L'[popupdefinition id=2452]&eacute;clipse totale[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] du 9 mars 2016 photographi&eacute;e &agrave; Luwuk, en Indon&eacute;sie. Cette image composite de Yu Jun a&nbsp;remport&eacute; le premier prix du concours en 2016 dans la cat&eacute;gorie &laquo; Soleil &raquo;. L'auteur raconte qu'il a surtout voulu montrer la formation des &laquo; grains de Bailly &raquo; ; ces perles de [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] qui apparaissent sur le [popupdefinition id=11349]limbe[/popupdefinition] de la Lune&nbsp;sont cr&eacute;&eacute;es par les rayons du Soleil se faufilant entre les reliefs de notre satellite.&copy; Yu Jun, IAPY 2016

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Grains de Bailly lors d'une éclipse totale de Soleil

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

Limbe

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

Lumière

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

Soleil

En général, on emploie le terme éclipse pour parler du phénomène d’occultation d’une source lumineuse par un objet. Transposée au monde de l’astronomie, cette définition nous apprend qu’une éclipse correspond à l’obscurcissement d’un astre du fait de l’interposition d’un autre corps céleste entre cet astre et une source lumineuse. Le phénomène reste rare. Pour l’observer, il faut que certaines conditions soient réunies.
L’éclipse totale n’est que l’un des différents types d’éclipses que l’on peut observer. Contrairement à l’éclipse partielle, elle fait « disparaître » l’astre dans sa totalité. L’éclipse est dite totale lorsque la Lune, par exemple, masque complètement le Soleil. On peut voir alors la couronne solaire. Même si les diamètres apparents de la Lune et du Soleil sont sensiblement les mêmes, cette situation ne se présente que relativement rarement.
La phase totale — et uniquement la phase totale — d’une éclipse de Soleil peut être observée directement à l’œil nu, sans protection. © Cai Carney, Unsplash
La Lune et le Soleil
Depuis la Terre, il est possible d’observer des éclipses de Lune — lorsque la Terre se glisse entre la Lune et le Soleil — et des éclipses de Soleil — lorsque la Lune se glisse entre la Terre et le Soleil. Et l’une et l’autre peuvent être partielles, lorsque l’alignement entre la Terre, la Lune et le Soleil n’est pas parfait. Elles peuvent aussi être totales, lorsque l’alignement des corps est « parfait ». Ce qui n’arrive pas tous les jours, les plans de l’orbite de la Lune et celui de l’écliptique ne coïncidant pas. Ainsi pour éclipser totalement le Soleil, la Lune doit se situer suffisamment voisine de l’écliptique pour être bien alignée avec la Terre et le Soleil.
Notez que la dernière éclipse totale du Soleil qui a pu être observée en France métropolitaine a eu lieu le 11 août 1999. Pour la prochaine, il faudra attendre le 3 septembre 2081. Ou le 12 août 2045 pour admirer une éclipse totale du Soleil dans le ciel de la Guyane.

Éclipse totale

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

11176_grains-de-bailly-lors-d-une-eclipse-totale-de-soleil

Gerald Rhemann, l'auteur de cette photo qui a remport&eacute; le deuxi&egrave;me prix dans la cat&eacute;gorie &laquo; Plan&egrave;tes, [popupdefinition id=870]ast&eacute;ro&iuml;des[/popupdefinition] et [popupdefinition id=2498]com&egrave;tes[/popupdefinition] &raquo; est un photographe chasseur de com&egrave;tes plein de talents. Il nous fait d&eacute;couvrir ici la com&egrave;te Catalina (C/2013 US10) et ses deux queues qui bifurquent. L'auteur rappelle combien ces petits corps c&eacute;lestes sont parmi les objets les plus difficiles &agrave; photographier du fait de leur d&eacute;placement rapide et des changements brusques de leur&nbsp;chevelure. La photo a &eacute;t&eacute; prise en Autriche, le 11 d&eacute;cembre 2015. &copy; Gerald Rhemann, IAPY 2016

La comète Catalina et ses deux queues

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

Un astéroïde est un corps céleste composé de roches et de métaux, dont la taille peut aller de quelques centimètres à plusieurs kilomètres. Contrairement à ce que l’on pense, il n’erre pas de façon erratique dans l’espace, mais tourne autour d’une étoile. La naissance des astéroïdes remonte aux origines de notre Système solaire, il y a 4,56 milliards d’années. L’hypothèse la plus communément admise aujourd’hui est qu’ils résultent de fragments de roche qui n’ont pas pu s’agglomérer pour former une planète, en raison notamment de l’influence de Jupiter. Les astéroïdes sont parfois appelés planète mineure.
Comète, météorite, astéroïde, étoile filante : quelle est la différence ?
Les familles d'astéroïdes
Le premier astéroïde, Cérès, a été découvert en 1801 par Giuseppe Piazzi, alors directeur de l’observatoire de Palerme, en Sicile (Cérès est à présent considérée comme une planète naine). Depuis, on en a dénombré plus de 523.000, dont la majorité se situe dans la zone comprise entre Mars et Jupiter, appelée la ceinture d’astéroïdes (ou ceinture principale). D’autres astéroïdes sont découverts en dehors de cette zone, soit parce qu’ils possèdent une orbite qui les fait s’éloigner de la ceinture principale, soit parce qu’ils sont dans une autre zone du Système solaire.
On distingue notamment :
Les Troyens, qui circulent sur l’orbite de planètes, la plupart autour de Jupiter mais Mars, Uranus et Neptune en possèdent également quelques-uns.Les Centaures, généralement de petite taille, qui tournent autour du Soleil entre les orbites de Jupiter et de Neptune.Les transneptuniens, qui circulent sur une orbite très excentrique. On retrouve dans cette catégorie les astéroïdes de la Ceinture de Kuiper, une zone annulaire à l’instar de la Ceinture d’astéroïdes mais 20 fois plus étendue. 
Les astéroïdes géocroiseurs (Near-Earth Objects ou NEA en anglais), quant à eux, évoluent à proximité de la Terre. De par leurs trajectoires qui croisent l'orbite terrestre, ces objets sont traqués afin de mieux les identifier et prévenir d'une collision avec notre planète. Il en existerait plus de 10.000. Heureusement, le risque de collision est relativement faible : une météorite de la taille d’un stade de football, susceptible de dévaster la zone d’impact et ses environs s’écrase en moyenne tous les 2.000 ans. Quant aux gros astéroïdes comme, par exemple, celui qui a provoqué la disparition des dinosaures, il y a 66 millions d’années, la moyenne estimée est d'un tous les 100 millions d’années. Désormais, ces astéroïdes géocroiseurs sont surveillés étroitement par la Nasa.
Des milliers d’astéroïdes croisent l'orbite de la Terre. © Nasa, JPL-Caltech
Comment sont nommés les astéroïdes ?
Une fois détecté et que leur trajectoire est clairement établie, l’astéroïde se voit attribuer un numéro par le MPC (Minor Planet Center), une branche de l’Union astronomique internationale (UAI). Ce numéro, parfois accompagné d’un nom propre, ne dépend pas de l’ordre de sa découverte mais de celui où l’on a pu déterminer son orbite exacte. Il reprend donc d’abord entre parenthèses son ordre d’attribution, puis le chiffre de l’année, suivi d’une lettre qui indique la moitié du mois et une lettre qui indique l’ordre de la découverte dans cette moitié de mois. Par exemple 249.516 Aretha (2010 CV60).

Astéroïde

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Distingu&eacute;e par le jury du concours en 2015 comme &laquo; fortement recommand&eacute;e &raquo; dans la cat&eacute;gorie &laquo; Aurores &raquo;, cette photo du Norv&eacute;gien Arild Heitmann nous d&eacute;voile un paysage qui appara&icirc;t comme enchant&eacute;. Nous sommes bien sur Terre, plus exactement au bord de la rivi&egrave;re Lomaas, dans la r&eacute;gion de Sk&aring;nland, en Norv&egrave;ge. Les lueurs d'une [popupdefinition id=16642]aurore bor&eacute;ale[/popupdefinition] qui danse dans le ciel illuminent la v&eacute;g&eacute;tation p&eacute;trifi&eacute;e et se refl&egrave;tent sur les eaux endormies et fig&eacute;es de la rivi&egrave;re. D&eacute;paysement assur&eacute;. &copy; Arild Heitmann, IAPY 2015

Sublimes aurores au bord de la rivière Lomaas, en Norvège

Les aurores polaires sont principalement visibles aux plus hautes latitudes du globe terrestre :
celles de l’hémisphère nord sont dites « boréales » ;celles de l’hémisphère sud sont dites « australes ».
Lorsque l’activité du Soleil est à son plus haut niveau (le cycle solaire dure en moyenne onze ans), il est possible d’en observer jusqu’aux latitudes moyennes comme celles de la France, voire parfois jusqu’en Espagne et au Maroc.
Les aurores polaires : explication
C’est le vent solaire qui est à l’origine des aurores polaires. Les particules très énergétiques (électrons et protons) expulsées à une vitesse moyenne de 400 km/s dans toutes les directions du Système solaire sont, dans leur grande majorité, déviées de notre atmosphère par le champ magnétique terrestre. Toutefois, une partie parvient à passer par les points faibles aux pôles.
C’est de leur interaction avec les différents atomes et molécules de l’ionosphère, principalement l’oxygène et l’azote, à des altitudes comprises entre 400 et 100 km, que vient leur coloration :
du vert au rouge pour l’oxygène ;du rose au violet, du bleu et aussi du rouge pour l’azote.
Toutes ces nuances dépendent aussi de l’énergie du vent solaire et de l’altitude.

Aurore polaire

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Sebastian Voltmer a d&eacute;croch&eacute; la premi&egrave;re place du concours dans la cat&eacute;gorie &laquo; [popupdefinition id=971]t&eacute;lescopes[/popupdefinition] robotis&eacute;s &raquo; en 2015 avec cette magnifique photo de la [popupdefinition id=2498]com&egrave;te[/popupdefinition] C/2013 A1 aux c&ocirc;t&eacute;s de Mars. Notre voisine, la Plan&egrave;te rouge, appara&icirc;t ici flamboyante. La com&egrave;te (son noyau ne mesure en r&eacute;alit&eacute; que quelques kilom&egrave;tres) semble se mesurer &agrave; la plan&egrave;te. On dirait m&ecirc;me qu'elle se pr&eacute;cipite dessus, ce qui n'est qu'un effet de perspective, du fait de leur alignement avec la Terre. &Agrave; l'arri&egrave;re-plan, les [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] et les [popupdefinition id=14525]nuages[/popupdefinition] de [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition] rouge&acirc;tres composent une superbe tapisserie aux d&eacute;tails tr&egrave;s fins. Cette photo a &eacute;t&eacute; prise &agrave; l'Observatoire de Siding Spring, dans la Nouvelle-Galles du Sud, en Australie. &copy; Sebastian Voltmer

La comète C/2013 A1 rencontre Mars

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

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.

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

Étoile

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

Télescope

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En 2014, James Woodend (Royaume-Uni) a remport&eacute; le premier prix de la cat&eacute;gorie &laquo; [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition] et espace &raquo; avec cette tr&egrave;s belle composition. C'est la premi&egrave;re fois que le jury le d&eacute;cerne &agrave; un paysage embras&eacute; par une aurore. Le [popupdefinition id=15905]feu[/popupdefinition] et la glace se mirent dans les eaux paisibles qui bordent le [popupdefinition id=15418]glacier[/popupdefinition] Vatnaj&ouml;kull, au sud de l'Islande.&copy; James Woodend, Flickr

Aurore boréale au-dessus du glacier Vatnajökull - Photos Futura

Le feu est le résultat d’une réaction chimique d’oxydoréduction rapide, la combustion, qui libère généralement de la fumée et de la lumière et qui émet toujours de la chaleur.
Réaction d’oxydation
L...

Un glacier représente une masse de glace importante produite par l’accumulation de la neige et des névés, une neige entassée et comprimée.
Lorsque le climat global se refroidit, des glaciers peuvent ...

Glacier

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 e...

Terre

Aurore boréale au-dessus du glacier Vatnajökull

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Avec ce portrait haut en [popupdefinition id=4126]couleur[/popupdefinition] et d&eacute;taill&eacute; de la c&eacute;l&egrave;bre [popupdefinition id=50]n&eacute;buleuse[/popupdefinition] de la T&ecirc;te de Cheval situ&eacute;e pr&egrave;s de la ceinture de la [popupdefinition id=5082]constellation d'Orion[/popupdefinition], en 2014, Bill Snyder (&Eacute;tats-Unis) a d&eacute;croch&eacute; le premier prix dans la cat&eacute;gorie &laquo;&nbsp;Ciel profond&nbsp;&raquo;. L'astrophotographe a cumul&eacute; quelque 13 heures d'exposition au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] de son [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] de 432 mm install&eacute; dans les montagnes de la Sierra Nevada en Californie. C'est un dense [popupdefinition id=14525]nuage[/popupdefinition] de poussi&egrave;re en [popupdefinition id=316]mouvement[/popupdefinition] qui dessine la silhouette de cet animal devant les grandes [popupdefinition id=1063]draperies[/popupdefinition] d'une partie du nuage mol&eacute;culaire d'Orion. &Eacute;galement d&eacute;sign&eacute;e Barnard&nbsp;33 et IC&nbsp;434, cette n&eacute;buleuse obscure est distante d'environ 1.500 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de nous. &copy; Bill Snyder, Flickr

La nébuleuse de la Tête de Cheval

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

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

Foyer

La constellation d’Orion est une des plus belles constellations du ciel. Il est aussi nommé le Chasseur Orion. Dans le ciel, on le reconnaît facilement aux trois étoiles alignées qui représentent sa ceinture. Il s’agit d’Alnitak, Alnilam et Mintaka. Au-dessus, deux étoiles figurent ses épaules. À gauche (vue de la Terre), la brillante Bételgeuse. C’est une supergéante rouge, une étoile en fin de vie 600 fois plus grosse que le Soleil et 14 fois plus massive. Elle devrait être une des prochaines étoiles que les Terriens pourront voir exploser (supernova) d’ici quelques siècles ou millénaires. L’autre épaule est marquée par l’étoile Bellatrix.Sous les trois étoiles de la ceinture, nous avons les genoux et les jambes figurées, à gauche, par Saïph, et à droite, par Rigel. Cette dernière, d’un éclat bleuté, est une étoile jeune et vigoureuse, double, et très chaude. Elle est la plus brillante de cette constellation qui règne sur le ciel d’hiver.Des étoiles moins brillantes forment ce qui ressemble à un arc, à droite d’Orion dans le ciel. Il tient dans cette main (la gauche pour Orion), une peau de lion. Dans l’autre main, il brandit une massue de bronze. Les étoiles qui la dessinent sont au-dessus de Bételgeuse, en direction des Gémeaux.La nébuleuse d’Orion sondée en profondeur avec la caméra HAWK-1 du VLT, au Chili. © ESO, H. Drass et al.Sous la ceinture d’Orion, nous avons son poignard. Il est ponctué de petites étoiles alignées. Autrefois, bien avant que la pollution lumineuse ne fasse « disparaître » les étoiles, il était possible de remarquer à l’œil nu la tache pâle à l’intérieur de ce poignard. Il s’agit de la nébuleuse d’Orion, très célèbre, et aussi désignée Messier 42 (M 42). Ce nuage de gaz et de poussière qui semble petit vu de la Terre est en réalité gigantesque : il s’étend sur environ 24 années-lumière à 1.400 années-lumière de nous. Des milliers d’étoiles y sont en train de naître, certaines ayant déjà commencé à briller tandis que d’autres sont encore embryonnaires, enfouies dans leurs cocons de gaz. La nébuleuse d’Orion est en réalité la partie la plus visible d’une immense structure : le nuage moléculaire d’Orion (OMC). C’est l’un des plus proches de notre Système solaire.La constellation d’Orion dans la mythologieCette constellation que nous appelons Orion est d’origine grecque. Dans la mythologie, il y est dépeint comme un chasseur orgueilleux qui n’a peur de rien. Les Babyloniens voyaient avec les mêmes étoiles un berger, les Indoues et aussi les Aztèques, un guerrier, les Égyptiens, le dieu Osiris…Dans le ciel, deux chiens l’accompagnent : le Petit Chien et le Grand Chien. Celui-ci tient dans sa gueule l’étincelante Sirius, l’étoile la plus brillante du ciel. Non loin de là, un lièvre gambade dans le ciel.Orion est un géant que l’on dit né de la semence de Zeus et d’Hermès mise dans une peau de taureau laquelle fut ensuite enfouie dans la Terre (Orion vient du grec ourein qui signifie uriner). Un présent des dieux à leur hôte Hyriée, roi de Thèbes en Béotie, qui se désolait de ne pas pouvoir avoir d’enfants.À droite, la constellation d’Orion que l’on reconnaît tout de suite aux trois étoiles de sa ceinture et les brillantes Bételgeuse (épaule) et Rigel (pied). En bas à gauche, Sirius, l'étoile la plus brillante du Grand Chien. En haut à gauche, Procyon (Petit Chien) © carrottomato, fotoliaLes récits sur Orion sont multiples. Le plus fameux raconte qu’il fut appelé par Œnopion (« buveur de vin »), fils de Dionysos et Ariane, pour exterminer les redoutables serpents qui semaient la terreur dans les montagnes de l’île de Chios dont il était le roi. Sans difficulté, le géant s’acquitta de cette tâche. De retour au palais, un festin fut donné en son honneur. Mais ivre, Orion voulut abuser de Merope, la fille du souverain. Déshonoré et furieux, Œnopion creva avec son épée les yeux du chasseur endormi dans la plaine.Orion recouvra malgré tout la vue avec l’aide d’Hépahaïstos qui lui confia son serviteur Cédalion. Il retourna sur l’île de Chios pour se venger, mais après avoir discuté avec un berger, il renonça. Marchant dans la mer, la tête dépassant de l’eau, il rencontra Artémis sur l’île de Crête. Dans un élan d’orgueil, il lui déclara un jour qu’« aucun être ne peut échapper à mes armes de chasse ». Ses paroles furent de trop… et déchaînèrent la colère de la déesse-mère Gaia. Elle fit sortir des entrailles de la Terre, un scorpion géant. Du combat, le grand chasseur ne sortit pas vainqueur. Il mourut piqué par le dard du Scorpion. À la demande d’Artemis, Zeus le mit ensuite dans le ciel ainsi que le scorpion… mais pas en même temps : quand l’un se lève, l’autre se couche.

Constellation d'Orion

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

Couleur

Concrétion fine se développant à partir d'une paroi verticale ou inclinée.

Draperie

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

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

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L'[popupmetier id=7]astronome[/popupmetier] et photographe australien David Fitz-Henry livre un splendide portrait de la [popupdefinition id=51]n&eacute;buleuse plan&eacute;taire[/popupdefinition] Helix. Au c&oelig;ur de ce [popupdefinition id=14525]nuage[/popupdefinition] en expansion qui &eacute;voque un [popupdefinition id=14131]&oelig;il[/popupdefinition] gigantesque, on distingue l'[popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] contract&eacute;e qui se [popupdefinition id=2121]m&eacute;tamorphose[/popupdefinition] en [popupdefinition id=28]naine blanche[/popupdefinition]. Des grumeaux en forme de [popupdefinition id=2498]com&egrave;tes[/popupdefinition] sont &eacute;galement visibles dans les couches de [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition] &eacute;ject&eacute;es par cet [popupdefinition id=851]astre[/popupdefinition] sur le d&eacute;clin. Situ&eacute;e &agrave; 700 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la Terre, elle est&nbsp;une des plus proches de nous. &copy; David Fitz-Henry, Flickr

La nébuleuse planétaire Helix

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

Astre

L'œil, également appelé globe oculaire, correspond à l’organe de la vue, captant le signal lumineux avant que l’information ne soit réinterprétée par le cerveau et transformée en formes et en couleurs. Il se compose de différentes régions lui permettant d’assurer sa fonction, de la cornée jusqu’à la rétine. Il est inséré dans une orbite, et on en retrouve une ou plusieurs paires chez bon nombre d’espèces animales, aussi bien chez les arthropodes, les mollusques ou les vertébrés.
Anatomie de l’œil humain
L’œil humain correspond grossièrement à une petite boule de 2,5 cm de diamètre, pesant sept à huit grammes. Comme chez beaucoup de mammifères, le globe oculaire se compose de différentes couches. La plus externe correspond à la sclère, membrane résistante qui donne sa couleur blanche à l’œil en le recouvrant à 80 %, sur laquelle s’insèrent les muscles oculomoteurs. Au centre se trouve la cornée, qui permet de capter les premiers rayons de lumière et de commencer la réfraction.
Sous la sclère, on trouve la choroïde, couche fine irriguée de vaisseaux sanguins et assurant la nutrition de la rétine et de l’iris.
La rétine, située dans le fond du globe oculaire, au contact de la choroïde, correspond à la région directement sensible à la lumière, polarisée principalement par la cornée et le cristallin. Elle est composée de cellules en cônes et en bâtonnets, sensibles aux détails de l’environnement et à la luminosité. C’est à ce niveau que le signal lumineux va être traduit en message nerveux, et être envoyé au cerveau par le nerf optique.
Au centre de l’œil, derrière la cornée, on trouve l’iris, région qui confère sa couleur particulière au globe oculaire. En son centre, on trouve la pupille, région sombre qui, sous l’action de muscles, se contracte ou se dilate pour laisser passer plus ou moins de lumière, à l’instar d’un diaphragme sur un appareil photo.
L’essentiel du volume de l’œil (90 %) est dû à l’humeur vitrée, liquide gélatineux situé en arrière du cristallin, qui donne au globe oculaire sa consistance. Il contribue également à la réfraction de la lumière.
Les yeux composés
Si l’Homme, les autres vertébrés et d’autres groupes possèdent deux yeux simples, ce n’est pas le cas chez tous les animaux. Ainsi, de nombreux arthropodes, comme les mouches, les libellules ou les crabes possèdent des yeux composés, c’est-à-dire un ensemble de photorécepteurs appelés ommatidies. Certains de ces animaux peuvent posséder jusqu’à cinq yeux composés.

Œil

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, ne dépassant pas 8 masses solaires, 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 cm3 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. Jean-Pierre Luminet parle de l'évolution des étoiles de type solaire, leur transformation en géantes rouges puis en naines blanches. © ECP Productions Les naines blanches expliquées par la mécanique quantiqueBien qu’observées une première fois au XVIIIe siècle, malgré leur faible luminosité, il a fallu attendre le tout début du XXe siècle pour que l’extraordinaire densité des naines blanches soit découverte. À la stupéfaction des astrophysiciens de l’époque, une valeur de l’ordre de la tonne par cm3 fut en effet dérivée de l’observation d’étoiles comme Sirius B. Rapidement, Ralph Fowler comprit cependant que la toute nouvelle mécanique statistique quantique découverte par son collègue Paul Dirac, décrivant un gaz d’électrons dégénéré, pouvait expliquer l’existence de ces étoiles. Reprenant les travaux de Fowler, le tout jeune Subrahmanyan Chandrasekhar eut alors l’idée d’introduire les effets de la théorie de la relativité restreinte, et il posa les fondations de la structure stellaire de ces étranges objets.Ralph Fowler comprit que la nature des naines blanches pouvait être expliquée par la mécanique statistique quantique. © University of St AndrewsCe n’est cependant qu’à la suite des progrès rapides de l’astrophysique nucléaire que l’on a pu comprendre exactement comment ces étoiles se formaient. Les progrès observationnels permirent simultanément de découvrir plusieurs types de naines blanches, différant par la composition chimique de leur atmosphère. Rappelons qu'en spectroscopie, les naines blanches forment la classe D de la classification spectrale des étoiles. Elles sont réparties entre plusieurs sous-classes - DA, DB, DC, DO, DQ et DZ - en fonction des caractéristiques de leur spectre.Au cours des années 1960, divers astrophysiciens théoriciens, dont Edwin Salpeter en 1961, ont réalisé que le cœur d'une naine blanche devait assez rapidement se transformer en un immense réseau cristallin de noyaux de carbone et d'oxygène en se refroidissant. Une part importante du volume d'une naine blanche devait ainsi ressembler à une sorte de diamant géant, bien que la structure cristalline obtenue avec le carbone ne soit pas exactement celle du diamant sur Terre.Cette théorie a été précisée par Hugh M. Van Horn en 1967, déjà en poste à l'université de Rochester, ce qui l'a conduit à la conclusion que le processus de cristallisation devait se produire sur la base d'une théorie déjà avancée, en 1934, par le grand physicien Eugène Wigner. En fin de vie, une étoile comme le Soleil devrait donc se transformer en naine blanche qui en se refroidissant deviendra un cristal de Wigner, un objet que l'on rencontre aussi en physique du solide.

Naine blanche

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

Série de transformations que subit un insecte depuis l'état d'œuf jusqu'à l'état adulte.La transformation est complète lorsque l'insecte passe par quatre états : œuf, larve, nymphe (ou chrysalide chez les papillons), imago. La transformation est incomplète quand il n'y a pas d'état nymphal différencié.

Métamorphose

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

Nébuleuse planétaire

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D&eacute;tail des Voiles photographi&eacute;s par J.-P. Mets&auml;vanio (Finlande). Distant de 1.470 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition], cet ensemble est form&eacute;&nbsp;de [popupdefinition id=6918]r&eacute;manents[/popupdefinition] d'une [popupdefinition id=60]supernova[/popupdefinition] qui a explos&eacute; il y a environ 5.000 ans, en direction de la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Cygne. Ces [popupdefinition id=14525]nuages[/popupdefinition] de d&eacute;bris ici remarquablement mis en relief sont &eacute;galement connus sous le nom de Dentelles du Cygne.&copy; J.-P. Mets&auml;vanio, Flickr

Détail des Dentelles du Cygne

Une supernova est l'explosion cataclysmique d'une étoile qui, pendant un temps, peut briller plus vivement qu'une galaxie entière composée de centaines de milliards d'étoiles. On distingue essentiellement deux grandes familles de supernovae : les SN II et les SN Ia. 
Extrait du documentaire Du Big Bang au vivant. Jean-Pierre Luminet parle de la mort des étoiles massives, leurs explosions en supernovae et la formation de pulsars. © ECP Productions, YouTube.
Deux familles de supernovae
Les SN II se produisent lorsque des étoiles massives dépassant environ 8 à 10 masses solaires ont épuisé leur combustible nucléaire. Cela provoque l'effondrement gravitationnel du cœur dont la force de gravité n'est plus contrebalancée par la pression des radiations libérées par les réactions thermonucléaires. Selon un scénario encore mal compris, une grande quantité d'énergie est libérée et éjecte les couches externes de l'étoile pour ne laisser qu'une étoile à neutrons ou, dans les cas extrêmes, un trou noir.
Les SN Ia se produisent dans un système binaire qui contient au moins une naine blanche. Il est probablement juste de dire que bien des manuels d’astrophysique vieux d’au moins dix ans expliquent l’origine des supernovae SN Ia avec une naine blanche accrétant de la matière jusqu’à atteindre la fameuse masse limite de Chandrasekhar. On sait en effet que les étoiles de la Voie lactée évoluent majoritairement en couple. Beaucoup sont moins massives que le Soleil, et comme lui, elles finiront leur vie paisiblement sous forme de naine blanche. En théorie du moins, car si elles font partie d’un système binaire contenant une étoile n’étant pas encore arrivée au même stade d’évolution, leur destin peut être bien plus spectaculaire. Ainsi, si elles sont suffisamment proches d’une géante rouge, ou même d’une étoile encore sur la séquence principale, les forces de marée de la naine blanche peuvent être telles qu’un transfert de matière de l’étoile à la naine se produit, augmentant sa masse.
Lorsque celle-ci atteint 1,4 masse solaire, les lois de la mécanique quantique et de la relativité restreinte la rendent inévitablement instable et elle doit s’effondrer. Le processus enclenche surtout des réactions thermonucléaires de fusion du carbone et de l’oxygène et une explosion se produit alors, soufflant toute l’étoile.
Comme cette explosion se fait à masse constante, sa luminosité intrinsèque doit faiblement varier. Celle-ci étant très importante, les SN Ia sont donc de bons indicateurs de distance pour sonder l’univers observable et étudier son expansion à des milliards d’années-lumière de la Voie lactée. Ce sont précisément ces propriétés qui ont permis à Saul Perlmutter et ses collègues de mettre en évidence l’expansion accélérée du cosmos observable.
On pense maintenant que beaucoup de SN Ia seraient des collisions de naines blanches.

Supernova

Un phénomène ou un élément est dit rémanent lorsqu’il perdure dans le temps, même après que sa cause a disparu. Le terme de rémanent peut donc être utilisé dans tous les domaines, dont voici quelques exemples.
Rémanent optique
C’est le cas par exemple des images qui subsistent sur la rétine après que le stimulus visuel a disparu (rémanence visuelle). 
Rémanent polluant
Il peut s'agir également des contaminants dont la présence et les effets persistent dans l’environnement (polluants rémanents). 
Rémanent astronomique
En astronomie, un rémanent de supernova désigne la matière éjectée dans l’espace lors de l’explosion d’une étoile en supernova.

Rémanent

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

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

Système solaire

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&laquo;&nbsp;L'image a &eacute;t&eacute; prise lors d'une soir&eacute;e d'&eacute;t&eacute; tr&egrave;s agr&eacute;able&nbsp;&raquo; confie son auteur, le photographe Matt James (Australie). Une belle nuit australe constell&eacute;e d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] en [popupdefinition id=316]mouvement[/popupdefinition]. Les [popupdefinition id=6946]&eacute;oliennes[/popupdefinition] de la ferme situ&eacute;e pr&egrave;s du lac George en Nouvelle-Galles du Sud suivent la danse. Un paysage [popupdefinition id=6741]nocturne[/popupdefinition] tr&egrave;s graphique.&copy; Matt James , Flickr

Trainées d'étoiles au-dessus d'une ferme d'éoliennes

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

Galles (du latin), ou cécidies (du grec) : excroissances, malformations sur les végétaux provoquées par des insectes, acariens, nématodes, champignons,virus, bactéries ou végétaux. La science qui étudie les galles est la cécidologie.
« Nous considèrerons comme galles toutes les manifestations de croissance,qu’elles soient positives ou négatives, et de différenciation anormale,provoquées sur les plantes par des parasites animaux ou végétaux. » (Meyer,1987 in Dauphin & Aniotsbehere, 1993.)
À ne pas confondre avec la gale, qui est une maladie de la peau qui affecte les vertébrés, y compris l’Homme ; elle est due à un acarien, le Sarcopte de la gale.

Cécidie

Un phénomène nocturne est un phénomène qui se produit au cours de la nuit (contraire : diurne).

Nocturne

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Nous sommes aux [popupdefinition id=10855]portes[/popupdefinition] de l'espace, &agrave; quelque 26,5 km d'altitude, au-dessus de Denver et de l'&Eacute;tat du Colorado. Pour prendre cette photo r&eacute;compens&eacute;e en 2014 dans la cat&eacute;gorie &laquo; [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition] et espace &raquo;, l'am&eacute;ricain Patrick Cullis a dispos&eacute; sa cam&eacute;ra &agrave; bord d'un [popupdefinition id=14992]ballon[/popupdefinition]. On distingue l'[popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] qui enrobe d&eacute;licatement notre plan&egrave;te et plus loin, en perspective (&agrave; 384.000 km en moyenne de nous), un monde plus aride et hostile, la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition].&copy; Patrick Cullis, Flickr

La Terre et la Lune vues d'un ballon

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

Atmosphère

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 %

Une porte est une ouverture pratiquée dans un mur, une clôture quelconque, permettant d'entrer dans un lieu fermé ou d'en sortir. Elle peut aussi servir à circuler dans les pièces, c'est pourquoi on parle de portes intérieures et de portes extérieures. Autrefois, le nom de porte était donné à l'ouverture aménagée dans l'enceinte d'une ville pour en permettre le passage. On parle parfois de porte bâtarde quand elle est d'une taille intermédiaire. Une porte permet l'accès à un lieu fermé. Ici une porte ancienne en bois. © Sven Dirks, Wikipedia Commons, CC BY-SA 3.0Les différents types de portes d'une maisonIl existe des portes de toutes tailles, s'adaptant en général à la façade dans laquelle la porte est intégrée. On peut trouver une porte coulissante, une porte battante ou encore une porte pliante, en fonction de l'élément d'huisserie qui lui est associé. Il existe également la porte extensible, elle est fabriquée selon le principe de l'accordéon, on peut donc en ajuster l'ouverture. Une porte peut être pleine ou non, vitrée ou en bois, en PVC, en fibre de verre, en acier ou encore en aluminium.Porte pleine ou porte vitrée ?Que ce soit pour la porte d’entrée ou pour séparer cuisine et salon par exemple, la porte peut être pleine ou vitrée. Il est possible de choisir une porte d’entrée avec une partie vitrée, le plus souvent opaque pour préserver l’intimité tout en profitant de la lumière du jour. Côté sécurité, le vitrage est aujourd’hui renforcé pour résister aux impacts et la porte d'entrée pleine ou vitrée est le plus souvent blindée avec serrure multipoint pour résister aux effractions. Certaines portes d'entrée d'une maison peuvent aussi être ornementées d’un vitrage en partie haute qui s’ouvre, une option pour offrir un puits de lumière et favoriser la circulation de l’air de votre intérieur.

Porte

En chimie, le terme de « ballon » désigne un matériel de verrerie de laboratoire. Il s'agit d'un récipient de laboratoire de forme sphérique, à fond plat ou rond.
Chimie : un ballon pour chauffer le milieu réactionnel
Il est généralement utilisé lorsqu’il est nécessaire de chauffer le milieu réactionnel pendant une durée de plusieurs minutes. Le récipient est alors placé sur un chauffe-ballon qui en épouse la forme.
Pour résister à la chaleur, le ballon du chimiste est généralement fait de verre borosilicaté. S’il doit être inséré dans un montage complexe, le ballon peut disposer de deux ou trois ouvertures. Il est alors qualifié de « ballon bi- ou tricol ».
Bien utiliser un ballon en chimie
Pour réguler la montée en température du milieu réactionnel, il peut être utile de placer, dans le fond du ballon, des billes qui permettront une agitation magnétique de la solution.
Lorsque l’on utilise un ballon à fond rond, il est recommandé de se munir d'un valet en liège ou en matière plastique. Un tel support permettra de maintenir le ballon droit sur la paillasse.

Ballon

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En 2014, la laur&eacute;ate de la cat&eacute;gorie &laquo;&nbsp;Notre syst&egrave;me solaire&nbsp;&raquo;, Alexandra Hart (Royaume-Uni) a intitul&eacute; sa photo r&eacute;compens&eacute;e &laquo;&nbsp;Ondulations sur un lac&nbsp;&raquo; (Ripples in a Pond). C'est un lac ardent o&ugrave; surnagent des &icirc;lots magn&eacute;tique, en l'occurrence la r&eacute;gion active 1.974. Un filament de [popupdefinition id=2871]plasma[/popupdefinition] est arc-bout&eacute; sur le [popupdefinition id=11349]limbe[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition].&copy; Alexandra Hart, Flickr

La région active 1.974, du Soleil

Le terme plasma peut être employé dans divers domaines : la biologie, la physique et les nouvelles technologies.
Le plasma en biologie
Partie liquide du sang qui représente environ 55 % de son volume. Le plasma est composé d'eau et contient des lipides (graisses), des hormones, des facteurs de coagulation et plus d'une centaine de protéines dont la principale est l'albumine.
Le plasma en physique
État de la matière (au même titre que liquide, solide ou gaz). C'est de la matière partiellement ou totalement ionisée.
Les plasmas sont un milieu constitué d'un mélange de particules neutres, d'ions positifs (atomes ou molécules ayant perdu un ou plusieurs électrons) et d'électrons négatifs.
Un plasma est électriquement neutre et ses particules interagissent les unes avec les autres.
Le plasma en technologie
Technologie développée pour les écrans plats, qui permet d'obtenir une image très lumineuse et très contrastée sur des surfaces importantes. Concrètement, la dalle plasma fonctionne à l'aide de deux gaz enfermés dans des petites cellules qui s'apparentent aux pixels d'un vidéoprojecteur. Le premier, le phosphore, est chargé d'illuminer la dalle en produisant de la lumière. Le second, le plasma, fonctionne comme un masque et se charge de transmettre l'impulsion électrique qui va déterminer la couleur et le contraste de chaque pixel. Cette technologie est aujourd'hui bien maîtrisée mais son industrialisation onéreuse la réserve encore à des écrans et des téléviseurs de prix élevé.

Plasma

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Paysage lunaire saisi dans toute sa beaut&eacute; et avec force d&eacute;tails par George Tarsoudis (Gr&egrave;ce). La photo prim&eacute;e en 2014 dans la cat&eacute;gorie &laquo; Notre [popupdefinition id=3728]syst&egrave;me solaire[/popupdefinition] &raquo; nous propose de survoler le crat&egrave;re Tycho (86 km de diam&egrave;tre) et tous ceux qui l'entourent. On distingue sans difficult&eacute; les gradins sur les pentes des remparts de ce crat&egrave;re rayonnant et le pic central form&eacute; par rebond apr&egrave;s l'impact de l'[popupdefinition id=870]ast&eacute;ro&iuml;de[/popupdefinition], il y a vraisemblablement une centaine de millions d'ann&eacute;es.&copy; George Tarsoudis, Flickr

Cratères lunaires, dont le cratère Tycho

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[popupdefinition id=2452]&Eacute;clipse totale[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] photographi&eacute;e par le Turc Tun&ccedil; Tezel, pr&egrave;s du village de Pajengo, en Ouganda, le 3 novembre 2013. Au cours de ces instants magiques o&ugrave; le temps semble suspendu, certaines vall&eacute;es lunaires laissent passer la [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] solaire. On distingue &eacute;galement les d&eacute;licates &eacute;ruptions sur le [popupdefinition id=11349]limbe[/popupdefinition] de notre [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] et le [popupdefinition id=2445]vent solaire[/popupdefinition].&copy; Tun&ccedil; Tezel, Flickr

Éclipse de Soleil en Ouganda

Le milieu interplanétaire est balayé en permanence par un vent de particules électriquement chargées en provenance du Soleil.
Ce vent est très peu dense (10 particules par centimètre cube), mais très rapide (400 à 800 km/s). C'est un vent supersonique (il se déplace plus vite que les ondes sonores).Le vent solaire est composé principalement d'électrons, de protons et de noyaux d'Hélium. Le vent Solaire est très fluctuant.
Le vent solaire est traversé par des ondes de choc. Il est émetteur d'émissions radio.

Vent solaire

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Dans la cat&eacute;gorie &laquo; Jeune astrophotographe de l'ann&eacute;e &raquo;, le premier prix est revenu, en 2014, &agrave; Shishir et Shashank Dholakia (&Eacute;tats-Unis) pour les [popupdefinition id=50]n&eacute;buleuses[/popupdefinition] de la T&ecirc;te de Cheval et de la Flamme. Ces deux r&eacute;gions qui appartiennent au vaste [popupdefinition id=14525]nuage[/popupdefinition] mol&eacute;culaire d'Orion se d&eacute;ploient entre 900 et 1.500 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de nous, en direction de la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Chasseur Orion. Le jury a salu&eacute; la ma&icirc;trise technique des deux adolescents &acirc;g&eacute;s de 15 ans. Les auteurs ont utilis&eacute; le mat&eacute;riel de leur p&egrave;re, lors d'une excursion sur les rives du lac San Antonio.&copy; Shishir et Shashank Dholakia, Flickr

Nébuleuses de la Flamme et Tête de cheval

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Le prix Sir Patrick Moore est all&eacute;, en 2014, &agrave; Chris Murphy pour son paysage [popupdefinition id=6741]nocturne[/popupdefinition] nomm&eacute; &laquo;&nbsp;Coastal Stairways&nbsp;&raquo;. Nous sommes bien sur [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition], dans le district de Wairarapa, en Nouvelle-Z&eacute;lande. L'absence de [popupdefinition id=9881]pollution lumineuse[/popupdefinition] et un ciel limpide ont permis &agrave; l'astrophotographe de saisir la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] dans toute sa splendeur.&copy; Chris Murphy

Voie lactée dans un ciel limpide

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.

Pollution lumineuse

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

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En 2014, le prix &laquo; People and space&nbsp;&raquo; a r&eacute;compens&eacute; Eugen Kamenew (Allemagne) pour cette magnifique composition &laquo;&nbsp;Hybrid Solar Eclipse 2&nbsp;&raquo; mettant en sc&egrave;ne, dans le nord du Kenya, le jour de l'&eacute;clipse [popupdefinition id=2300]hybride[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] du 3 novembre 2013, Geoffrey Lowa et une barque solaire. Sur la pointe du rocher, l'homme embarque &agrave; la fin du jour, dans un croissant lumineux, notre [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] en partie occult&eacute;e par la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition].&copy; Eugen Kamenew, Flickr

Éclipse hybride du Soleil

Le terme hybride a plusieurs significations en fonction du contexte dans lequel il est employé : zoologie, botanique ou automobile.
Hybride en zoologie
En zoologie, un hybride désigne un animal issu d’un croisement entre deux espèces différentes. Cette descendance est presque toujours stérile.
L’accouplement d’une tigresse avec un lion mâle donne par exemple naissance à un ligre. 
Hybride en botanique
La signification d’hybride en botanique est plus vaste. Ce mot qualifie le ou les descendants d’un croisement entre différentes variétés d’une même plante (croisement intraspécifique) ou entre différentes espèces (croisement interspécifique). 
Lors de ses expériences avec les petits poids, Mendel a provoqué l’apparition de nombreux hybrides. 
Hybride en automobile
Une voiture est dite hybride si elle possède deux motorisations indépendantes (thermique, électrique, etc.).

Hybride

De manière très générale, le terme éclipse est employé pour parler du phénomène d’occultation d’une source lumineuse par un objet. Cette définition transposée au monde de l’astronomie devient : obscurcissement d’un astre produit par l’interposition d’un autre corps céleste entre cet astre et la source lumineuse. Le phénomène reste rare, car certaines conditions doivent être réunies pour qu’il devienne observable. Et notez que lorsque le corps céleste s’interpose entre l’astre et l’observateur, on parle d’éclipse apparente.Il existe plusieurs types d’éclipses :
les éclipses totales qui font entièrement « disparaître » l’astre ;
les éclipses partielles qui le font « disparaître » en partie seulement ;
les éclipses annulaires qui sont des éclipses partielles laissant apparaître un anneau de l’astre.
Notez que lorsque le diamètre apparent du corps céleste est beaucoup plus petit que l’astre, on parle plutôt de transit (par exemple, transit de Vénus devant le Soleil).Les éclipses de Lune peuvent être observées à l’œil nu. Notre satellite naturel prend alors une coloration rougeâtre. © ddouk, Pixabay, CC0 Creative CommonsLa Lune, le Soleil et les étoilesDepuis la Terre, il est possible d’observer des éclipses de Lune — lorsque la Terre se glisse entre la Lune et le Soleil — et des éclipses de Soleil — lorsque la Lune se glisse entre la Terre et le Soleil. L’une et l’autre peuvent être partielles ou totales. Vus de notre planète, le Soleil et la Lune en effet ont quasiment la même taille. Mais comme les plans des orbites de la Lune et de la Terre ne coïncident pas, cela n’arrive pas si fréquemment.Il arrive également que l’on puisse surprendre une éclipse dans un système d’étoiles binaire. Deux conditions à cela : que l’axe de révolution du système soit perpendiculaire — ou presque — à la direction d’observation et que les diamètres des deux étoiles en jeu, bien sûr, soient voisins l’un de l’autre.

Éclipse

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Astrophotographe

Astrophoto

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Astronomie

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Logiciels

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La photographie est la technique permettant de fixer des images grâce à la lumière. Ce terme désigne également l'image obtenue par un tel procédé et la branche des arts graphiques lui étant dédiée. 
Inventée en 1826 par Joseph Niépce
Découverte et principe de la photographie
Ce procédé se base sur deux types de connaissances : l'optique, permettant de capter et de livrer une image en un point précis, et la chimie, servant à fixer l'image obtenue sur une surface. Les premières avancées d'optique sont lointaines et débutent sous Aristote qui crée déjà des images inversées à partir d'un trou dans le mur d'une chambre noire. Les alchimistes découvrent, au XVIe siècle, que le chlorure d'argent noircit à la lumière du soleil.
 Plusieurs expériences sont lancées : en 1780, Jacques Charles arrive fugitivement à fixer une silhouette sur du papier imbibé de chlorure d'argent, Thomas Wedgwood, en 1802, utilise du nitrate d'argent, John Herschel, en 1819, opte pour l'hyposulfite de sodium, futur fixateur. En 1826, Joseph Niépce, lithographe français, a l'idée d'associer les trois procédés afin de fixer l'image sur des plaques d'étain qu'il prend soin de recouvrir de bitume de Judée, durcissant à la lumière. Il tire la première épreuve positive réclamant à son auteur un temps d'exposition de huit heures. La première photographie prise par Joseph Niépce est une représentation d'une aile de sa propriété de Saint-Loup-de-Varennes.
Évolution de la photographie
 Son inventeur décède en 1833, mais Louis Daguerre poursuit les travaux et découvre le développement de l'image latente qui permet notamment de réduire le temps de pose. La photographie ne cesse ensuite d'évoluer avec les inventions du négatif, de l'image souple, de la couleur, du film et des photographies instantanées, en relief, photos numériques, de synthèse et astronomiques.