Sur cette image du [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope spatial Hubble[/popupdefinition] prise en 2005, on peut observer la [popupdefinition id=37]galaxie spirale barr&eacute;e[/popupdefinition] NGC 1300. Ce type de galaxies&nbsp;correspond &agrave; des galaxies spirales dont les bras spiraux n'[popupdefinition id=8743]&eacute;mergent[/popupdefinition] pas du centre de la galaxie mais d'une barre constitu&eacute;e d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] traversant ce centre.Les [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] pensent que deux tiers des galaxies spirales sont barr&eacute;es. [popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 1300 est situ&eacute;e &agrave; environ 61 millions d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition], dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] de l'&Eacute;ridan. Elle a &eacute;t&eacute; d&eacute;couverte par John Herschel en 1835. L'analyse des donn&eacute;es sugg&egrave;re qu'il s'agit d'une galaxie jeune.Constellation de l'&Eacute;ridan.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Esa, Hubble Heritage Team, Wikimedia Commons, DP

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NGC 1300, une galaxie spirale barrée

Émergence, émerger : du latin emergere : sortir de l’eau, d'un liquide, d'un système, d'un fluide.
Au sens figuré : apparition soudaine d'une idée, d'un fait social, économique, politique.
Le terme émergence st employé dans de nombreux domaines.
Physique
Sortie hors d'un milieu, d'une onde, d'une particule. Point d'émergence : point par lequel un rayon lumineux sort d'un milieu qu'il a traversé.
Zoologie
On parle d'émergence lorsque le papillon sort de sa chrysalide. Le terme éclosion s’utilise plutôt en parlant de la chenille - ou de la larve qui sort de l’œuf.
Biologie
Apparition, arrivée soudaine : l'émergence d'une maladie.
Géologie
 Terrain émergent, terrain qui, à mer basse, se trouve à découvert.
Chronologie
L'an émergent, l'an par lequel on commence à compter le temps, une période, une ère.
Minéralogie
Cristal émergent, cristal composé de six prismes rhomboïdes, dont cinq tendant à produire un prisme unique, le sixième semble sortir de cet assemblage en faisant des angles rentrants avec les deux prismes adjacents.

Émergence

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

Terre

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

Étoile

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

Année-lumière

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

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

Nasa

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

Télescope spatial Hubble

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

Astronome

Une galaxie spirale barrée est une galaxie spirale dont les bras spiraux n’émergent pas du centre de la galaxie, mais d’une barre constituée d’étoiles traversant ce centre. On suspecte que la Voie lactée est une galaxie spirale barrée.
Dans la classification des galaxies établie par Edwin Hubble et que l'on connaît aujourd'hui sous le nom de séquence de Hubble, les galaxies spirales barrées sont divisées en quatre types :
SBa, galaxies avec des bras étroitement liés entre eux ;SBc, galaxies qui présentent des bras très peu liés ;SBb, galaxies qui se situent entre les deux catégories ci-dessus ;SBm, galaxies qui désigne des spirales barrées irrégulières, comme les Nuages de Magellan.

Galaxie spirale barrée

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

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Au XVIIIe si&egrave;cle, l'astronome [popupbiographie id=822]Charles Messier[/popupbiographie] d&eacute;cida de cr&eacute;er un catalogue des objets c&eacute;lestes immobiles. Il regroupa&nbsp;110 objets c&eacute;lestes vari&eacute;s, parmi les plus brillants du ciel.Le premier, appel&eacute; Messier 1 (M1), est la [popupdefinition id=5272]n&eacute;buleuse du Crabe[/popupdefinition], situ&eacute;e dans la [popupdefinition id=5084]constellation du Taureau[/popupdefinition]. Il s'agit des restes de l'explosion d'une [popupdefinition id=60]supernova[/popupdefinition] en 1054 qui brilla en plein jour pendant trois semaines et finit par dispara&icirc;tre des [popupdefinition id=14131]yeux[/popupdefinition] des observateurs [popupdefinition id=6741]nocturnes[/popupdefinition] au bout de deux ann&eacute;es. Elle se situe dans notre [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition], la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition].Constellation du Taureau.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Esa, J. Hester, A. Loll, Wikimedia Commons, DP

La nébuleuse du Crabe, le premier objet de Messier, est dans notre galaxie

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

Le Taureau est une des plus anciennes constellations du ciel. Elle représentait pour les Sumériens, le Taureau céleste (GUD.AN.NA) de l’épopée de Gilgamesh. Reprise par les Grecs puis, plus tard, par les Romains, cette figure a traversé les millénaires jusqu’à nous. Il est fort possible que, de par sa forme, il est vrai, évocatrice d’un taureau — ou d’un auroch, selon les cultures et les époques (de l’Inde jusqu’à la Crête…) — que cette configuration d’étoiles soit nommée ainsi depuis des périodes très lointaines, bien avant les premières traces écrites qui nous soient parvenues de la Mésopotamie.Traversée par le Soleil — du point de vue terrestre — au cours du mois de mai, le Taureau (Taurus) est une des treize constellations du zodiaque — le terme zodiaque signifie, rappelons-le, le « cercle des animaux ».L’apparence du Taureau dans le cielOn reconnaît le Taureau dans le ciel grâce, d’une part, à la forme en V de l’amas de jeunes étoiles les Hyades (« Celles qui font pleuvoir »), figurant la tête de l’animal et, d’autre part, à un autre essaim d’étoiles très jeunes : les Pléiades. L’étoile la plus brillante de la constellation est Aldebaran, l’œil rouge-orange du Taureau ! Près de l’étoile El Nath qui marque l’extrémité de l’une de ses cornes, il est possible d’observer dans un instrument la nébuleuse du Crabe (Messier 1, M1), les restes d’une supernova qui a explosé en l’an 1054.L’amas ouvert des Hyades qui compose la tête du Taureau. L’étoile la plus brillante, au premier plan, est Aldebaran. Elle n’appartient pas à l’essaim de jeunes étoiles. © Jerry LodrigussLa constellation du Taureau se lève après le coucher du Soleil, au-dessus du nord-est, au milieu de l’automne. Au printemps, c’est l’opposé, elle disparaît sous l’horizon nord-ouest au début de la nuit.Deux essaims météoritiques sont associés au Taureau : les Taurides Sud, et les Taurides Nord, actifs du 25 septembre au 25 novembre.Le Taureau dans la mythologie grecqueDans la mythologie grecque, la constellation du Taureau représente la forme bovine que Zeus prit lors du rapt d'Europe. Une autre légende raconte que la constellation figure le taureau blanc que Poséidon envoya à Minos.Une autre version raconte aussi que Zeus prit l’apparence d’un Taureau pour défendre les Pléiades, également nommées par les Grecs, les Sept filles d’Atlas, pourchassées par le chasseur Orion.

Constellation du Taureau

Charles Messier est né le 26 juin 1730 en Meurthe-et-Moselle, à Badonviller. Pendant sa jeunesse il commence à s'intéresser à l'astronomie, observant une grande comète à 14 ans et une éclipse annulaire de Soleil 4 ans plus tard. A 21 ans il part travailler à Paris. Il a en charge les registres de l'astronome J-N Delisle qui a son propre observatoire. 
Le 6 mai 1753 Messier est chargé de suivre le transit de Mercure devant le Soleil et à partir de 1757 il se met à rechercher une comète dont le retour a été prédit 75 ans plus tôt par l'astronome britannique Edmond Halley. Delisle, comme beaucoup, souhaite obtenir la primauté de la redécouverte et la gloire qui ira avec : il calcule donc la trajectoire de l'astre et demande à Messier d'effectuer les recherches visuelles. 
La galaxie d'Andromède dessinée par Charles Messier. Elle porte le n° 31 de son catalogue.
La comète sera finalement trouvée par un astronome allemand en décembre 1758 mais au cours de ses nuits de recherches, Messier découvre plusieurs astres nébuleux. Constatant leur immobilité, il en déduit qu'il ne s'agit pas de comètes et décide de commencer à répertorier ces "nébuleuses" dont la nature lui est inconnue. Débutent alors de longues années d'arpentage du ciel pour repérer ces astres et en faire la liste. En 1771 paraît la première partie du Catalogue Messier qui regroupe 45 objets et sera progressivement porté à 110. Les instruments de l'époque sont de trop mauvaise qualité pour préciser la nature exacte des objets répertoriés. C'est pour cette raison que l'on trouve dans le catalogue Messier aussi bien des nébuleuses, comme M 1 la nébuleuse du Crabe, que des galaxies comme M 31, la grande galaxie d'Andromède. 
Les recherches rigoureuses conduites par Messier ont une autre conséquence : il devient un chasseur de comètes redoutable, découvrant 20 de ces astres chevelus (il est le seul découvreur pour 13 d'entre elles et co-découvreur pour les 7 autres). Impressionné, Louis XV ira même jusqu'à lui donner le surnom de "furet des comètes". Messier poursuivra son travail d'astronome jusqu'en 1815 où il est partiellement paralysé. Il meurt le 12 avril 1817 et est enterré à Paris au cimetière du Père Lachaise. 
Les 110 objets célestes de son catalogue ont fait la célébrité de Charles Messier, le premier à les recenser systématiquement. Crédit obspm

Charles Messier

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

Galaxie

La nébuleuse du crabe est le rémanent de la supernova SN 1054. Des chroniques chinoises rédigées sous le règne de l'empereur Song Renzong relatent qu'au mois de juillet 1054 une nouvelle étoile très brillante est apparue dans la constellation du Taureau. Cette supernova est restée visible en plein jour pendant trois semaines avec une magnitude comprise entre -3 et -5. Son éclat a ensuite progressivement diminué et la supernova est devenue invisible à l'œil nu au bout de deux ans. 
SN 1054 est l'une des 8 supernovae observées dans notre Galaxie. Depuis près de mille ans les débris de son explosion continuent de s'étendre à la vitesse de 1500 kilomètres par seconde, ce qui permet d'en observer les modifications sur des périodes de seulement 4 mois. Ces débris qui forment l'actuelle nébuleuse du Crabe sont constitués d'hélium et d'hydrogène ionisés. Leur température est supérieure à 10.000 degrés kelvins. Au centre de la nébuleuse du Crabe, dont la taille avoisine actuellement les 11 années-lumière, on trouve les restes de la supernova : un pulsar très énergétique qui tourne sur lui-même 30 fois par seconde et rayonne autant d'énergie que 100.000 soleils. 
Cette nébuleuse est le premier objet du catalogue Messier, M 1. Charles Messier la découvrit en 1758 alors qu'il était à la recherche de la comète de Halley. Comprenant sa méprise, Messier décida alors de créer son célèbre catalogue des objets nébuleux pour ne plus les confondre avec des comètes. M 1 est une nébuleuse très prisée des astronomes amateurs : avec sa magnitude de 8,4 et sa taille de 6X4 minutes d'arc, c'est une cible de choix aussi bien pour l'observation visuelle qu'en astrophotographie.

Nébuleuse du Crabe

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

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

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

Nocturne

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Avec un diam&egrave;tre estim&eacute; &agrave; 2.000 fois celui de notre [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition], WOH G64 se classe parmi les hyperg&eacute;antes rouges, une cat&eacute;gorie d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] massives et &acirc;g&eacute;es. Elle est situ&eacute;e dans le [popupdefinition id=4329]Grand Nuage de Magellan[/popupdefinition].[popupdefinition id=21]Constellation[/popupdefinition] de la Dorade.&copy; Eso, Wikimedia Commons, DP

WOH G64, une supergéante rouge dans la constellation de la Dorade - Photos Futura

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'amorç...

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 ...

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 ...

Soleil

Le Grand Nuage de Magellan est une galaxie naine située à environ 170.000 années lumière de la Terre, et qui semble en orbite autour de la Voie Lactée. Cette galaxie compte plus de 30 milliards d'étoi...

Grand Nuage de Magellan

WOH G64, une supergéante rouge dans la constellation de la Dorade

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Situ&eacute;e dans la [popupdefinition id=5082]constellation d'Orion[/popupdefinition], &agrave; environ 1.500 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition], [popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 1999 est une [popupdefinition id=50]n&eacute;buleuse[/popupdefinition] par r&eacute;flexion, c'est-&agrave;-dire un gros [popupdefinition id=14525]nuage[/popupdefinition] de poussi&egrave;res qui r&eacute;fl&eacute;chit la lumi&egrave;re d'une ou plusieurs [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition]. En son sein, se trouve la n&eacute;buleuse de la Cascade, un flux gazeux qui s'&eacute;tend sur une dizaine d'ann&eacute;es-lumi&egrave;re.Constellation d'Orion.&copy; Nasa and the [popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition] Heritage Team, Wikimedia Commons, DP

La nébuleuse NGC 1999 et la nébuleuse de la Cascade

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

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

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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La [popupdefinition id=4245]galaxie du Cigare[/popupdefinition], [popupdefinition id=6236]M82[/popupdefinition] dans le catalogue de Messier, est une [popupdefinition id=39]galaxie irr&eacute;guli&egrave;re[/popupdefinition] situ&eacute;e dans la [popupdefinition id=6238]constellation de la Grande Ourse[/popupdefinition], &agrave; environ 12 millions d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition]. Elle est voisine de [popupdefinition id=6234]M81[/popupdefinition], avec qui l'on pense qu'elle &eacute;tait en interaction voil&agrave; quelques millions d'ann&eacute;es. Les scientifiques estiment qu'elle est le si&egrave;ge de l'explosion de [popupdefinition id=60]supernovae[/popupdefinition].Constellation de la Grande Ourse.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Esa, Hubble Heritage Team, Wikimedia Commons, DP

La galaxie du Cigare (M82), siège de l'explosion de supernovae

La constellation de la Grande Ourse compte parmi les plus connues de la quarantaine de constellations observables depuis l’hémisphère Nord. Elle est en effet facilement identifiable par sa forme de casserole qui lui vaut d’ailleurs aussi le surnom de « Grande casserole ». Mais la constellation de la Grande Ourse s’étend bien au-delà des sept étoiles qui composent cette « casserole ». Elle compte au total pas moins de 17 étoiles. Contrairement à ce qui se passe pour la plupart des constellations qui sont formées par projection d’étoiles n’ayant aucun lien entre elles, les étoiles de la Grande Ourse semblent animées d’un mouvement d’ensemble. Elles formeraient ainsi un amas ouvert.Pour la petite histoire, sachez que les Grecs racontent que Héra, épouse de Zeus, aurait surpris son mari avec la nymphe Callisto et se serait vengée en la transformant en une Grande Ourse. Le plantigrade est aussi en vogue chez certaines tribus d’Indiens d’Amérique du Nord où l’on voit dans ces étoiles une ourse traquée par des chasseurs.La constellation de la Grande Ourse est l’une des plus grandes de notre ciel. © Roberto Mura, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0Une constellation pleine de surprisesLa constellation de la Grande Ourse s’avère être la troisième plus grande de notre ciel par sa superficie. Ses sept étoiles les plus brillantes sont observables toutes les nuits de l’année pour peu que l’on se situe au-dessus de 41 degrés de latitude Nord. On dit de la Grande Ourse que c’est une constellation circumpolaire, car elle ne se couche jamais.La Grande Ourse permet également de retrouver l’étoile Polaire en prolongeant la droite qui passe entre les étoiles Merak (β UMa) et Dubhe (α UMa) — les deux étoiles qui constituent le bord extérieur de la casserole — et en reportant vers le Nord, cinq fois la longueur du segment qui unit ces deux étoiles.À ne pas manquer, les étoiles doubles Alcor et Mizar — les étoiles qui constituent le milieu des trois autres formant le manche de la casserole — que l’on peut, en principe, repérer à l’œil nu sans instrument ainsi que le couple de galaxies M 81 — l’une des galaxies les plus brillantes de notre ciel — et M 82.

Constellation de la Grande Ourse

Avec une magnitude de 6,9, la galaxie spirale M 81 dans la constellation de la Grande Ourse peut même être perçue à l'œil nu par un excellent observateur installé sous un ciel très noir. Elle fut découverte en 1774 par J. Bode et Charles Messier la glissa dans son catalogue des objets nébuleux en 1781 avec la galaxie voisine M 82. 
Les observations menées avec le télescope spatial Hubble sur les étoiles variables de type Céphéides présentes dans la galaxie ont permis d'en fixer la distance à 12 millions d'années-lumière. En 1993 une brillante supernova (magnitude 10,5) a été découverte dans M 81 par un astronome amateur espagnol, F. G. Diaz. 
M 81 est le membre le plus imposant d'un groupe de quatre galaxies ; les 3 autres sont M 82, qui a été victime dans un passé relativement proche des perturbations gravitationnelles provoquées par M 81, ainsi que les galaxies NGC 3077 et 2976. Comme pour notre Voie Lactée, la périphérie de M 81 compte environ 200 amas globulaires.

M 81

Messier 82, également nommée la "galaxie du cigare", est une pouponnière d'étoiles qui se trouve près de la constellation de la Grande Ourse, à 12 millions d'années-lumière de la Terre. Elle est le siège d'explosions titanesques, assiste à la naissance d'étoiles par millions, et est en interaction avec sa galaxie voisine, Messier 81, avec laquelle elle entre en collision.

Messier 82

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

Galaxie irrégulière

La galaxie irrégulière M 82 se situe dans la constellation de la Grande Ourse, à 12 millions d'années-lumière. Elle forme avec sa voisine, la galaxie spirale M 81, un très beau couple galactique. 
Visible comme un fuseau allongé dans un petit télescope (elle a une magnitude de 8,4), la galaxie M 82 révèle un cœur très tourmenté avec des bandes sombres quand on l'observe dans un télescope un peu plus gros. Ces irrégularités sont les restes des perturbations gravitationnelles imposées par sa voisine M 81 lors de leur rapprochement il y a quelques centaines de millions d'années. 
Depuis, l'activité stellaire dans la galaxie est très intense et se traduit par de fortes émissions radio et un excès d'infrarouge qui en fait la galaxie la plus brillante du ciel dans cette longueur d'onde. Deux trous noirs intermédiaires ont été détectés pour la première fois par le télescope Chandra dans le domaine des rayons X au coeur de cette galaxie. Trop gros pour être des trous noirs stellaires et trop petits pour être des trous noirs supermassifs, ils cohabitent avec un trou noir de plusieurs millions de masses solaires.

M 82

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D&eacute;couvert en 1950 par l'[popupmetier id=7]astronome[/popupmetier] Arthur Hoag, l'objet de Hoag est situ&eacute; dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Serpent, &agrave; 600 millions d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition]. Cette embl&eacute;matique [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] &agrave; anneau poss&egrave;de un cercle de jeunes [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] bleues, presque parfait, avec, en son centre, un noyau d'&eacute;toiles jaunes plus &acirc;g&eacute;es.Constellation du Serpent.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Wikimedia Commons, DP

L'objet de Hoag, une mystérieuse galaxie à anneau

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Messier 51, la [popupdefinition id=5271]galaxie du Tourbillon[/popupdefinition], est probablement l'un des plus beaux objets c&eacute;lestes de l'[popupdefinition id=15239]univers[/popupdefinition]. Elle est perdue dans la petite [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] des [popupdefinition id=15744]Chiens[/popupdefinition] de chasse, juste &agrave; c&ocirc;t&eacute; de la [popupdefinition id=6238]Grande Ourse[/popupdefinition], &agrave; 37 millions d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition].En r&eacute;alit&eacute;, il s'agit d'un couple de galaxies : une [popupdefinition id=42]galaxie spirale[/popupdefinition] r&eacute;guli&egrave;re dont le diam&egrave;tre est d'environ 100.000 ann&eacute;es-lumi&egrave;re et une petite [popupdefinition id=39]galaxie irr&eacute;guli&egrave;re[/popupdefinition]. Elle a &eacute;t&eacute; d&eacute;couverte en 1773 par [popupbiographie id=822]Charles Messier[/popupbiographie], l'auteur du c&eacute;l&egrave;bre catalogue d'objets c&eacute;lestes n&eacute;buleux.Constellation des Chiens de chasse.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition] et Esa, Wikimedia Commons, DP

La galaxie du Tourbillon (M51), une spirale astronomique

On regroupe sous le terme d’« univers » l’ensemble de tout ce qui existe. Cet ensemble est régi par un certain nombre de lois.
L’histoire de l’univers commence il y a quelque 13,7 milliards d’années dans une soupe extrêmement dense et chaude. Les lois de la physique telles que nous les connaissons n’ont pas cours au sein de cette soupe. Survient alors une brusque expansion – qui se poursuit encore aujourd’hui, à moindre vitesse – qui donnera naissance aux étoiles, aux galaxies, aux planètes et à tous les autres corps célestes.
Univers : des réponses et des questions
Avec le modèle du Big Bang notamment, la cosmologie, cette science qui étudie l’univers dans l’espace et le temps, a pu répondre à quelques questions concernant son origine et son évolution. Cependant, des questions essentielles sur l'univers sont encore posées : quelle est la taille de l'univers ? Quelle est la nature de la matière noire (ou matière sombre) ?
Avec la découverte de l'expansion de l’univers sont nées d’autres questions : à quelle vitesse cette expansion se produit-elle ? y a-t-il accélération ? ou bien ralentissement ? Futura-Sciences a interrogé Aurélien Barrau, astrophysicien spécialisé en cosmologie et auteur du livre Des univers multiples. © Futura-Sciences
Big Bang et expansion de l'univers
À la question de savoir quel sera le futur de l’univers, la réponse ne semble pas évidente. Plusieurs théories coexistent pour l’instant. Celle du Big Crunch prévoit que l’avenir du cosmos se jouera à l’inverse de ce qu’a été le Big Bang.
Certains pensent plutôt que l’univers subirait à l’infini des phases d’expansion suivies de phases de contraction, selon la théorie connue sous le nom de Big Bounce. Une autre théorie cosmologique, celle du Big Rip, propose un scénario encore différent selon lequel toutes les structures de l’univers finiraient par se disloquer sous l’effet d’une expansion de plus en plus rapide, entraînée par une mystérieuse énergie noire. Quant au Big Freeze, il prévoit que l'expansion de l'univers se poursuivra indéfiniment.

Univers

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

Chien

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

Galaxie du Tourbillon

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

Galaxie spirale

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L'amas des [popupdefinition id=5212]Pl&eacute;iades[/popupdefinition], ou M45, est un groupe d'environ 3.000 [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] appartenant &agrave; la [popupdefinition id=5084]constellation du Taureau[/popupdefinition] et situ&eacute; &agrave; environ 400 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition]. L'&acirc;ge de l'amas est estim&eacute; &agrave; 100 millions d'ann&eacute;es environ. Son nom vient de la mythologie grecque, les Pl&eacute;iades &eacute;tant les sept filles d'Atlas et Pl&eacute;ion&eacute;.Constellation du Taureau.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Esa, Aura, Caltech, Palomar Observatory, Wikimedia Commons, DP

Les Pléiades (M45), un sublime groupe d'étoiles de la constellation du Taureau

L'Observatoire du mont Palomar est situé en Californie, à 1.700 mètres d'altitude. De 1947 à 1975 il a abrité le plus grand télescope du monde.
L'Histoire de l'Observatoire du mont Palomar
L'histoire de cet observatoire commence en fait en 1890 au sud de Los Angeles. C'est là qu'on construit l'Observatoire du Mont Wilson, doté en 1917 d'un télescope de 2,5 mètres de diamètre : le télescope Hooker. Cet instrument permet à l'astronome Edwin Hubble de mener des travaux, dans les années 1920, qui vont déboucher sur la notion d'univers en expansion. Très vite on se rend compte qu'il faut un instrument encore plus grand pour poursuivre des recherches sur les vitesses et les distances des galaxies. Un projet de télescope deux fois plus grand est alors proposé ; mais le site du mont Wilson est déjà victime de la pollution lumineuse produite par Los Angeles.
En 1934 on choisit donc un autre sommet, le mont Palomar, où est réalisé un observatoire qui accueille à partir de 1947 un télescope de 5,08 mètres appelé télescope Hale en l'honneur d'un astronome américain. Edwin Hubble travaillera avec ce télescope jusqu'à sa mort en septembre 1953.
Le télescope de Hale sert à de très nombreuses observations depuis plus de soixante ans. L'Observatoire du mont Palomar compte également deux autres instruments, un télescope de 1,52 mètre de diamètre et un télescope de Schmidt de 1,22 mètre pourvu d'une caméra ccd très grand champ pour détecter les astéroïdes géocroiseurs.

Observatoire du mont Palomar

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

Pléiades

6628_les-pleiades--m45---un-sublime-groupe-d-etoiles-de-la-constellation-du-taureau

Observ&eacute;s pour la premi&egrave;re fois au XVIe si&egrave;cle par le [popupdefinition id=3986]navigateur[/popupdefinition] Ferdinand de Magellan, les deux [popupdefinition id=14525]Nuages[/popupdefinition] de Magellan sont des petites [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition] voisines de notre [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition].En 2011, le [popupdefinition id=2147]VLT[/popupdefinition] (Very Large Telescope) de l'Observatoire europ&eacute;en austral (Eso pour European Southern Observatory, en anglais) a pu photographier N44, une vaste enveloppe de [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition] form&eacute;e &agrave; la suite de l'explosion de plusieurs [popupdefinition id=60]supernovae[/popupdefinition], dans le [popupdefinition id=4329]Grand Nuage de Magellan[/popupdefinition].Ce dernier contiendrait au moins 60 [popupdefinition id=15]amas globulaires[/popupdefinition], 400 [popupdefinition id=51]n&eacute;buleuses plan&eacute;taires[/popupdefinition], 700 [popupdefinition id=35]amas ouverts[/popupdefinition] ainsi que plusieurs centaines de milliers d'[popupdefinition id=26]&eacute;toiles g&eacute;antes[/popupdefinition] et [popupdefinition id=993]superg&eacute;antes[/popupdefinition].[popupdefinition id=21]Constellations[/popupdefinition] de la Dorade et de la Table.&copy; Eso, Wikimedia Commons, CC by 3.0

N44, dans le Grand Nuage de Magellan

Etoile plus brillante et plus grande que les géantes de même couleur et même température. Seules les étoiles les plus massives deviennent des supergéantes après le stade de géante rouge.Etoile dont la masse et le diamètre peuvent être 100 fois supérieurs à ceux du Soleil. De part leurs dimensions, elles sont de faible densité et leur rotation est très lente. Consommant énormément d'énergie, leur durée de vie est relativement courte : quelques centaines de millions d'années. Dans la classification MK, elles sont de classe I. Ex. : Rigel type B8Ia.

Supergéante

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

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

Amas globulaire 

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.

Le Grand Nuage de Magellan est une galaxie naine située à environ 170.000 années lumière de la Terre, et qui semble en orbite autour de la Voie Lactée. Cette galaxie compte plus de 30 milliards d'étoiles, et appartient au Groupe Local, cet ensemble d'une trentaine de galaxies contenant entre autres la Voie Lactée, le Petit Nuage de Magellan, la Galaxie naine de la Petite Ourse...

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

Les amas ouverts (ou galactiques) sont des groupements physiquement homogènes de 100 à 10.000 étoiles de même âge liées entre elles temporairement par la gravitation. Ils ne doivent pas être confondus avec les amas globulaires. Le diamètre des amas varie entre de 1,5 à 15 pc, avec une moyenne de 4 à 5 pc. Ils prennent naissance dans les grands nuages de gaz et de poussière du disque de la galaxie. On les trouve le long de la bande de poussière de la Voie lactée dans le ciel (1.100 environ).
La plupart des amas ouverts ont une courte vie en tant qu'essaim d'étoiles, car leurs membres finissent par s'échapper. C'est ainsi qu'un amas ouvert moyen perd la plupart de ses membres en quelques centaines de millions d'années. Très peu d'amas ont un âge supérieur à un milliard d'années.

Amas ouvert

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

Traduction du terme anglais Browser, du verbe to browse qui veut dire "feuilleter un livre". Il s'agit d'un logiciel de navigation qui permet de se déplacer d'un serveur à un autre et, à l'intérieur d'un serveur donné, d'accéder aux différentes ressources documentaires.
Parmi les navigateurs Internet on peut citer : FireFox, Internet Explorer, Opera, Netscape ...

Navigateur

Une étoile géante est une étoile évoluée qui a quitté la séquence principale sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, et dont le rayon et la luminosité sont significativement plus grands qu’une étoile de la séquence principale à la même température. Généralement, les étoiles géantes ont des rayons compris entre 10 et 100 fois celui du Soleil, et une luminosité entre 10 et 1.000 fois celle de notre étoile, mais ces chiffres sont plus élevés lorsque l’on a affaire à une géante bleue. Une étoile géante est une étoile qui a cessé de « brûler » de l’hydrogène dans son cœur et doit pour cela se dilater pour devenir une géante rouge ou une géante bleue si sa masse est supérieure à 8 ou 10 masses solaires.
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 (radiative zone, en 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 droite, 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. © ESO
Une étoile de masse inférieure à 0,25 masse solaire sur la séquence principale ne deviendra jamais une étoile géante, pas plus qu’une étoile de masse supérieure à 40 masses solaires, qui deviendra par contre une supergéante bleue. Une autre caractéristique des étoiles géantes est qu’elles appartiennent aux classes de luminosité II ou III du diagramme de Hertzsprung-Russell.

Étoile géante

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Situ&eacute;e dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Fourneau, &agrave; environ 70 millions d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition], [popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 1316 est une [popupdefinition id=40]galaxie lenticulaire[/popupdefinition], c'est-&agrave;-dire poss&eacute;dant un disque mais pas de bras spiraux bien d&eacute;finis.Constellation du Fourneau.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Esa, Hubble Heritage Team, Wikimedia Commons, DP

La galaxie lenticulaire NGC 1316

Une galaxie dont la forme rappelle celle d'une lentille. Les galaxies lenticulaires sont intermédiaires entre les galaxies elliptiques et les galaxies spirales.
Les galaxies lenticulaires sont classées dans le type S0 de la séquence de Hubble.

Galaxie lenticulaire

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[popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 2207 et IC 2163 sont deux [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition] qui sont entr&eacute;es en collision et ont fusionn&eacute;. Elles ne sont qu'au d&eacute;but de leur [popupdefinition id=15305]fusion[/popupdefinition] et ont conserv&eacute; leur apparence originelle de [popupdefinition id=42]galaxie spirale[/popupdefinition]. Dans un milliard d'ann&eacute;es environ, elles vont fusionner en une [popupdefinition id=38]galaxie elliptique[/popupdefinition].[popupdefinition id=21]Constellation[/popupdefinition] du Grand [popupdefinition id=15744]Chien[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Esa, Hubble Heritage Team, Wikimedia Commons, DP

La collision des galaxies spirales NGC 2207 et IC 2163

Les galaxies elliptiques sont des concentrations ellipsoïdales de milliards d’étoiles qui ressemblent à des amas globulaires à grande échelle. Elles se distinguent des galaxies spirales par l'absence de disques de gaz froid où peuvent se former les jeunes étoiles et par le fait que le mouvement des étoiles y est aléatoire, contrairement aux galaxies spirales où l’ensemble des étoiles est en rotation. Les galaxies elliptiques sont constituées de vieilles étoiles (population II). Elles sont classées dans la séquence de Hubble en tant que type E et se déclinent selon leur forme du type E0 (circulaire), au type E7 (fortement elliptique).
On pense que les galaxies elliptiques se sont formées par la fusion de deux ou plusieurs galaxies spirales. Une des raisons de le croire provient du fait que des coquilles d'étoiles sont observées fréquemment autour des galaxies elliptiques. Ces coquilles seraient des traces laissées par l’engloutissement d’une petite galaxie par une grande galaxie. Le phénomène s’accompagnerait d’une flambée de formation d'étoiles qui consumerait finalement tout le gaz d’une galaxie. Cela expliquerait pourquoi les galaxies elliptiques contiennent une faible proportion de matière et de gaz interstellaire et par conséquent, que peu de nouvelles étoiles peuvent s’y former.

Galaxie elliptique

Le terme de « fusion » désigne un phénomène de changement d’état de la matière, plus exactement le passage de l’état solide à l’état liquide. La transition de phase inverse s’appelle la solidification.
Le point de fusion de l’eau, en d’autres termes la température à laquelle la glace se transforme en eau liquide à pression atmosphérique, marque le point 0 de l’échelle des degrés centigrades.
Modes de fusion en physique
La fusion d’un corps pur a lieu à température constante, autrement dit si la température ne varie pas pendant le changement d’état de la matière. Ainsi, la température de l'eau dans un verre qui contient des glaçons reste avoisinante du 0 °C tant qu’il subsiste un tout petit peu de glace.
Certains produits, comme le chocolat, passent par un état pâteux avant de devenir liquides. L’eau, quant à elle, en tant que corps pur, passe de l’état solide à l’état liquide sans intermédiaire.
Fusion et fusion nucléaire : quelle différence ?
Pour les physiciens, la fusion représente bien une transition de phase. Elle ne doit pas être confondue avec la fusion nucléaire, c'est-à-dire la combinaison de deux noyaux atomiques qui s’accompagne d’un important dégagement d’énergie.

Fusion

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[popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 1333 est une [popupdefinition id=50]n&eacute;buleuse[/popupdefinition] par r&eacute;flexion situ&eacute;e dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] de Pers&eacute;e. Cette interpr&eacute;tation artistique d&eacute;peint la [popupdefinition id=11767]proto&eacute;toile[/popupdefinition] IRAS 4B entour&eacute;e par son [popupdefinition id=4444]disque protoplan&eacute;taire[/popupdefinition].Constellation de Pers&eacute;e.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition] Caltech, Wikimedia Commons, DP

La protoétoile IRAS 4B dans la nébuleuse NGC 1333

Le "Jet Propulsion Laboratory" (JPL) basé à Pasadena aux États-Unis est un des nombreux centres de recherches de la NASA. Il est dirigé par le "California Institute of Technology" (Caltech), célèbre université américaine.
Le JPL est le principal centre américain pour l'exploration robotique du système solaire. Il a dirigé plusieurs projets comme les sondes Pioneer, Viking, Voyager et plus récemment la sonde Galileo, les missions Mars Pathfinder et les deux robots de la mission Mars Exploration Rover (Spirit et Opportunity), Cassini-Huygens. 
Site internet du JPL.

Jet Propulsion Laboratory

Un parle de protoétoile en désignant une phase de la formation des étoiles.
Naissance d'une protoétoile
Lorsqu'un nuage moléculaire géant s'effondre et se contracte sous son propre poids, par exemple à cause d'une collision avec un autre nuage ou en raison de l'influence de la turbulence, il se fragmente en régions qui vont continuer à s'effondrer. Lorsque la fragmentation n'est plus possible mais que la contraction gravitationnelle d'une de ces régions va se poursuivre, on assiste à la naissance d'une protoétoile.
De la protoétoile à l'étoile
La protoétoile va voir sa température augmenter et son rayon diminuer en passant par différentes étapes. C'est déjà un astre brillant étant donné que même si sa température extérieure n'est pas encore aussi élevée que lorsqu'elle atteindra le stade d'étoile sur la séquence principale, sa taille, plus grande, la rend très lumineuse, notamment dans l'infrarouge. Il arrivera un moment où les réactions thermonucléaires vont s'allumer dans son cœur. Une étoile en équilibre mécanique et thermodynamique est née.

Protoétoile

Le disque protoplanétaire d'une jeune étoile est le disque de gaz et de poussière qui l'environne, et où sont susceptibles de se former des planètes. 
De récentes études tendent à prouver que des naines brunes, voire des objets célestes encore plus petits et dénommés "planemos", sont également éntourés d'un disque protoplanétaire.

Disque protoplanétaire

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Situ&eacute;e dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Verseau, &agrave; environ 700 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition], la [popupdefinition id=50]n&eacute;buleuse[/popupdefinition] de l'H&eacute;lice, [popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 7293, est l'une des [popupdefinition id=51]n&eacute;buleuses plan&eacute;taires[/popupdefinition] les plus proches de notre plan&egrave;te.Elle s'est form&eacute;e quand une vieille [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition], incapable de garder ses couches externes, a progressivement &eacute;ject&eacute; des [popupdefinition id=2234]coquilles[/popupdefinition] de [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition]. En raison de sa ressemblance avec un [popupdefinition id=14131]&oelig;il[/popupdefinition], elle [popupdefinition id=10855]porte[/popupdefinition] le surnom de &laquo; l'&oelig;il de Dieu &raquo;.Constellation du Verseau.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition] Caltech, Esa, Wikimedia Commons, DP

La nébuleuse de l'Hélice ou l'œil de Dieu

Enveloppe dure, calcaire, constituant le squelette externe de la plupart des mollusques et des brachiopodes.
Oiseaux : Enveloppe externe calcifiée de l'oeuf.

Coquille

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

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Situ&eacute;es dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Corbeau, les [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition] des Antennes, [popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 4038 et NGC 4039, constituent une paire de galaxies en interaction. Deux grandes excroissances compos&eacute;es d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition], de [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition] et de poussi&egrave;res se sont form&eacute;es lors de leur collision. Elles ressemblent aux antennes d'un [popupdefinition id=2305]insecte[/popupdefinition], ce qui leur a valu leur nom.Constellation du Corbeau.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Esa, [popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition] Heritage Team, Wikimedia Commons, DP

Les galaxies des Antennes, dans la constellation du Corbeau

Les insectes sont des arthropodes dont le corps est divisé en trois segments (tête avec une seule paire d'antennes, thorax et abdomen de 11 segments au maximum). Par ailleurs, ils possèdent trois paires de pattes à l’état adulte, ce qui signifie que ce sont également des hexapodes.
Plus de 830.000 espèces sont connues, mais certains spécialistes estiment qu'il doit en exister entre 10 et 30 millions. Parmi elles, plus de 9.000 espèces de fourmis ont été dénombrées.
Les insectes et leurs modalités de mue
Durant leur développement, les insectes réalisent toute une série de mues, selon trois modalités :
 les amétaboles : aucun changement de forme n'a lieu durant la croissance des insectes de ce groupe, autrement dit les larves sont semblables aux adultes ; les hémimétaboles : il survient une métamorphose imparfaite lors de la dernière mue, ce qui signifie que les larves ressemblent beaucoup aux adultes (exemple : les grillons) ;les holométaboles : ces insectes ont une métamorphose parfaite, les larves étant fort différentes des adultes (ou imagos), notamment du point de vue de leur écologie (cas de l'asticot et de la mouche).

Insecte

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La [popupdefinition id=5270]n&eacute;buleuse d'Orion[/popupdefinition], ou Messier 42, est l'une des plus belles n&eacute;buleuses du ciel. En r&eacute;alit&eacute;, elle ne repr&eacute;sente qu'une petite partie visible d'un immense [popupdefinition id=14525]nuage[/popupdefinition] mol&eacute;culaire de la [popupdefinition id=5082]constellation d'Orion[/popupdefinition]. Situ&eacute;e &agrave; 1.300 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition], dans la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition], elle est la pouponni&egrave;re d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] la plus proche de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition].Constellation d'Orion.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition] Caltech, J. Stauffer, Wikimedia Commons, DP

La magnifique nébuleuse d’Orion, dans la Voie lactée

La nébuleuse d’Orion, aussi nommée Messier 42 (M42) et NGC 1976, est l’une des plus brillantes nébuleuses à émission diffuse observable depuis la Terre. Bien que visible à l’œil nu dans de bonnes conditions, dans un ciel sombre, l’objet ne fut pas mentionné par les astronomes de l’antiquité. Ce n’est qu’au début du XVIIe siècle que sa découverte fut officiellement annoncée. Charles Messier l’ajouta à son catalogue en 1769.
Au centre de la nébuleuse d’Orion
La nébuleuse d’Orion est une des parties les plus visibles d’un immense nuage moléculaire. En son sein, sur une aire d’environ 24 années-lumière de large, des centaines d’étoiles en gestation, enfouies dans leurs cocons de gaz et de poussière. D’autres, qui sont déjà nées, sculptent leur environnement par leur rayonnement ultraviolet. La nébuleuse d’Orion se caractérise par sa forme caverneuse au creux de laquelle brillent ses étoiles les plus ardentes et massives. Le petit groupe formé est surnommé Trapèze, un des plus jeunes amas ouverts connus.
Distante d’environ 1.400 années-lumière, la grande nébuleuse d’Orion est un des objets les plus observés et photographiés par les astronomes amateurs.

Nébuleuse d'Orion

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La [popupdefinition id=51]n&eacute;buleuse plan&eacute;taire[/popupdefinition] NGC 2818 est situ&eacute;e &agrave; 10.000 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition], dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] de la Boussole.L'appellation &laquo; n&eacute;buleuse plan&eacute;taire &raquo; est trompeuse car elle provient d'un pass&eacute; lors duquel les premiers [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] consid&eacute;raient ces [popupdefinition id=14525]nuages[/popupdefinition] de [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition] comme de lointaines plan&egrave;tes. On sait aujourd'hui qu'il s'agit en r&eacute;alit&eacute; d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] qui, arriv&eacute;es en fin de vie, ont violemment expuls&eacute; sous forme de gaz une bonne partie de la [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] qui les composait.Pour saisir cette image, le [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope spatial Hubble[/popupdefinition] a totalis&eacute; deux heures de temps de pose, &eacute;tal&eacute;es sur deux jours, les 27 et 28 novembre 2008. Le rouge correspond &agrave; l'[popupdefinition id=389]&eacute;mission[/popupdefinition] de l'[popupdefinition id=13578]azote[/popupdefinition], le bleu &agrave; celle de l'[popupdefinition id=798]oxyg&egrave;ne[/popupdefinition] et le vert &agrave; celle de l'[popupdefinition id=14495]hydrog&egrave;ne[/popupdefinition].Constellation de la Boussole.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Esa, Hubble Heritage Team, Wikimedia Commons, DP

La nébuleuse planétaire NGC 2818, la mort d'une étoile

Troisième élément le plus fréquent dans l’univers, l’oxygène est l’une des pierres angulaires du vivant et forme des composés avec presque tous les autres éléments.
Généralités
Symbole : ONuméro atomique : 8Électrons par niveau d’énergie : 2, 6Masse atomique : 15,999 uIsotopes les plus stables : 16O stable avec huit neutrons (99,762 %), 17O stable avec 9 neutrons (0,038 %), 18O stable avec dix neutrons (0,2 %)Série : non-métauxGroupe, période, bloc : 16, 2, pDensité : 0,00143Point de fusion : -218,79 °CPoint d’ébullition : -182,95 °C
Historique de l’oxygène
L’oxygène a été découvert indépendamment par Scheele en 1772 et Priestley en 1774. Son nom lui a été donné par Lavoisier en 1777, à partir du grec « oxus », « acide ».
Propriétés de l’oxygène
Dans les conditions normales de température et de pression, l'oxygène est un gaz inodore et incolore. C'est également le plus paramagnétique des gaz. L'oxygène liquide, quant à lui, est également paramagnétique.
L'oxygène est un élément capital pour le vivant car il est au centre de la respiration de nombreux êtres vivants. Il participe également aux processus de combustion. L'oxygène est l'élément le plus abondant dans la croûte terrestre et un cinquième de l'atmosphère terrestre est composé d'oxygène sous forme de gaz diatomique, O2, mais aussi, à l'état de traces, sous forme d'ozone O3.
L'une des principales particularités de l'oxygène est de former des oxydes avec presque tous les autres éléments, à l'exception de l'hélium, du néon, de l'argon et du krypton.
Utilisation de l’oxygène
Il est possible d'isoler l'oxygène de l'air par distillation ou par liquéfaction fractionnée. On emploie l'oxygène principalement dans la fabrication des métaux, notamment l'acier, ainsi que de produits chimiques qui nécessitent une oxydation. La propulsion des fusées est une autre application majeure.
Effets de l’oxygène pur sur la santé
 La respiration de l'oxygène concentré de 50 à 100 % à pression normale par périodes prolongées peut endommager le poumon. Un suivi est nécessaire pour s’assurer du bon fonctionnement des poumons dans les professions où l’exposition à de l’oxygène pur est fréquente.

Oxygène

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

Hydrogène

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

Matière

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

Azote

Fait d'émettre (des particules, des radiations, une substance, etc). En particulier, dans le cas de gaz nocifs, dégagement ou rejet de contaminants.

Émission

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Cette vue d'artiste repr&eacute;sente le [popupdefinition id=4746]magn&eacute;tar[/popupdefinition] SGR 1806-20, situ&eacute; dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Sagittaire, &agrave; 50.000 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition].Un magn&eacute;tar est une [popupdefinition id=32]&eacute;toile &agrave; neutrons[/popupdefinition] disposant d'un [popupdefinition id=3878]champ magn&eacute;tique[/popupdefinition] hyper-puissant, qui &eacute;met des radiations &eacute;lectromagn&eacute;tiques de haute [popupdefinition id=15884]&eacute;nergie[/popupdefinition].Constellation du Sagittaire.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Wikimedia Commons, DP

Le magnétar SGR 1806-20, dans la constellation du Sagittaire

Le terme de champ magnétique désigne une région de l’espace soumise à l’action d’une force provenant d’un aimant. Il caractérise également l’influence d’une charge électrique en mouvement et exerce, réciproquement, son action sur les charges en mouvement.
Champ magnétique, aimant et champ électromagnétique
Le champ magnétique est l’une des composantes du champ électromagnétique.
En présence d’un champ magnétique, on peut observer divers phénomènes sur les matériaux :

paramagnétisme ;diamagnétisme ;ferromagnétisme.

Les applications du champ magnétique sont nombreuses. Elles vont de l’attraction des aimants et l’orientation des boussoles au stockage d’information sur les disques durs en passant par les accélérateurs de particules ou le rayonnement synchrotron.
Définition du physicien et formules
Le champ magnétique est une grandeur physique vectorielle représentée par le symbole ou par le symbole . Dans le vide, et sont reliés par la relation :
 = / μ0où μ0 représente la perméabilité magnétique du vide
Dans un milieu d’aimantation M, la relation devient :
 = / μ0 - M
 est la grandeur fondamentale, la densité de flux magnétique de laquelle dérive qui décrit le champ magnétique dans les milieux.
Par ailleurs, comme on l'a vu plus haut, le champ magnétique est lié au courant. Il traduit aussi son influence à la distance de la source. Son unité SI est donc l’ampère par mètre, A.m-1. Toutefois, on utilise plus couramment aujourd’hui le tesla, T, pour définir l’intensité d’un champ magnétique.
Les évolutions du champ magnétique sont décrites par les équations de Maxwell.
Le champ magnétique terrestre
La Terre, comme d’autres planètes du Système solaire, est protégée par un vaste champ magnétique qu’elle tient des mouvements de son noyau métallique liquide. Ce champ, soumis aux vents solaires, n’est pas uniforme. Sa valeur varie entre 30 et 60 μT selon l’endroit où l’on se situe sur la planète.
À certains moments de l’histoire – et cela peut se reproduire – le champ magnétique terrestre s’est inversé, le pôle nord prenant la place du pôle sud.

Champ magnétique

Les étoiles à neutrons sont le résidu de l’effondrement gravitationnel d’une partie de la matière d’une étoile massive en fin de vie et explosant en supernova de type SN II. Il faut pour cela que sa masse dépasse les 8 à 10 masses solaires. Dans les grandes lignes, l’effondrement de la partie de l’étoile qui n’est pas soufflée par l’explosion, principalement son cœur de fer, conduit les protons et les électrons à se combiner pour se transformer en neutrons et cela produit du même coup un flux de neutrinos très énergétiques. On obtient alors des astres qui peuvent contenir toute la masse du Soleil dans une sphère de quelques dizaines de kilomètres de diamètre seulement et qui est une sorte de noyau atomique géant composé majoritairement de neutrons, d'où le nom de cette étoile, et possédant une densité extraordinaire - une cuillère à café de matière pèse des centaines de millions de tonnes.. La plupart des étoiles entre 8 et 60 masses solaires finissent leur vie ainsi, laissant derrière elles une étoile à neutrons d'environ 1,4 masse solaire. La structure de cette étoile est en réalité complexe et on ne sait pas très bien quelle est la composition exacte de son cœur.Les étoiles à neutrons sont parfois aussi des pulsars lorsqu'elles émettent des impulsions radios périodiques en direction de la Terre.Les magnétars sont quant à eux des étoiles à neutrons possédant un champ magnétique particulièrement intense.Extrait du documentaire Du Big Bang au vivant, associé au site du même nom, un projet multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine. Jean-Pierre Luminet parle de la mort des étoiles massives, leur explosion en supernova et la formation de pulsars. © ECP Productions, YouTubeLes étoiles à neutrons, des laboratoires pour toute la physiqueLa densité, le champ de gravitation et le champ magnétique associés à ces objets y sont extrêmes et presque toute la physique est nécessaire pour comprendre les propriétés d'une étoile à neutrons : la relativité générale, bien sûr, mais aussi la magnétohydrodynamique, la théorie de la superfluidité et celle de la supraconductivité, la physique nucléaire et des particules élémentaires. Aujourd'hui, on étudie même les ondes gravitationnelles produites par les collisions de deux étoiles à neutrons, lesquelles conduisent aussi à ce que l'on appelle des kilonovae produisant les sursauts gamma courts , comme l'illustre l'annonce spectaculaire de la détection par Ligo et Virgo de la source d'ondes gravitationnelles GW170817.La découverte des étoiles à neutrons a d'abord été théorique lorsque, influencé par les travaux de Fred Zwicky et Walter Baade qui pensaient que certaines supernovae étaient le produit de l'effondrement d'étoiles massives les conduisant à faire fusionner les protons et les électrons en donnant des neutrons, et surtout par les travaux du génial physicien russe Lev Landau, le physicien Robert Oppenheimer – le futur père de la bombe atomique – avait posé en 1939 le socle sur lequel les théories des étoiles à neutrons et celle de l’effondrement gravitationnel conduisant à la formation d’un trou noir seront construites à la fin des années 1950 et au début des années 1960. Il s’agissait des articles écrits en collaboration avec ses étudiants de l’époque : « On Massive Neutron Cores », avec Georges Volkoff, et « On Continued Gravitational Contraction », avec Hartland Snyder.Leur découverte observationnelle est ensuite faites par Jocelyn Bell en 1967 via ses travaux en radioastronomie. Mais initialement, la mise en évidence de sources radios étonnantes rapidement appelées pulsars, à partir de la locution pulsating star (proprement « étoile pulsante »), composée de pulsating (« vibrant ») et star (« étoile »), n'avait pas d'interprétation.C'est vers la fin des années 1960 que les astrophysiciens Franco Pacini et Thomas Gold, respectivement italien et britannique, comprennent que les étoiles à neutrons peuvent se comporter comme les pulsars de Jocelyn Bell. Un modèle possible de l'intérieur d'une étoile à neutrons. © Wattcle, cc by sa 4.0l'imageOn est loin de tout comprendre du processus de leur naissance et on continue à s'interroger sur l’état de la matière nucléaire dans leurs profondeurs, de sorte que les étoiles à neutrons conservent encore beaucoup de leur mystère.Les pulsarsComme leur nom l’indique, les pulsars émettent des impulsions d'ondes radio à un rythme rapide et régulier. Pour comprendre la raison de ce phénomène, il faut savoir que toutes les étoiles tournent sur elles-mêmes. Or, de même qu’une patineuse voit sa vitesse de rotation accélérer lorsqu’elle rassemble ses bras vers son corps, une étoile en effondrement voit sa vitesse de rotation augmenter. C’est une conséquence de la conservation du moment cinétique, l’une des lois les plus fondamentales de la physique. Ainsi, une étoile possède un champ magnétique qui doit s’amplifier par conservation du flux lorsqu’elle se contracte. Juste après sa formation, le cœur chaud et dense d’une étoile devenue une étoile à neutrons doit donc tourner assez rapidement. Un mécanisme s’enclenche, lié au champ magnétique, qui conduit l’astre à rayonner puissamment en émettant un faisceau d’ondes radio collimatées à la façon d’un phare. Lorsque ce faisceau coupe l’orbite de la Terre, il se manifeste dans un radiotélescope comme une série régulière de bips.La grande majorité des pulsars possède une période de rotation comprise entre 0,1 et 10 secondes. En perdant de l’énergie cinétique de rotation par l’intermédiaire du flux d’ondes radio, ils ralentissent lentement et, en une dizaine de millions d’années tout au plus, leur vitesse de rotation devient trop faible pour générer une émission radio.Jocelyn Bell Burnell, explique au Perimeter Institute sa découverte des pulsars en 1967 et sa remarquable carrière en physique. Pour obtenir une traduction en français assez fidèle, cliquez sur le rectangle blanc en bas à droite. Les sous-titres en anglais devraient alors apparaître. Cliquez ensuite sur l'écrou à droite du rectangle, puis sur « Sous-titres » et enfin sur « Traduire automatiquement ». Choisissez « Français ». © Perimeter Institute for Theoretical PhysicsLes magnétarsEn 1992, le bestiaire des étoiles à neutrons s’est étendu lorsque les astrophysiciens Robert Duncan et Christopher Thompson ont postulé l’existence de ce que l’on appelle des magnétars pour expliquer certaines sources sporadiques, particulièrement intenses de rayons X et de rayons gamma, découvertes depuis la fin des années 1970. Aujourd’hui, une trentaine de magnétars sont connus dans la Voie lactée et il semble bien que ce sont des étoiles à neutrons possédant un champ magnétique particulièrement élevé. Si élevé même, que ceux qu’on mesure avec ces astres insolites sont les plus élevés de l’Univers observable connu et qu’ils sont parfois jusqu’à 1.000 fois plus intenses que ceux des étoiles à neutrons classiques qui sont déjà formidables. On estime ainsi que les magnétars ont un champ magnétique dipolaire, de forme analogue à celui révélé par de la limaille de fer autour d’un aimant, de l’ordre de 1015 Gauss (G), alors que sur Terre son intensité varie entre 0,25 et 0,65 Gauss et celle du champ magnétique d’un aimant sur un réfrigérateur est d’environ 50 Gauss. On mesure en moyenne des intensités de 1.500 Gauss pour les taches solaires.

Étoile à Neutrons

Un magnétar est une étoile à neutrons possédant un champ magnétique extrêmement intense dépassant 1015 Gauss.L'origine de ce champ aussi intense serait lié à l'effet dynamo appliqué à des étoiles à neutrons en rotation suffisamment rapide.Une supernovae sur 10 donnerait naissance à un magnétar.Lien de la NASA sur les magnétars 1.

Magnétar

Les physiciens emploient le terme d'énergie pour désigner une capacité à modifier un état ou à produire un travail entraînant un mouvement ou générant un rayonnement électromagnétique – de la lumière, par exemple – ou de la chaleur. Le mot vient d’ailleurs du grec et signifie « force en action ».
Dans le système international, l’énergie s’exprime en joules, mais dans le langage courant, elle s’exprime plus souvent en kilowatt-heure (kWh). Quant à la tonne d’équivalent pétrole (tep), elle permet généralement de comparer les différentes sources d’énergie entre elles.
Il est à noter que, selon le premier principe de la thermodynamique, l’énergie d’un système fermé se conserve.
Pas une mais des énergies
Il existe en fait de nombreuses formes d’énergie. Ainsi, l’énergie cinétique, par exemple, est une forme d’énergie liée au mouvement d’un corps. Elle est proportionnelle au carré de sa vitesse. La combustion, quant à elle, permet de récupérer l’énergie potentielle chimique contenue dans un combustible. Les panneaux solaires captent l’énergie lumineuse pour la transformer en énergie électrique.
Les sources d’énergie
Les énergies sont également parfois classées en fonction de leur source. On peut parler des énergies fossiles – tirées du charbon ou du pétrole, par exemple –, de l’énergie nucléaire – qui provient de réactions nucléaires –, ou encore des énergies renouvelables, qui sont naturellement régénérées comme l’énergie solaire ou l’énergie éolienne.
Énergie primaire, secondaire, finale ou utile
Une autre classification vient du fait que les énergies qui nous sont utiles dans la vie de tous les jours ne sont pas forcément disponibles, prêtes à l’emploi dans la nature. On parle ainsi :
d’énergie primaire quand elle est directement exploitable (le rayonnement solaire, par exemple) ;d’énergie secondaire pour celle obtenue après transformation (l’électricité, par exemple) ;d’énergie finale pour l’ensemble des énergies prêtes à l’emploi, délivrées au consommateur (l’essence disponible à la pompe, etc.) ;d’énergie utile pour celle qui rend réellement service à l’utilisateur (la lumière issue d’une lampe, etc.).

Énergie

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Ce panorama de notre [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] permet d'observer son centre avec pr&eacute;cision. Cette bande de [popupdefinition id=1976]luminosit&eacute;[/popupdefinition] irr&eacute;guli&egrave;re a &eacute;t&eacute; surnomm&eacute;e &laquo; [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] &raquo; par les Anciens &agrave; cause de son aspect laiteux. Notre [popupdefinition id=3727]soleil[/popupdefinition] est situ&eacute; sur l'un des bras de cette [popupdefinition id=42]galaxie spirale[/popupdefinition].&copy; Eso, S. Brunier, Wikimedia Commons, by 4.0

Panorama de la Voie lactée, notre galaxie

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.

Propriété d'une surface d'émettre plus ou moins de lumière.

Luminosité

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Voici une photo de&nbsp;M43,&nbsp;une [popupdefinition id=50]n&eacute;buleuse[/popupdefinition] diffuse qui appartient &agrave; [popupdefinition id=5270]M42[/popupdefinition], la grande n&eacute;buleuse de la [popupdefinition id=5082]constellation d'Orion[/popupdefinition].Constellation d'Orion.&copy; Hubble Space Telescope, DP