Cr&eacute;dits [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition] / [popupdefinition id=2468]NASA[/popupdefinition] &amp; The [popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition] Heritage Team

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Hubble : nuage d'étoiles du Sagittaire

L'ESA (European Space Agency) est l'Agence spatiale européenne. Equivalent de la NASA en Europe. 
L'Agence spatiale européenne représente pour l'Europe une porte d'accès à l'espace. Sa mission consiste à façonner les activités de développement des capacités spatiales européennes et à faire en sorte que les citoyens européens continuent à bénéficier des investissements réalisés dans le domaine spatial. 
L'ESA compte 18 États membres. En coordonnant les ressources financières et intellectuelles de ses membres, elle peut entreprendre des programmes et des activités qui vont largement au-delà de ce que pourrait réaliser chacun de ces pays à titre individuel. 
Que fait l'ESA ?
L'ESA a pour mission d'élaborer le programme spatial européen et de le mener à bien. Les projets de l'Agence sont conçus pour en apprendre davantage sur la Terre, sur son environnement spatial immédiat, sur le système solaire et sur l'Univers ainsi que pour mettre au point des technologies et services satellitaires et pour promouvoir les industries européennes. L'ESA travaille également en étroite collaboration avec des organisations spatiales hors d'Europe de manière à ce que les bienfaits de l'espace profitent à l'humanité entière. 
Qui fait partie de l'ESA ?
Les 18 États membres de l'ESA sont l'Autriche, la Belgique, la République tchèque, le Danemark, la Finlande, la France, l'Allemagne, la Grèce, l'Irlande, l'Italie, le Luxembourg, les Pays-Bas, la Norvège, le Portugal, l'Espagne, la Suède, la Suisse et le Royaume-Uni. La Roumanie deviendra membre de l'ESA en 2011. De plus, la Hongrie, la Pologne, l’Slovénie et l’Estonie sont des États européens coopérant avec l’ESA. Le Canada participe à certains projets de l'ESA au titre d’un accord de coopération. 
Comme il ressort de cette liste, tous les pays membres de l'Union européenne ne sont pas membres de l'ESA et inversement tous les États membres de l'ESA ne sont pas membres de l'UE. L'ESA est une organisation entièrement indépendante bien qu'elle entretienne des relations étroites avec l'UE en vertu d'un accord-cadre conclu entre les deux organisations. L'ESA et l'UE partagent une même stratégie européenne pour l'espace et élaborent ensemble une politique spatiale européenne. 
En 2011, son budget s'est élevé à 4 milliards d'euros. Bien moins que sa consœur la NASA. 
Tout savoir sur l'ESA >

La Nasa (National Aeronautics and Space Administration) est une agence gouvernementale américaine, chargée d’exécuter le programme spatial civil. Aujourd’hui encore, elle est considérée comme un leader dans le domaine de l’aérospatiale. À son palmarès figurent les missions Apollo qui ont permis l’envoi des premiers Hommes sur la Lune, l’exploration de Mars par Curiosity ou encore les découvertes du télescope spatial Hubble.
Fondée le 29 juillet 1958 par le président Eisenhower, la Nasa vient remplacer le Naca (National Advisory Committee for Aeronautics), opérationnel depuis 1915. Guerre froide oblige, sa mission est alors de concurrencer le programme spatial soviétique. © Nasa
De nos jours, la Nasa emploie environ 20.000 personnes réparties dans une vingtaine d’institutions, comme le Goddard Space Flight Center, le Jet Propulsion Laboratory, le Langley Research Center ou encore le Kennedy Space Center. Elle accomplit des missions d’exploration et de recherche dans le domaine spatial et aérospatial par divers moyens : sondes, satellites, missions robotisées, etc. L’agence possède également un volet sciences de la Terre, pour étudier en particulier les effets du changement climatique.
Le Kennedy Space Center, en Floride, est une base de lancement située à proximité de Cap Canaveral. © Nasa
Les missions marquantes en cours et les projets futurs
La Nasa exploite la Station spatiale internationale (ISS), en coopération avec d’autres agences gouvernementales, où sont réalisées des recherches en astronomie, en sciences des matériaux et en biologie. Depuis 1990, l’agence exploite le célèbre télescope spatial Hubble, à l’origine d’avancées importantes dans notre connaissance de l’univers. Le très attendu James Webb Space Telescope viendra lui prêter main-forte en 2019.
Pour explorer Mars, la Nasa a lancé le programme Mars Science Laboratory (MSL), connu pour son rover Curiosity parcourant depuis 2012 le sol de la planète rouge à la recherche de traces de vie ancienne. Curiosity devrait être rejoint par l’atterrisseur InSight (lancement en mai 2018), puis viendra le rover Mars 2020, prévu pour le début des années 2020.
Dans le reste du Système solaire, des missions d’exploration étudient les géantes gazeuses, telle la sonde spatiale Cassini qui a plongé dans l’atmosphère de Saturne mi-septembre 2017 et la sonde New Horizons, toujours en activité, la première à avoir survolé Pluton et poursuit son exploration de la ceinture de Kuiper.

Nasa

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

Télescope spatial Hubble

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Cr&eacute;dits : [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition] / [popupdefinition id=2468]NASA[/popupdefinition] &amp; The [popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition] Heritage Team

Hubble : Galaxie spirale NGC 3314

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Hubble : Saturne

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Hubble :  Galaxie ESO 510-G13

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Hubble : Mars, opposition de 2001

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Hubble : IC2944

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Hubble : Nébuleuse Keyhole

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Hubble : Orionis

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Hubble : Nébuleuse planétaire NGC 6751

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Hubble : Galaxie spirale NGC 6622

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Hubble : Nébuleuse de l'oeil de Chat NGC 6543

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Hubble : Nébuleuse du Crabe

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Hubble : Supernova

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Hubble : Nébuleuse de l'oeuf

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Hubble : Jupiter

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Hubble : Galaxie NGC 7742

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Hubble : Nébuleuse bulle

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Hubble : Nébuleuse planétaire

La Nasa (National Aeronautics and Space Administration) est une agence gouvernementale américaine, chargée d’exécuter le programme spatial civil. Aujourd’hui encore, elle est considérée comme un leade...

L'ESA (European Space Agency) est l'Agence spatiale européenne. Equivalent de la NASA en Europe. 
L'Agence spatiale européenne représente pour l'Europe une porte d'accès à l'espace. Sa mission consist...

La première idée d’un télescope spatial en orbite date de 1923 quand Hermann Oberth, un des pionniers de l’astronautique, publia un article. L’idée est reprise en 1946 par l’astronome Lyman Spitzer pu...

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Hubble : Centaure

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Hubble : Galaxie de l'anneau polaire NGC 4650A

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Hubble

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Hubble : NGC 2346

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Constitu&eacute;s d'[popupdefinition id=14495]hydrog&egrave;ne[/popupdefinition] mol&eacute;culaire, c'est-&agrave;-dire deux [popupdefinition id=1990]atomes[/popupdefinition] d'hydrog&egrave;ne dans chaque [popupdefinition id=783]mol&eacute;cule[/popupdefinition], et de [popupdefinition id=4458]poussi&egrave;re interstellaire[/popupdefinition], ces piliers sombres sont de v&eacute;ritables p&eacute;pini&egrave;res d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] qui foncent &agrave; l'int&eacute;rieur d'un vaste [popupdefinition id=14525]nuage[/popupdefinition] mol&eacute;culaire, [popupdefinition id=1219]h&ocirc;te[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=50]n&eacute;buleuse[/popupdefinition] de l'Aigle.Situ&eacute;e &agrave; quelque 7000 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de nous dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Serpent, cette r&eacute;gion est riche en formation d'&eacute;toiles. Ces piliers sont en fait les restes d'une r&eacute;gion que de puissantes radiations ont patiemment &eacute;vapor&eacute;es sur des milliers d'ann&eacute;es. Ces radiations ont pour origine la lumi&egrave;re ultraviolette &eacute;mise par de jeunes &eacute;toiles, r&eacute;cemment form&eacute;es, et tr&egrave;s massives que l'on aper&ccedil;oit sur l'image. Aujourd'hui, n'ont surv&eacute;cu de cette r&eacute;gion, que ces piliers. Ce processus est connu des [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] sous le nom de 'photo&eacute;vaporation'.Cr&eacute;dits : [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition] / [popupdefinition id=2468]NASA[/popupdefinition] &amp; The [popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition] Heritage Team

Hubble : Nébuleuse de l'Aigle (M-16)

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

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

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

Élément le plus léger dans l’univers et premier élément dans le tableau périodique, l’hydrogène est aussi le plus abondant, constituant les étoiles comme les nuages moléculaires. Il compose aussi l’une des molécules vitales pour la vie : l’eau.
Généralités
Symbole : H Numéro atomique : 1Électrons par niveau d’énergie : 1Masse atomique : 1,008 uIsotopes les plus stables : 1H stable avec 0 neutron (99,985 %), 2H (deutérium) stable avec 1 neutron (0,015 %)Série : non-métauxGroupe, période, bloc : 1, 1, sDensité : 0,00009, 0,07 (liquide et solide) Point de fusion : -259,14 °C (dihydrogène)Point d’ébullition : -252,8 °C (dihydrogène)
Historique de l’hydrogène
En 1671, Robert Boyle décrivit la réaction entre le fer et des acides dilués, qui produit du dihydrogène. La substance sera appelée « air inflammable » par Cavendish en 1766, à qui on attribue également la découverte de l'hydrogène en tant qu'élément. Lavoisier fixa le nom « hydrogène » en 1783, de « hydro », « eau », et « gène », « engendrer ».
 L’hydrogène et l’oxygène sont beaucoup utilisés dans les moteurs-fusées à propergols liquides. © Nasa, DP
Propriétés de l’hydrogène
Le dihydrogène se présente comme un gaz transparent aux conditions normales de température et de pression. De nombreux métaux ont la propriété d'absorber l'hydrogène, ce qui peut les rendre cassants, pour l'acier notamment.
La plupart du temps, l'hydrogène est présent sous forme diatomique mais il peut exister en atomes seuls à haute température. C'est un puissant agent réducteur. Il réduit notamment certains sels pour former leur état métallique (NaH, KH, H2S, etc.). L'hydrogène atomique produit en outre avec l'oxygène du peroxyde, H2O2.
En réagissant avec l'oxygène, l'hydrogène peut donner de l'eau au cours d'une réaction très lente à température ambiante mais qui peut devenir violente si elle est réalisée avec un catalyseur.
Utilisation de l’hydrogène
L’une des principales applications de l’hydrogène consiste en la production d’ammoniac et de nombreux composés organiques. 
L’hydrogène a été largement utilisé comme gaz pour gonfler les dirigeables, jusqu’à l’accident du Hindenburg en 1937, puis remplacé par l’hélium. Deux isotopes de l’hydrogène, le deutérium 2H et le tritium 3H, sont utilisés pour les expériences de fusion nucléaire, un noyau de chaque donnant un noyau d’hélium et un neutron. L'hydrogène est également employé dans les bombes à hydrogène ou bombes H, l'élément fusionnant là aussi pour donner de l'hélium.
Dans les moteurs-fusées à propergols liquides, le dihydrogène et le dioxygène liquides sont employés comme ergols cryotechniques. L’hydrogène est également pressenti comme un carburant du futur, notamment dans les piles à combustible.
Risques de l’hydrogène sur la santé
L’hydrogène est extrêmement inflammable et produit des composés qui le sont eux aussi. Leur simple chauffage peut provoquer de violentes explosions.

Hydrogène

Une molécule est un ensemble d’atomes (au moins deux) identiques ou non, unis les uns aux autres par le biais de liaisons chimiques. Ces dernières sont les résultats de la mise en commun d’un certain nombre d’électrons gravitant sur la couche externe des atomes.
La liaison dite covalente simple est la plus simple des liaisons que l’on puisse rencontrer entre deux atomes lorsque ceux-ci mettent en commun un unique électron de leur couche externe chacun. Les deux électrons en question forment ainsi un doublet liant.
La structure d'une molécule est déterminée par le nombre de doublets d'électrons, liants ou non. Une molécule qui compte quatre liaisons covalentes simples, comme le méthane (CH4), présente une forme tétraédrique. En revanche, une molécule qui présente quatre liaisons covalentes dont une triple, comme l'acétylène (C2H2), sera de forme linéaire. L'objectif étant de minimiser les forces de répulsions entre doublets.
Composition chimique et représentation des molécules
La formule chimique d’une molécule renseigne sur sa composition chimique. La molécule d’eau, de formule H2O, par exemple, est constituée de deux atomes d’hydrogène, H, et d’un atome d’oxygène, O.
D’autres représentations peuvent renseigner sur la structure de la molécule comme par exemple les représentations suivantes : 
La formule développée fait apparaître les doublets d'électrons liants. Pour la molécule d’eau, on obtient : H – O – H ;La formule de Lewis figure les liaisons entre les atomes ainsi que les électrons de valence qui ne participent pas aux liaisons. C'est en quelque sorte, une formule développée plus complète ;La représentation de Cram met en évidence la structure de la molécule dans l'espace mais elle ne distingue pas les liaisons chimiques simples des liaisons doubles.
Une formule unique mais des molécules différentes
Ces différentes représentations peuvent être très utiles pour distinguer des molécules que l'on nomme isomères. Celles-ci possèdent une même formule brute mais des formules développées ou des représentations différentes. Elles peuvent donc avoir des propriétés différentes.
C'est par exemple le cas du butane et du méthylpropane (ou isobutane) : ils sont tous deux représentés par la formule brute C4H10 mais se distinguent par la configuration de leurs chaînes carbonées.

Molécule

Terme souvent utilisé pour désigner un ordinateur relié à un réseau et assurant des fonctions autres que le transport (en particulier des fonctions de niveau application).

Hôte

Une nébuleuse est un nuage interstellaire de gaz et de poussières. Les nébuleuses brillantes rayonnent la lumière du gaz qui les composent (nébuleuse à émission) ou reflètent la lumière des étoiles (nébuleuse à réflexion), voire les deux. Les nébuleuses sombres sont des nuages de gaz et de poussières qui ne sont pas illuminés. Les nébuleuses planétaires sont des coquilles de gaz éjectées par les étoiles en fin de vie.HistoireJusqu'au début du xxe siècle, le terme nébuleuse est utilisé pour évoquer tout objet céleste d’aspect diffus. En 1920, l’astronome Edwin Hubble démontre que l’aspect nébuleux de certains astres que l’on peut observer est uniquement dû à la résolution insuffisante des instruments utilisés. Depuis cette date, une nébuleuse est caractérisée par toute région du milieu interstellaire particulièrement riche en gaz (généralement de l’hydrogène) ou en poussière interstellaire soit les deux. Comment se forme une nébuleuse ? Lorsqu’une étoile disparaît, il se produit une gigantesque explosion que l’on appelle une supernova. Un nuage de gaz et de poussière se forme lorsque les débris sont projetés par l’explosion : la nébuleuse. Une étoile très massive peut provoquer une explosion très violente.Les étoiles se forment dans les nébuleuses, sous l’effet de la gravité les gaz et les poussières se rapprochent et finissent par former une boule. À l’intérieur de cette boule, les gaz tournent très rapidement ce qui a pour effet d’augmenter la température. Lorsque la chaleur devient plus intense, une réaction nucléaire se produit et la boule de gaz se transforme en étoile et brille d’elle-même. Certaines poussières et particules lourdes peuvent rester autour de l’étoile, ce sont les restes de la nébuleuse. Ce petit nuage à la possibilité de former plusieurs boules, plus petites et froides qui tourneront autour d’une autre étoile et qui seront de futures planètes, planètes naines, comètes, astéroïdes et satellites.Les nébuleuses planétairesLes nébuleuses planétaires n’ont pas de rapport avec les planètes. Il s’agit d’un objet astronomique en forme de disque et à l’aspect nébuleux quand on l’observe à basse résolution dans un petit télescope. Une nébuleuse planétaire ressemble à une planète et c’est la raison pour laquelle elle porte ce nom. Le terme planétaire a été introduit en 1785 par William Herschel, le nom est maintenu pour conserver l’uniformité historique. Généralement, les nébuleuses planétaires sont invisibles à l'œil puisque ces objets sont de faible brillance. Ce sont en réalité, des bulles de gaz qui se développent autour d’une étoile mourante à température élevée. Souvent, les nébuleuses planétaires sont très colorées et leurs images sont spectaculaires ! Après cette étape, l’étoile devient une géante rouge. Cependant, la véritable nature des nébuleuses planétaires est restée inconnue pendant longtemps, jusqu’au milieu du xixe siècle lors des premières observations spectroscopiques. La nébuleuse de l'HéliceQuel type de télescope pour observer une nébuleuse ?Le choix d’un télescope astronomique s’effectue en fonction de l’objet céleste que l’on souhaite observer. La nébuleuse est un objet du ciel profond, elle est très éloignée et moins lumineuse à cause de la distance. Contrairement aux planètes de notre système solaire qui sont bien plus proches de la Terre et qui bénéficient d’une bonne luminosité. Pour observer le ciel profond afin d’apercevoir des nébuleuses, plus le tube du télescope est court plus les conditions sont idéales et un grand diamètre est plus approprié. Il existe des télescopes pour une utilisation mixte, lorsque l’on souhaite regarder un maximum d’éléments dans le ciel. La pollution lumineuse ne facilite pas les observations astronomiques, les éclairages de la ville rendent impossible l’observation du ciel profond. Pour échapper à ce brouillard lumineux, le mieux est de s’éloigner à une centaine de kilomètres des grandes villes.

Nébuleuse

L’atome est, pour les chimistes, le constituant fondamental de la matière. Le terme vient d’ailleurs d’un mot grec qui signifie « indivisible », même si l’on sait depuis longtemps que cet élément ne l'est pas.Composition d’un atome : protons, neutrons et électronsUn atome est une entité électriquement neutre composée de deux types d’élément :un noyau atomique, lui-même constitué de protons et de neutrons et concentrant pratiquement toute la masse de l’atome ;des électrons qui gravitent autour du noyau.Taille et masse d'un atomeLa taille d’un atome est de l’ordre de 10-10 mètre.La masse d’un atome est de l’ordre de 10-26 kilogramme.L’hydrogène, le plus petit des atomesL’hydrogène est un atome qui sort de l’ordinaire. Il est le plus petit des atomes et son noyau atomique ne compte d’un proton et aucun neutron.Propriétés des atomes et isotopesLes propriétés chimiques et physiques des atomes dépendent de leur configuration électronique et, par conséquent, du nombre de protons qu’ils contiennent.Deux atomes peuvent présenter le même nombre de protons, mais un nombre de neutrons différents. Ils sont alors dits « isotopes ». Leurs propriétés chimiques sont identiques mais leurs propriétés physiques diffèrent. Un atome stable peut ainsi, par exemple, présenter un isotope radioactif.Atomes, corps simples et corps composésUn corps constitué uniquement d’atomes d’un même élément chimique est appelé « corps simple ». Un corps constitué d’atomes d’éléments chimiques différents est appelé « corps composé ».

Atome

Grain de matière flottant dans l'espace et résultant de l'assemblage d'un petit nombre de molécules. Ces poussières interstellaires peuvent se former de diverses manières : Par le biais des étoiles en fin de vie, qui éjectent de grandes quantités de matière dans leur voisinage ,Par la lente condensation des molécules dans l'espace ;Par le biais des explosions de supernovae, qui se révèlent être de véritables "usines" à poussières interstellaires.

Poussière interstellaire

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

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

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Hubble : NGC 2440

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[popupdefinition id=2468]NASA[/popupdefinition][popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition] a captur&eacute; la brutalit&eacute; de la collision de deux [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition] : la [popupdefinition id=1014]gravit&eacute;[/popupdefinition] de la plus grande, &agrave; gauche, d&eacute;forme la plus petite avant de l'absorber.Cr&eacute;dits : [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition] / NASA &amp; The Hubble Heritage Team

Hubble : collision de galaxies

Une galaxie est un ensemble d'étoiles, de poussières et de gaz interstellaires dont la cohésion est assurée par la gravitation. Les galaxies présentent une grande diversité de taille (entre 2.000 et 500.000 années-lumière de diamètre) et de forme. Le rayonnement provenant des galaxies permet de répartir ces dernières en galaxies normales et galaxies actives, parmi lesquelles se trouvent les quasars. Les regroupements de galaxies que l'on observe dans l'univers sont appelés amas et superamas.
La galaxie à laquelle appartient le système solaire est la Voie lactée. La grande galaxie la plus proche de la Voie lactée, Andromède, est située à 2,3 millions d'années-lumière. Notre galaxie possède toutefois deux petites galaxies satellites (le grand et le petit Nuages de Magellan) situées respectivement à environ 150.000 et 200.000 années-lumière.
Voilà moins d’un siècle que l’on est sûr que des objets comme la galaxie d’Andromède ou M87 sont bien des concentrations d’étoiles similaires à la Voie lactée, mais n’en faisant pas partie. Confirmant les intuitions de Thomas Wright et Emmanuel Kant, cette découverte a été faite par Edwin Hubble au début des années 1920. Plus tard, l’astronome et cosmologiste donna même une classification des galaxies, censée représenter un schéma évolutif. La séquence de Hubble n’est plus considérée comme telle aujourd’hui mais on continue à présenter la classification morphologique des galaxies qu’elle constitue. 
Elle comporte trois grands types. Il y a les spirales, contenant d’importantes quantités de gaz et de poussières, avec un disque où l’on trouve de jeunes étoiles et un bulbe plus ou moins important contenant des vielles étoiles. Viennent ensuite les elliptiques, principalement constituées de vieilles étoiles et pauvres en gaz et poussières, qui ont une structure sphéroïdale. Et enfin les irrégulières, de plus petite taille et riches en jeunes étoiles.
Les collisions de galaxies sont des phénomènes essentiels pour l'apparition de la vie. En effet, ces collisions peuvent entraîner la formation d'un type d'étoile qui fabrique de l'oxygène. Cette vidéo est extraite du projet multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine www.dubigbangauvivant.com © Groupe ECP-YouTube
Des nuages de gaz aux étoiles dans les galaxies
Les galaxies spirales comme la Voie lactée sont les plus nombreuses. Elles ont la forme d'un disque en rotation autour de son centre, le noyau (ou bulbe), très dense, entouré d'un halo peu dense. Le disque se prolonge fréquemment par un ou deux bras spiralés composés d'étoiles, de poussières et de gaz.
D'après les théories de la formation stellaire, les étoiles, que l'on compte par centaines de milliards au sein des galaxies, sont façonnées par la condensation de nuages moléculaires de gaz. Ce phénomène tend à raréfier ce gaz dans le milieu interstellaire au cours de l'évolution des galaxies. Le gaz est quasiment absent dans les galaxies anciennes. Les positions et les trajectoires des étoiles y dépendent de la classe à laquelle elles appartiennent.
On pense que les elliptiques résultent de la fusion de plusieurs galaxies spirales suite à des collisions entre galaxies. Il s’agirait donc d’un état avancé de l’évolution des galaxies, évolution qui a commencé par la formation de galaxies naines. Pendant les premiers milliards d’années de l’univers observable, les interactions gravitationnelles et les collisions entre ces galaxies naines étaient importantes, donnant lieu à la formation de galaxies irrégulières et de grandes galaxies par fusion.
Lors des collisions avec fusion, des flambées d’étoiles se produisaient, consommant le gaz interstellaire présent. Dans cette logique, on comprend bien que les galaxies les plus évoluées soient aussi les plus pauvres en gaz et poussières, comportant le plus de vieilles étoiles. Ce serait donc bien les elliptiques. Elles forment environ 20 % des galaxies observées contre 77 % pour les spirales.

Galaxie

Attraction newtonienne exercée par toutes les particules d'un astre. Parfois injustement appelée pesanteur.

Gravité

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1072_hubble-:-supernova

Hubble : Galaxie spirale M64

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Cette image montre le halo lumineux en expansion autour de l'[popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] et fa&ccedil;onn&eacute; par de gigantesques remous de [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] dont l'activit&eacute; s'est consid&eacute;rablement accrue depuis les observations de d&eacute;cembre 2002. Ces remous sont provoqu&eacute;s par des [popupdefinition id=999]turbulences[/popupdefinition] qui affectent le [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition] et la poussi&egrave;re en [popupdefinition id=316]mouvement[/popupdefinition] autour de l'&eacute;toile et vraisemblablement &eacute;ject&eacute;s lors d'une pr&eacute;c&eacute;dente explosion &agrave; celle de janvier 2002.La poussi&egrave;re environnante &eacute;tait jusqu'alors invisible et m&ecirc;me insoup&ccedil;onn&eacute;e. Il a fallu l'explosion de janvier 2002 pour illuminer l'environnement de l'&eacute;toile et la mettre &agrave; jour.Cr&eacute;dits : [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition] / [popupdefinition id=2468]NASA[/popupdefinition] &amp; The [popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition] Heritage Team

Hubble : V838 Monocerotis

Avec notamment l’état liquide et l’état solide, l’état gazeux fait partie des différents états de la matière. Dans l’état gazeux, ions, atomes ou molécules sont si faiblement lié(e)s les un(e)s aux autres qu’ils (elles) sont quasi indépendant(e)s. Contrairement à ce qui se passe dans un solide ou dans un liquide, dans un gaz les atomes ont la capacité de se déplacer de manière totalement désordonnée.
État gazeux et caractéristiques des gaz
À l’échelle macroscopique, les gaz, comme les liquides, n’ont pas de forme propre. Les gaz n’ont pas non plus de volume propre, ce qui les rend compressibles.
Les gaz sont également miscibles entre eux. L’air, par exemple, est un mélange de plusieurs gaz : diazote, dioxygène, dioxyde de carbone, etc.
Un gaz peut se dissoudre dans un liquide, comme le fait par exemple l’oxygène dans le sang.
Gaz parfaits
Dans une bonne approximation, beaucoup de gaz réels peuvent être considérés, à faible pression, comme étant ce que les physiciens appellent des « gaz parfaits ». Le gaz parfait est un modèle thermodynamique qui donne les relations entre pression, volume et température et ce, quelle que soit la nature chimique du gaz.

On qualifie de mouvement, la variation de la position d'un point, d'un solide ou d'un système, étudié dans un référentiel donné, en fonction du temps. Un mouvement est décrit grâce à une vitesse et à une trajectoire. Cette dernière donne l’ensemble des positions que prend le point au cours du temps. Notez que selon le référentiel choisi, le mouvement n’est pas le même. Un point en mouvement dans un référentiel peut même se retrouver au repos dans un autre. C’est le cas, par exemple d’un avion que l’on ravitaille en vol. Ce dernier est immobile dans le référentiel du ravitailleur, mais en mouvement dans celui du sol.Ainsi le référentiel terrestre – rattaché au sol – permet d’étudier le mouvement d’objets se déplaçant à la surface de la Terre. Le référentiel géocentrique – centré sur la Terre et dirigé selon des étoiles fixes - est utilisé pour décrire des objets en mouvement autour de la Terre. Et le référentiel héliocentrique – centré sur le Soleil et dirigé selon des étoiles fixes – sert à décrire les mouvements d’objets se déplaçant autour du Soleil.Lorsque la trajectoire est courbe sans être circulaire – comme celle d’un ballon qui rebondit -, on parle de mouvement curviligne. © sharpshutter22, FotoliaDifférents types de mouvementsEn fonction de la vitesse et de la trajectoire, il existe plusieurs types de mouvement. On parle par exemple de mouvement rectiligne uniforme accéléré lorsque la trajectoire correspond à une droite et que la vitesse augmente au fil du temps. Le mouvement est circulaire ralenti – ou encore décéléré – lorsque la trajectoire est représentée par un cercle et que la vitesse diminue avec le temps. Le mouvement est par ailleurs qualifié d’uniforme lorsque la vitesse reste constante.On distingue aussi les mouvements de rotation des mouvements rectilignes. En effet, un corps est dit en rotation si la trajectoire de chacun de ses points est un cercle centré sur un axe de rotation. Ainsi un mouvement hélicoïdal correspond-il à la combinaison d’un mouvement rectiligne et d’un mouvement de rotation.Enfin, il existe des mouvements plus aléatoires, comme le mouvement brownien. C’est ainsi que l’on nomme le mouvement adopté par une grosse particule au milieu de petites particules avec lesquelles elle entre en collision dans un fluide.

Mouvement

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

Turbulence

On désigne par le terme de matière tout ce qui compose les corps qui nous entourent, tout ce qui a une masse et un volume.
Matière organique, matière azotée, etc.
Il existe différentes familles comme :

la matière organique, qui constitue les êtres vivants (animaux ou végétaux) ou morts ;la matière azotée, qui est le résultat de transformations de l’azote, etc.

Les états de la matière
Dans la vie de tous les jours, nous avons affaire à trois états de la matière :

l’état solide ,l’état liquide ;l’état gazeux.
La chimie est la science qui étudie la composition et les transformations de la matière.

Matière baryonique et non baryonique : la matière sombre
Comme son nom le laisse entendre, la matière baryonique est composée de baryons, des particules élémentaires dont les plus connues sont le proton et le neutron.
La matière baryonique, c’est donc la matière ordinaire, que nous connaissons bien, celle qui est constituée d’atomes. La matière non baryonique, comme la fameuse matière sombre, est quant à elle supposée formée de particules exotiques.
Antimatière et antiparticules
On ne trouve de l’antimatière qu’en quantité infime. Elle est constituée d'antiparticules. Si ces dernières entrent en contact avec les particules qui composent la matière, les deux (particules et antiparticules) peuvent s'annihiler. Les antiparticules ont des charges opposées à celles de leurs particules sœurs.

Matière

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La [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] des [popupdefinition id=15744]Chiens[/popupdefinition] de Chasse (aussi connue sous le nom de galaxie Whirlpool) pr&eacute;sente dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du m&ecirc;me nom &eacute;volue &agrave; quelque 31 millions d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition]. En fait, il s'agit de deux galaxies en interaction. Une [popupdefinition id=42]galaxie spirale[/popupdefinition] vue de face ([popupdefinition id=5271]M51[/popupdefinition], [popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 5194) et une [popupdefinition id=39]galaxie irr&eacute;guli&egrave;re[/popupdefinition] et nettement plus petite (NGC 5195).Cette image a &eacute;t&eacute; acquise par la cam&eacute;ra pour observations panoramiques en janvier 2005 et d&eacute;taille tr&egrave;s bien la galaxie. Elle montre les jeunes [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] qui &eacute;voluent &agrave; l'int&eacute;rieur des bras spiraux alors que la population d'&eacute;toiles plus anciennes est rassembl&eacute;e au centre de la galaxie.Cr&eacute;dits : [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition] / [popupdefinition id=2468]NASA[/popupdefinition] &amp; The [popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition] Heritage Team

Hubble : Galaxie des Chiens de Chasse, M-51, Whirlpool

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

Découverte par Charles MESSIER en 1773 dans la constellation des Chiens de Chasse, elle se trouve à plus de 30 millions d'années-lumière de nous.
Cette étonnante galaxie est en fait le résultat de la rencontre de deux galaxies, une grande qui a une structure en spirale, et une petite que l'on voit au bout d'un des « bras » de la spirale.
MESSIER 51 est observable dans un télescope à partir de 10 cm de diamètre comme une tache floue mais la structure spiralée se devine à partir de 25 cm de diamètre.

Galaxie du Tourbillon

Une galaxie avec une forme irrégulière, qui ne montre pas de structure en spirale ou de forme elliptique. Les galaxies irrégulières sont classées dans le type Irr. La plupart des galaxies irrégulières sont des galaxies naines (elles contiennent de 10 millions à un milliard d'étoiles).

Galaxie irrégulière

Le chien est un mammifère carnivore de la famille des canidés, issu du loup, le Canis lupus. Son nom scientifique est d’ailleurs Canis lupus familiaris. Familiaris parce qu’il a été domestiqué par l’Homme il y a plus de 30.000 ans. Il a été sélectionné grâce à des hybridations entre races. Et le chien est aujourd’hui — avec le chat — l’un des animaux de compagnie préférés dans le monde. Il en existe plus de 300 races.
Si du chihuahua — le chien le plus petit du monde — à l’Irish wolfhound — le chien le plus grand du monde — ces races présentent des morphologies externes parfois bien différentes — d’une variété sans autre égale dans le règne animal —, leur anatomie interne reste semblable. Ainsi le squelette du chien compte quelque 300 os. Et il est à remarquer que ses pattes ne reposent au sol que par leur troisième phalange. Ainsi les chiens sont dits digitigrades.
Il est à noter aussi que l’espérance de vie des chiens varie en fonction de la race notamment. Les plus petits chiens vivent généralement plus vieux — entre 15 et 20 ans — que les plus grands — de 6 à 8 ans seulement.
Certains chiens sont désormais entraînés à détecter des appareils électroniques susceptibles de contenir des preuves (smartphones, clé USB, etc.) © Monika Wisniewska, Fotolia
Des sens plutôt aiguisés
Côté sens, l’odorat et l’ouïe sont les deux plus développés chez le chien. En effet, les chiens sont capables d’entendre aussi bien les ultrasons que les infrasons qui échappent à notre oreille humaine. Et proportionnellement à leur corps, leurs oreilles sont plus grandes que les nôtres. Avec une forme permettant d’amplifier les sons aussi. Sans parler du fait qu’elles sont également bien plus mobiles que nos oreilles. Les chiens comptent par ailleurs quelque dix fois plus de cellules olfactives que les humains et quarante fois plus de neurones dédiés à l’odorat. Ainsi, ils sont capables de discerner plus de 500.000 molécules odorantes. En revanche, on peut dire que le chien ne voit pas le monde aussi bien que nous. Sa vision n’est pas capable de distinguer les détails, mais il perçoit très bien les mouvements.
Chien de chasse, chien de garde et chien de berger
Toutes ces caractéristiques font du chien un animal de compagnie très apprécié. Mais il est aussi utilisé par l’Homme dans d’autres missions. Il peut être chien de berger pour surveiller les troupeaux ou chien de chasse au service des chasseurs. Il peut aider au sauvetage de personnes en détresse ou faire office de chien de garde.
Chien truffier, chien guide, chien de traîneau et chien policier
En raison de son flair très développé, le chien peut être employé à trouver des truffes (les chiens truffiers). Grâce à un dressage particulier, le chien peut aussi assister des personnes malvoyantes ou handicapées (chien guide) ou bien devenir chien de traîneau.
Les chiens policiers présents dans les services de police, de gendarmerie ou de l’armée, servent à détecter des explosifs, des stupéfiants, ou à reconnaître des suspects dans le cadre d’enquêtes.
On n’adopte pas un chien comme on offre un jouet. L’acte doit être mûrement réfléchi, car il engage sur plusieurs années. © andrewicus, Pixabay, CC0 Creative Commons
Races de chiens
Voici une liste non exhaustive de quelques races de chiens célèbres : 
berger allemand ;labrador ;golden retriever ;dalmatien ;sharpeï ;caniche ;yorkshire-terrier ;coton de Tuléar ;berger australien.
L’Homme, meilleur ami du chien ?
On dit souvent que le chien est le meilleur ami de l’Homme. Mais l’inverse est-il vrai ? Le chien est fidèle à son maître. Et pour être qualifié de meilleur ami du chien, l’Homme devrait aussi lui montrer fidélité. Prendre un chien est en effet un engagement sur du long terme et la décision doit être prise de manière réfléchie.
Vacances, sorties, dressage autant de points qu’il faut anticiper avant d’intégrer Medor dans votre quotidien. À ne pas négliger non plus, le coût des soins qui peut être vite très élevé. Car en plus de son identification et de ses vaccinations obligatoires, un chien peut tomber malade ou se blesser. Heureusement, il est aujourd’hui possible de souscrire à une assurance chien pour se faire rembourser une partie au moins des frais vétérinaires engagés dans ces cas.

Chien

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

Une galaxie spirale est un ensemble de quelques centaines de milliards d'étoiles rassemblées dans un disque avec un renflement central sphérique lumineux appelé le bulbe.
Le disque contient plusieurs bras lumineux qui s'enroulent en spirale autour du bulbe. Les bras contiennent les étoiles les plus jeunes et les plus lumineuses. Les galaxies spirales, comme la Voie lactée, contiennent des quantités importantes de gaz et de poussières.

Galaxie spirale

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Les 12 photos de [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition] en collisions les plus spectaculaires, publi&eacute;es &agrave; l'occasion des 18 ans de [popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition], le 24 avril 2008.Cr&eacute;dit : Nasa-Esa.

Photos de galaxies en collisions

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Galaxie spirale NGC 3314

Galaxie ESO 510-G13

Opposition

IC2944

Nébuleuse Keyhole

Orionis

Nébuleuse planétaire NGC 6751

Galaxie spirale NGC 6622

Nébuleuse de l'Oeil de Chat

NGC 6543

Nébuleuse du crabe

Nébuleuse de l'oeuf

Hubble, 20 ans d'astronomie à grand spectacle

Astronomie

Observatoire spatial

Saturne

Mars

Supernova

Jupiter

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La vitesse est le rapport d'une longueur par un temps. Son unité du système international est le mètre par seconde (m.s-1).
La vitesse ayant une direction et une intensité est représentée par un vecteur, le vecteur vitesse. La vitesse relative est la vitesse d'un corps par rapport à un autre ou par rapport à un repère.

Vitesse

Edwin Powell Hubble est né le 20 novembre 1889 dans le Missouri (USA). Passionné de boxe, il mène aussi de brillantes études de mathématiques et d'astronomie à l'Université de Chicago. 
Il entre à l'observatoire Yerkes où il rédige une thèse remarquée sur les nébuleuses qui lui vaut une place à l'observatoire du Mont Wilson en 1919. Là-bas il dispose de l'instrument le plus puissant de l'époque, le télescope Hooker de 2,50 mètres de diamètre. En mesurant la distance de certaines étoiles variables (les céphéides), Hubble découvre en 1924 avec cet instrument que certaines "nébuleuses" comme Messier 31 (qui deviendra la galaxie d'Andromède) sont en fait des galaxies très éloignées. 

Le télescope Hooker de 2,50 mètres de l'observatoire du Mont Wilson où E. Hubble fit ses principales découvertes. Crédits : observatoire du Mont Wilson
Hubble se lance alors dans une classification des galaxies selon leurs critères morphologiques, une classification toujours utilisée. Cette classification comporte quatre catégories de galaxies (lenticulaires, elliptiques, spirales et irrégulières). Il poursuit en parallèle des études spectroscopiques et découvre en collaboration avec Milton Humason que plus une galaxie est éloignée et plus son spectre est décalé vers le rouge, ce qui lui permet d'établir en 1929 la loi de Hubble : elle précise la relation qui existe entre la distance des galaxies et leur vitesse d'éloignement. Cette découverte valide l'idée d'un Univers en expansion dont l'origine remonte au Big Bang. 
Hubble meurt le 28 septembre 1953, quatre ans après avoir commencé à utiliser le télescope Hale de 5 mètres de diamètre du Mont Palomar en Californie.

E. Hubble dans la cage d'observation du télescope Hale de 5 mètres de diamètre. Crédits : observatoire du Mont Palomar