes non périodiques. Une comète issue du nuage de Oort ne passe qu'une seule fois près du Soleil, on dira qu'elle est non périodique ;Les comètes périodiques. D'autres comètes sont périodiques, telle la comète de Halley, et passent régulièrement près du Soleil. Lors d'un passage, elles perdent une partie de leur masse et finissent donc par « s'éteindre », faute de matière à sublimer.Espérance de vie des comètesOn constate que l'espérance de vie d'une comète périodique est très courte en comparaison avec l'age du Système solaire. Or nous avons dit que les comètes sont nées en même temps que celui-ci. Comment se fait-il que l'on voit encore des comètes périodiques ?Certaines des comètes issues du nuage de Oort peuvent passer à proximité d'une planète lors de leur périple autour du Soleil. Leur trajectoire peut alors être modifiée et aboutir à une orbite elliptique donc à une comète périodique. Ce mécanisme explique la présence des comètes périodiques à toutes les époques.

Comète

L'observatoire spatial Swift, lancé en novembre 2004 par une fusée Delta II depuis Cap Canaveral, est un projet international qui rassemble les Etats-Unis, l'Italie et la NASA.
Il a été conçu spécifiquement pour observer et étudier en rayonnement visible, gamma et X, les mystérieux sursauts gamma (GRB), un phénomène cosmique très énergétique et très bref (généralement moins d'une seconde à quelques minutes), dont il devrait déterminer l'origine et la véritable nature.
Swift est également utilisé pour étudier l'apparition de supernovae lointaines dans d'autres galaxies, et enfin, il doit aussi réaliser une cartographie très détaillée du ciel en rayonnement X.
Lien pour le site de SWIFT de la NASA.

Swift

Sursaut Subit et court accroissement d'éclat d'un astre. On emploie le terme anglais "burst". Les sursauts du Soleil se manifestent surtout dans le domaine radioélectrique et peuvent durer d'une fraction de seconde à quelques heures. Certaines étoiles variables éruptives présentent de tels sursauts.

Sursaut

Une lune
Une lune avec un « L » minuscule est le satellite d'une planète. Par exemple Phobos et Deimos sont les deux lunes de la planète Mars.
La Lune
La Lune avec un « L » majuscule est l'unique satellite naturel de la Terre ; elle résulte sans doute d'une collision il y a 4,4 milliards d'années entre notre planète naissante et un petit corps céleste appelé Théia. Les Hommes, qui l'observent depuis longtemps, ont remarqué qu'elle présentait des phases successives qui revenaient tous les 29,53 jours, un cycle appelé lunaison. En étudiant sa surface à l'œil nu puis avec des instruments ils ont découvert qu'elle comportait des zones sombres, les mers, et des zones claires. Les mers sont de grandes plaines de lave solidifiée. Ce magma très fluide est remonté des profondeurs après un intense bombardement de la Lune par des astéroïdes il y a un peu moins de 4 milliards d'années. Les épanchements successifs de lave ont cessé il y a environ 1 milliard d'années. Seules les régions les plus élevées ont échappé à ce remplissage. Ce sont les zones claires où l'on découvre au télescope de très nombreux cratères d'impacts et quelques chaînes de montagnes. Ce scénario a été corroboré par l'analyse des échantillons de roches lunaires rapportées par les différentes missions Apollo entre 1969 et 1972.
On pensait la Lune géologiquement morte et dénuée d'intérêt mais différents orbiteurs ont détecté ces dernières années des réserves d'eau au niveau des pôles lunaires. Cette eau a très certainement été amenée par des comètes et a pu se conserver dans le fond obscur et glacé des cratères.

Lune

La pollution lumineuse est un excès nocturne de production lumineuse en milieu ouvert, d’origine humaine, conduisant à dégrader la perception de l’environnement. Concernant les animaux, la pollution lumineuse peut affecter leurs rythmes biologiques, leurs activités nocturnes ou leurs migrations. Chez les humains, la pollution lumineuse peut altérer les rythmes biologiques, en troublant le sommeil. De plus, elle réduit la visibilité du ciel nocturne et, sur le plan économique, conduit à une dépense inutile quand la lumière produite est dirigée vers le ciel.
L’éclairage public est le principal responsable. Autour d’une agglomération vue de loin, la zone urbanisée apparaît coiffée d’une coupole gazeuse de couleur orange (celle des lampes à vapeur de sodium).
Des associations de défense de l’environnement et d’astronomie ont fait prendre conscience de ce problème aux municipalités. Des solutions d’éclairage mieux adaptées réduisent considérablement la pollution lumineuse et génèrent des économies.