Cette image est extraite d'une [popupdefinition id=11319]simulation num&eacute;rique[/popupdefinition] sur [popupdefinition id=15261]superordinateur[/popupdefinition] concernant la [popupdefinition id=15305]fusion[/popupdefinition] de deux [popupdefinition id=62]trous noirs[/popupdefinition]. Les formes g&eacute;om&eacute;triques et color&eacute;es traduisent des caract&eacute;ristiques de l'[popupdefinition id=389]&eacute;mission[/popupdefinition] d'[popupdefinition id=4003]ondes gravitationnelles[/popupdefinition] qui modifient la courbure de l'[popupdefinition id=322]espace-temps[/popupdefinition]. Elles r&eacute;sultent de cette fusion en cours &agrave; un instant donn&eacute; de la simulation. On peut les voir comme des analogues des lignes de champs autour d'un [popupdefinition id=3883]aimant[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], C. Henze

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Fusion de deux trous noirs

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

Émission

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

Entité mathématique remplaçant, dans le cadre de la théorie de la relativité d'Einstein, la conception classique d'un espace et d'un temps absolu.

Espace-temps

Le terme « trou noir » a été inventé par le physicien américain John Wheeler, en 1967, pour décrire une concentration de masse-énergie qui s’est effondrée gravitationnellement sous sa propre force d’attraction et qui est devenue si compacte que même les photons ne peuvent se soustraire à cette force gravitationnelle.Jean-Pierre Luminet, Directeur de recherche au CNRS, et Françoise Combes, Professeur au Collège de France, nous parlent des trous noirs. © Fondation Hugot du Collège de FranceTrou noir, horizon des évènements et relativité générale d'EinsteinL’idée avait déjà été conçue au XVIIIe siècle par John Michell et Pierre-Simon de Laplace. Mais, pour un physicien et un astrophysicien moderne, un trou noir est, d'abord et avant tout, caractérisé par l'existence d'un horizon des évènements, ce qui, dans ce cas précis, est une surface sphérique délimitant une région de l’espace-temps dont même la lumière ne peut sortir.Dans le cadre des équations de la relativité générale, un tel objet est décrit par une unique famille de solutions des équations d’Einstein dites de Kerr-Newman et qui correspondent à un trou noir en rotation possédant un moment cinétique, une masse et une charge électrique.Trous noirs de Kerr, de Schwarzschild et de Reissner-Nordströmquand un trou noir tourne mais est sans charge, on parle de trou noir de Kerr ;quand un trou noir ne tourne pas et est sans charge, on parle de trou noir de Schwarzschild ;quand un trou noir ne tourne pas mais a une charge, il est décrit par la solution de Reissner-Nordström.Bien qu’une singularité de l’espace-temps soit présente dans ces solutions, elle ne caractérise pas un trou noir. Les astrophysiciens ont des raisons de penser qu’un traitement quantique de l’espace-temps et de la matière à l’intérieur d’un trou noir supprime cette singularité qui peut être décrite approximativement comme un point de densité infinie où la courbure de l’espace-temps est également infinie. Un modèle quantique de trou noir conduit au concept d’étoile de Planck.Interview : qu’est-ce qu’une étoile de Planck ?Trous noirs stellaires, trous noirs supermassifs et minitrous noirsLes trous noirs stellaires se forment à l'occasion de l'effondrement gravitationnel de certaines étoiles massives qui explosent en supernovae.On sait qu'il existe, au cœur de certaines galaxies, des trous noirs dits supermassifs. Ils contiennent de quelques millions à quelques milliards de masses solaires, mais l'on ne comprend pas bien comment ils se forment.Il pourrait également exister des minitrous noirs issus des phases très primitives de l'univers. L'Homme pourrait en créer grâce à des collisions de particules dans des accélérateurs.Les astrophysiciens ont des raisons de penser que les trous noirs chargés se déchargent spontanément et très rapidement. Ainsi, ceux qui existent dans l’univers ne devraient être que des trous noirs de Kerr ou de Schwarzschild.Une présentation du succès de l'Event Horizon Telescope qui vient de livrer la première image d'un trou noir, celle de celui qui est supermassif et qui se trouve au cœur de la galaxie elliptique M87 à environ 53 millions d'années-lumière de la Voie lactée. 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 PhysicsTrous noirs : le prix Nobel de physique pour ChandrasekharSubrahmanyan Chandrasekhar avait prévu la formation des trous noirs avant tout le monde au début des années 1930 en découvrant qu’une étoile ayant épuisé son carburant nucléaire et dont la masse dépassait 1,44 masse solaire devait s’effondrer sur elle-même. Bien qu’un tel effondrement gravitationnel puisse parfois simplement conduire à la formation d’une étoile à neutrons, il peut aussi conduire à celle d'un trou noir, comme Robert Oppenheimer et George Volkoff l’ont montré en compagnie d’Hartland Snyder.La théorie des trous noirs fit l’objet d’impressionnants travaux de la part de Chandrasekhar pendant les années 1970. Avec sa découverte de ce qui s’appelle maintenant « la masse de Chandrasekhar », ils furent en partie à l’origine de son prix Nobel de physique, obtenu en 1983. Comme d’habitude pour la remise de ce prix, le lauréat donna une conférence. À la fin de celle-ci, le grand astrophysicien indien fit de fascinantes remarques concernant la théorie mathématique des trous noirs :« Je ne sais pas si toute la portée de ce que j'ai dit est claire. Laissez-moi vous expliquer. Les trous noirs sont des objets macroscopiques avec des masses variant de quelques masses solaires à des milliards de masses solaires. Lorsqu’ils peuvent être considérés comme stationnaires et isolés, ils sont tous, chacun d'entre eux, décrits exactement par la solution de Kerr. C'est le seul cas connu où nous avons une description exacte d'un objet macroscopique.Les objets macroscopiques tout autour de nous sont régis par une variété de forces, décrites par diverses approximations de plusieurs théories physiques. […] En revanche, les seuls éléments de construction de trous noirs sont nos concepts de base de l'espace et du temps. Ils sont ainsi, presque par définition, les objets macroscopiques les plus parfaits de l'univers. Et, puisque la théorie de la relativité générale nous fournit une famille de solutions dépendant uniquement de deux paramètres pour leur description, ils sont aussi les objets les plus simples de l’univers ».Trous noirs : le rayonnement de HawkingCes considérations posent problème car elles conduisent à penser que toute l’information contenue dans les objets tombant dans un trou noir (à commencer par celle contenue dans une étoile se transformant en trou noir) est définitivement détruite, ou pour le moins inaccessible. Un trou noir devrait donc posséder une entropie et, comme tout objet possédant une entropie, il devrait posséder une température et rayonner. C’est la conclusion à laquelle est arrivé Stephen Hawking en appliquant la mécanique quantique aux trous noirs, ce qui lui a permis de découvrir que ceux-ci devaient émettre du rayonnement à la façon d’un corps noir chauffé.Les trous noirs devraient donc s’évaporer par rayonnement Hawking. Pourtant, aucune observation ne soutient cette théorie à ce jour, bien qu’elle semble très solide sur les bases de la physique théorique actuelle. Elle conduit cependant à des paradoxes, comme le paradoxe de l’information et le paradoxe du pare-feu, dont les solutions révolutionneraient la physique.Les astrophysiciens cherchent à démontrer que les objets qui se comportent comme des trous noirs le sont vraiment, c’est-à-dire qu’ils possèdent des horizons des évènements. L’étude des ondes gravitationnelles émises par des fusions de trous noirs, avec Ligo mais surtout eLisa, et peut-être aussi le Event Horizon Telescope (EHT), pourrait nous apporter des réponses à ce sujet. Ligo a détecté directement sur Terre pour la première fois les ondes émises par une telle fusion de trous noirs en 2015 et les membres de la la collaboration EHT ont révélé une première image d'un trou noir supermassif avec son horizon des événements le 10 avril 2019. L'image est celle du trou noir au centre de la galaxie M87 et elle est conforme à celle prédite sur ordinateur pour la première fois par Jean-Pierre Luminet en 1979.

Trou noir

Les ondes gravitationnelles sont des ondes se propageant dans le tissu élastique de l’espace-temps dont les déformations et la courbure sont gouvernées par les équations de la relativité générale.
Elles se propagent à la vitesse de la lumière en transportant de l'énergie. On peut les comparer à des déformations dans une sorte de gelée ou à la propagation des ondes à la surface de l’eau lorsqu’on y jette un caillou.
Les ondes gravitationnelles et la prédiction d'Albert Einstein
Ces ondes ont été prédites et décrites théoriquement par Albert Einstein de 1916 à 1918 par analogie avec l’émission et la propagation des ondes lumineuses dans un champ électromagnétique lorsque l’on agite une charge.
Un phénomène similaire devait se produire dans le champ de gravitation constitué par la courbure de l’espace-temps lorsque certaines configurations de masses sont animées de certains mouvements. Tout comme les ondes électromagnétiques, les ondes gravitationnelles transportent de l’énergie, de la quantité de mouvement et du moment cinétique.
On a commencé à penser sérieusement à partir des années 1960 qu’il devait être possible de développer une astronomie gravitationnelle très prometteuse car les ondes gravitationnelles sont très pénétrantes et elles peuvent nous renseigner sur des phénomènes astrophysiques extrêmes que l'on trouve associés à des astres compacts comme les étoiles à neutrons et les trous noirs mais aussi le Big Bang.
Les projets Ligo et Virgo
La découverte en 1974 d’un premier pulsar binaire par Russell Hulse et Joseph Taylor (prix Nobel 1993) a permis de démontrer indirectement l’existence de ces ondes mais il restait à construire des instruments capables de les détecter directement. C’est ainsi que sont nés les projets Ligo, aux États-Unis, et Virgo en Europe.
Des explications très complètes sur ce que sont les ondes gravitationnelles, comment on les chasse et ce qu’elles peuvent nous révéler sur l’univers sont disponibles dans plusieurs billets que Jean-Pierre Luminet a consacré à ce sujet sur son blog chez Futura-Sciences :
La « lumière gravitationnelle » (1/4) : principes de base ;La « lumière gravitationnelle » (2/4) : de la barre à l’interféromètre ;La « lumière gravitationnelle » (3/4) : l'évènement GW150914.
La détection des ondes gravitationnelles
Une nouvelle ère très prometteuse pour l’astronomie s’est ouverte le 14 septembre 2015, à 11 h 51, heure de Paris (9 h 51 TU), lorsque les deux interféromètres construits aux États-Unis et qui constituent le Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (Ligo), ont bel et bien détecté directement le passage d’une onde gravitationnelle correspondant à la fusion de deux trous noirs de masses stellaires.
Les deux astres compacts qui sont entrés en collision avant de ne plus faire qu’un seul trou noir contenaient respectivement 29 et 36 masses solaires, selon les analyses du signal observé. Bien qu’il n’ait pas été possible de situer précisément la région de la voûte céleste où s’est produit cet événement cataclysmique, on sait déjà qu’elle se trouve dans l’hémisphère sud. On sait aussi que la collision s’est produite à environ 1,3 milliard d’années-lumière de la Voie lactée.
La découverte des ondes gravitationnelles expliquée en une minute. © Ligo
Le grand spécialiste des ondes gravitationnelles Kip Thorne, qui occupe la chaire Richard P. Feynman, de professeur de physique théorique émérite à Caltech, a déclaré que le phénomène, qui a converti l’équivalent de trois masses solaires en « lumière gravitationnelle » était, dans cette forme de rayonnement liée aux vibrations du tissu de l’espace-temps, 50 fois plus lumineux que l’ensemble des étoiles de l’univers observable.
C’est un formidable succès pour Kip Thorne qui, avec ses collègues Rainer Weiss, professeur émérite de physique au Massachusetts Institute of Technology (MIT), et Ronald Drever, professeur de physique émérite à Caltech, a lancé l’impulsion qui a conduit au projet Ligo. Succès que les trois hommes partagent évidemment avec les très nombreux ingénieurs et physiciens qui sont embarqués depuis des décennies dans la conception et la construction des observatoires gravitationnels que sont Ligo aux États-Unis et Virgo en Europe, comme l'explique un communiqué du CNRS.
Les ondes gravitationnelles primordiales, ces ondes du Big Bang
Lors de la naissance de l'univers, l'espace-temps a dû vibrer et produire un fond d'ondes gravitationnelles aujourd'hui très faible et quasiment indétectable. Toutefois, une partie de ce fond a pu laisser des traces observables dans le rayonnement fossile du fait de la théorie de l'inflation – qui fait souvent intervenir au moins un champ scalaire analogue à celui du boson de Brout-Englert-Higgs (le terme d'« inflaton » est parfois utilisé pour le désigner).
Cette théorie se décline selon une grande variété de modèles faisant intervenir de la nouvelle physique issue de différentes théories au-delà du modèle standard. Ces théories sont presque toujours liées à des énergies que le LHC (Large Hadron Collider ou grand collisionneur de hadrons) ne peut pas sonder. Cependant, il existe tout de même plusieurs prédictions génériques de ces modèles.
La prédiction la plus caractéristique, peut-être, de la théorie de l’inflation concerne des fluctuations quantiques dans la structure même du tissu de l’espace-temps qu'elles font vibrer. Elles se présentent sous forme d’ondes gravitationnelles. Ces fluctuations sont d’ordinaire si faibles et si microscopiques qu’elles sont inobservables. Toutefois, lors de l’inflation, l’expansion de l’espace aurait agi comme un gigantesque zoom agrandissant ces fluctuations quantiques et rendant ces ondes gravitationnelles visibles dans le rayonnement fossile à grande échelle sur la voûte céleste. On peut alors démontrer leur occurrence sous la forme d’une polarisation bien spécifique. Il semble très difficile d’expliquer la présence de cette polarisation autrement qu’en faisant intervenir une phase de dilatation énorme de l’espace, seule à même de faire passer des fluctuations de l'espace-temps du monde de la microphysique à celui de la macrophysique. 
L'expérience Bicep2 a laissé penser un moment que l'on avait découvert cette polarisation sous la forme de ce que l'on appelle des modes B. Hélas, Planck a réfuté cette observation. On continue à traquer ces traces des ondes du Big Bang car leur découverte révolutionnerait la cosmologie et la physique.

Onde gravitationnelle

Un aimant est un matériau développant naturellement un champ magnétique et capable d'attirer du fer, le nickel, le cobalt, le chrome.
Un aimant possède un pôle nord et un pôle sud. Les pôles de même nature se repoussent, ceux de natures différentes s'attirent. Les aimants sont donc des dipôles magnétiques, dont les pôles sont inséparables; l'existence d'un monopôle magnétique étant exclue jusqu'à preuve du contraire.
Il existe des aimants naturels (à base d'un minerai de fer, la magnétite) et des aimants artificiels. Parmi les aimants artificiels, on distingue les aimants permanents tels que le barreau aimanté, l'aimant en U, l'aiguille magnétique, et les aimants temporaires tels que les électroaimants. Ces aimants sont constitués de matières ferromagnétiques.

Aimant

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

La simulation informatique, ou simulation numérique, est une série de calculs effectués sur un ordinateur et reproduisant un phénomène physique. Elle aboutit à la description du résultat de ce phénomène, comme s'il s'était réellement déroulé. Cette représentation peut être une série de données, une image ou même un film vidéo.
Un simulateur peut réagir à des modifications de paramètres et modifier ses résultats en conséquence. Un simulateur de vol, par exemple, modifie la trajectoire calculée de l'avion en fonction des commandes transmises par l'utilisateur.
Une simulation numérique peut représenter des phénomènes physiques complexes dont la description repose sur un modèle mathématique comportant des équations aux dérivées partielles. L'ordinateur résout alors ces équations numériquement en utilisant la méthode des éléments finis. C'est le cas, par exemple, pour la modélisation, appuyée sur la mécanique des fluides, de l'écoulement de l'air ou de l'eau autour d'un avion ou d'un navire.

Simulation informatique

On désigne, par le terme de supercalculateur, un ordinateur conçu pour atteindre de hautes performances, notamment en termes de vitesse de calcul.
Les supercalculateurs sont utilisés, entre autres, pour réaliser des prévisions météorologiques, étudier le climat, faire de la modélisation moléculaire, générer des simulations physiques ou financières. Ces machines tirent leur puissance exceptionnelle d’une architecture particulière et de composants électroniques ultrarapides.
Parmi les difficultés concernant l'utilisation et le développement des superordinateurs, on peut citer leur alimentation électrique – ils nécessitent souvent une puissance de plusieurs mégawatts – et leurs besoins en climatisation, car ils produisent énormément de chaleur.
 Tianhe-2, le supercalculateur le plus puissant du monde
La puissance d’un ordinateur grand public est de l’ordre de 0,0001 pétaflop. En novembre 2015, le supercalculateur le plus puissant du monde, Tianhe-2, développé par une université chinoise et la société Inspur, affichait une puissance de calcul de 33,86 pétaflops. Ce chiffre correspond à près de 34 millions de milliards d’opérations à virgule flottante par seconde.
Son dauphin est américain et enregistre une puissance de calcul de 17,59 pétaflops. Barack Obama avait révélé l’ambition pour les États-Unis de mettre en service un superordinateur d’une puissance de 1.000 pétaflops d’ici 2023 !

Supercalculateur

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Cette image d'artiste montre typiquement ce qu'est un microquasar, c'est-&agrave;-dire un [popupdefinition id=12718]trou noir stellaire[/popupdefinition] dans un [popupdefinition id=11934]syst&egrave;me binaire[/popupdefinition].&nbsp;L'[popupdefinition id=851]astre[/popupdefinition] compagnon est une [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] suffisamment proche pour que les [popupdefinition id=4194]forces de mar&eacute;e[/popupdefinition] du trou noir y arrachent de la [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition], laquelle tombe en spirale vers le trou noir en formant un [popupdefinition id=3819]disque d'accr&eacute;tion[/popupdefinition]. Chauff&eacute;e, la mati&egrave;re du disque est ionis&eacute;e, &eacute;met du rayonnement X avant de tomber dans le trou noir, lequel est en rotation et produit en raison de processus magn&eacute;tohydrodynamiques complexes des jets de mati&egrave;re pouvant s'&eacute;tendre sur des centaines d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition]. Le rayonnement X &eacute;mis par le disque permet de d&eacute;tecter ces trous noirs stellaires.&copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition], L. Cal&ccedil;ada, M.Kornmesser

Vue d'artiste d'un microquasar

Selon la théorie de l’évolution stellaire, lorsqu’une étoile possède une masse dépassant les 20 à 25 masses solaires, son explosion finale sous forme de supernova SN II peut conduire à la formation d’un trou noir qui est alors qualifié de stellaire. La masse d'un tel trou noir est cependant inférieure car la majorité de la matière de l'étoile génitrice a été expulsée suite à l'explosion.On peut considérer que Subrahmanyan Chandrasekhar avait prévu la formation des trous noirs avant tout le monde au début des années 1930 en découvrant qu’une étoile ayant épuisé son carburant nucléaire et dont la masse dépassait 1,44 masse solaire devait s’effondrer sur elle-même. Bien qu’un tel effondrement gravitationnel puisse parfois simplement engendrer la formation d’une étoile à neutrons, il peut aussi conduire à un trou noir, comme Robert Oppenheimer et George Volkoff l’ont montré en compagnie d’Hartland Snyder.Un trou noir est un objet céleste dont le champ gravitationnel empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. Michel Casse, astrophysicien à l’institut d’Astrophysique de Paris, nous explique la formation de ces astres fascinants. © Futura-SciencesTrous noirs stellaires : la théorie des trous noirsLa théorie des trous noirs fit l’objet d’impressionnants travaux de Chandrasekhar pendant les années 1970. Avec sa découverte de ce qui s’appelle maintenant la masse de Chandrasekhar, ils furent en partie à l’origine de son prix prix Nobel de physique en 1983. Comme d’habitude pour la remise de ce prix, le lauréat donne une conférence. À la fin de celle du grand astrophysicien indien, on trouve de fascinantes remarques concernant la théorie mathématique des trous noirs, qui sont à peu près les suivantes : « Je ne sais pas si toute la portée de ce que j'ai dit est claire. Laissez-moi vous expliquer. Les trous noirs sont des objets macroscopiques avec des masses variant de quelques masses solaires à des milliards de masses solaires. Lorsqu’ils peuvent être considérés comme stationnaires et isolés, ils sont tous, chacun d'entre eux, décrits exactement par la solution de Kerr. C'est le seul cas connu où nous avons une description exacte d'un objet macroscopique. Les objets macroscopiques tout autour de nous sont régis par une variété de forces, décrites par diverses approximations de plusieurs théories physiques.En revanche, les seuls éléments de construction de trous noirs sont nos concepts de base de l'espace et du temps. Ils sont ainsi, presque par définition, les objets macroscopiques les plus parfaits de l'univers. Et puisque la théorie de la relativité générale nous fournit une famille de solutions dépendant uniquement de deux paramètres pour leur description, ils sont aussi les objets les plus simples de l’univers. »

Trou noir stellaire

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

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

Astre

L'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.

Accélération gravitationnelle qui comprime les objets dans certaines directions et les dilate dans d'autres. Les forces de marée produites par la Lune et le Soleil sont responsables des marées océaniques terrestres.

Force de marée

Définition simple de code binaire : Le code binaire, plus généralement appelé système binaire, est un système de numération utilisant la base 2 avec un nombre exprimé sous forme de série de 0 et de 1. La position des 0 et des 1 indique respectivement l’absence ou la présence d’une puissance de 2, comme le montre l’exemple du schéma ci-dessous.Exemple de code binaireUn exemple de nombre en notation binaire et sa valeur en notation décimale. © CodeProjectApplications du système binaireL’importance du système binaire pour les mathématiques et la logique a été comprise une première fois par le grand mathématicien et philosophe Leibnitz au XVIIe siècle. On trouve cependant des traces du système binaire bien avant, chez les Indiens et les Chinois.De nos jours, le système binaire est au cœur de l’informatique et de l’électronique moderne car les ordinateurs fonctionnent fondamentalement comme des machines de Turing utilisant le système binaire. C’est Georges Boole qui a développé l’idée de calcul logique à partir du système binaire et Claude Shannon et George Stibitz qui ont posé en 1937 les bases des calculs électroniques sur les nombres binaires, ouvrant la voie à l’informatique.Un code binaire c’est quoi ?On le reconnaît souvent aux signes les plus connus du grand public, 0 et 1. Deux chiffres qui peuvent former d’étranges (parfois interminables) combinaisons. Des combinaisons qui semblent incompréhensibles, excepté pour leurs créateurs. Les codes binaires sont surtout utilisés dans les technologies de l’information et de la communication (informatique et télécom) pour coder des données.Chaque chiffre binaire est appelé bit. Un groupe de 8 bits est appelé octet. Derrière chaque octet, se cache une instruction ou un caractère. Le système binaire a été inventé à la fin du XVIIe siècle par le philosophe et scientifique allemand Gottfried Leibniz. Son invention ne fut pas saluée comme il l’avait espéré. Il découvrit un ouvrage chinois baptisé Yi Jing ou « Livre des changements », dans lequel il retrouva un code binaire comme celui qu’il avait imaginé. Cette découverte consolida sa conviction selon laquelle le monde pourrait être beaucoup plus simple avec un code binaire.Cette idée revint en force au milieu du XIXe siècle après la publication d’un article de George Bool sur l’analyse de la logique, une théorie reprise par Claude Shannon dans les années 1930. Ce fut à cette époque que la théorie du code binaire commença réellement à être appliquée.À quoi sert un code binaire ?Les systèmes binaires ne se limitent pas au O et au 1. Ils s’appuient sur deux réponses qui peuvent être Oui / Non, Vrai / Faux ou Marche / Arrêt. Les ordinateurs sont les plus gros utilisateurs de codes binaires. Deux symboles mélangés permettent d’approcher d’une manière très simple des réalités très complexes.En informatique, ils servent à réaliser des calculs et à enregistrer des informations. Les non-voyants utilisent eux aussi un système binaire, le braille, qui consiste en des grilles composées de six points. Certains points sont plats (ils correspondent au 0), d’autres en relief.Dans les systèmes électriques, la présence de tension est codée avec un 1, une absence de tension avec un 0. Les cartes perforées, très utilisées autrefois dans la confection d’automates musicaux ou dans l’artisanat (notamment le tissage), utilisaient également des codes binaires.Comment fonctionne un code binaire ?Le bit porte ce nom car il signifie en anglais « binary digit », ce que l’on pourrait traduire par unité binaire. Autrement dit, un chiffre ou un symbole qui représente un des deux états du code binaire. Un bit = 2 possibilités (0 ou 1). Deux bits = 4 états ou possibilités (00 / 11 / 01 / 10). Et ainsi de suite.Plus les séries de bits (octets) sont longues, plus le nombre de combinaisons possibles augmente. Quelle est la valeur décimale (ou le poids) d’un bit ? Cela dépend de sa position dans l’octet et de son symbole. On part du symbole de droite et on remonte la ligne vers la gauche, en ajoutant une puissance de deux à chaque nouveau bit. Par exemple, la valeur décimale du mot binaire 1101 est équivalente à : 8x1 + 4x1 + 2x0 + 1x1 = 13.

Code binaire

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

Les disques d’accrétion sont constitués à chaque fois d’un disque de matière, à savoir du gaz et parfois aussi des poussières en orbite autour d’un objet céleste central. Ce sont des structures matérielles que l’on retrouve presque partout en astrophysique. On en observe autour des trous noirs stellaires et supermassifs, ainsi qu’autour des naines blanches et des étoiles à neutrons.
Formation de planètes et disque d’accrétion
Un type de disque d’accrétion particulièrement important est celui qui se forme autour des protoétoiles et dans lequel naissent les embryons de planètes. On les appelle donc des disques protoplanétaires. Ces disques contiennent du gaz et des poussières. Au bout d’une dizaine de millions d’années, un tel disque a perdu une bonne partie de son gaz, et il devient un disque de débris dans lequel les jeunes planètes terminent leur formation.
Une vue d'artiste d'un disque protoplanétaire autour d'une jeune étoile. Une géante gazeuse est déjà bien formée, en bas à gauche. © Nasa
Les disques d’accrétion des astres compacts
Autour des astres compacts, les disques d’accrétions sont le siège de phénomènes plus énergétiques. La viscosité de la matière la conduit à dissiper l’énergie gravitationnelle sous forme d’ondes électromagnétiques à cause des frottements. Cette même dissipation d’énergie conduit la matière à chuter en spirale sur le corps central. Lorsqu’il s’agit d’un système binaire avec de la matière arrachée d’une étoile par les forces de marée gravitationnelle d’une naine blanche, cette dernière peut parfois se transformer en nova, ou même en supernova de type SN Ia.
Lorsqu’il s’agit d’un trou noir ou d’une étoile à neutrons, la dissipation d’énergie dans le disque conduit à de fortes émissions dans le domaine des rayons X, et c’est bien souvent de cette façon que l’on détecte un trou noir, qu’il soit d’origine stellaire ou galactique.
Les quasars, qui sont des trous noirs supermassifs, sont entourés d'un disque d'accrétion avec une dissipation d'énergie particulièrement importante sous forme d'ondes lumineuses.

Disque d'accrétion

11666_vue-d-artiste-d-un-microquasar

HE0450-2958 est un [popupdefinition id=305]quasar[/popupdefinition] inhabituel situ&eacute; &agrave; environ 5 milliards d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition]. Il ne semble pas se trouver associ&eacute; &agrave; une [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] et certains ont &eacute;mis l'hypoth&egrave;se, jamais confirm&eacute;e, qu'il pourrait &ecirc;tre un [popupdefinition id=12722]trou noir supermassif[/popupdefinition] &eacute;ject&eacute; d'une grande galaxie. Toujours est-il que ce quasar &eacute;met un jet de [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] qui semble provoquer un taux de formation tr&egrave;s &eacute;lev&eacute; de nouvelles [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] - environ 350 par an, ce qui est 100 fois plus &eacute;lev&eacute; que dans les galaxies typiques - dans une galaxie situ&eacute;e &agrave; environ 22.000 ann&eacute;es-lumi&egrave;re de lui.Cette d&eacute;couverte sugg&egrave;re que les trous noirs peuvent influencer fortement la croissance des galaxies, ce qui est en accord avec le fait que la taille d'une galaxie est en relation avec la [popupdefinition id=15213]masse[/popupdefinition] du trou noir supermassif qu'elle h&eacute;berge. Il existerait donc une relation entre la croissance des deux [popupdefinition id=851]astres[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition], L. Cal&ccedil;ada

Un quasar inhabituel

Les trous noirs supermassifs sont des trous noirs géants qui ne proviennent pas de l’effondrement d’une étoile et dont les masses vont d’environ un million à plusieurs milliards de masses solaires.Où se trouvent les trous noirs supermassifs ?Ils sont tapis au cœur de la majorité des grandes galaxies et notre propre Voie lactée en possède un pesant presque 4 millions de masses solaires. Le record de masse pour un tel trou noir est pour l’instant détenu par la galaxie elliptique NGC 4889 qui contiendrait un trou noir pesant 21 milliards de masses solaires.Lorsque de grandes quantités de gaz et de poussières chutent vers ces astres elles forment généralement un disque d’accrétion en rotation autour de celui-ci. Cette chute s'accompagne de la libération d'une quantité prodigieuse de rayonnement, principalement ultraviolet et X et peut même donner lieu à la formation d’un quasar.Comment se forment les trous noirs supermassifs ?On ne sait pas très bien comment sont apparus les premiers trous noirs massifs au cœur des galaxies, tout ce que l’on sait c’est qu'ils croissent de pair avec les galaxies. La théorie standard veut que ce soit à l’occasion de collisions entre galaxies, avec fusion, que la coalescence de leurs trous noirs centraux se produise. Ce serait-là le processus le plus efficace pour obtenir les trous noirs supermassifs de plusieurs milliards de masses solaires aujourd’hui observés.On pense qu’il existe dans certains amas globulaires des trous noirs massifs, ne résultant pas de l’effondrement d’une étoile. Là aussi, lors de collisions entre galaxies, de tels trous noirs pourraient être phagocytés par le trou noir central. De fait, on connaît des exemples de ces trous noirs intermédiaires dans une galaxie. Un autre exemple de galaxie bien connu est NGC 6240, qui contenait elle-même deux trous noirs supermassifs qui nous apparaissent sur le point de fusionner dans des millions d’années.Toutefois, la théorie voulait que ce soit à l’occasion de ces fusions de galaxies que s’allument les quasars. Les dernières observations montrent que ce n’est pas le cas. Certains éléments nous échappent donc encore dans le processus de croissance des trous noirs supermassifs. La théorie des trous noirsOn peut considérer que Subrahmanyan Chandrasekhar avait prévu la formation des trous noirs avant tout le monde au début des années 1930 en découvrant qu’une étoile ayant épuisé son carburant nucléaire et dont la masse dépassait 1,44 masse solaire devait s’effondrer sur elle-même. Bien qu’un tel effondrement gravitationnel puisse parfois simplement conduire à la formation d’une étoile à neutrons, il peut aussi conduire à un trou noir, comme Robert Oppenheimer et George Volkoff l’ont montré en compagnie d’Hartland Snyder.Un trou noir est une région de l’espace dont rien ne peut s'échapper, pas même la lumière. Il est donc naturel de se demander si ce type d’objet pourrait être une menace pour notre planète. Futura-Sciences a interviewé Jean-Pierre Luminet, astrophysicien de renom, qui nous répond ici en vidéo. © Futura-SciencesLa théorie des trous noirs fit l’objet d’impressionnants travaux de Chandrasekhar pendant les années 1970. Avec sa découverte de ce qui s’appelle maintenant la masse de Chandrasekhar, ils furent en partie à l’origine de son prix Nobel de physique en 1983. Comme d’habitude pour la remise de ce prix, le lauréat donne une conférence. À la fin de celle du grand astrophysicien indien, on trouve de fascinantes remarques concernant la théorie mathématique des trous noirs, qui sont à peu près les suivantes : « Je ne sais pas si toute la portée de ce que j'ai dit est claire. Laissez-moi vous expliquer. Les trous noirs sont des objets macroscopiques avec des masses variant de quelques masses solaires à des milliards de masses solaires. Lorsqu’ils peuvent être considérés comme stationnaires et isolés, ils sont tous, chacun d'entre eux, décrits exactement par la solution de Kerr. C'est le seul cas connu où nous avons une description exacte d'un objet macroscopique. Les objets macroscopiques tout autour de nous sont régis par une variété de forces, décrites par diverses approximations de plusieurs théories physiques.En revanche, les seuls éléments de construction de trous noirs sont nos concepts de base de l'espace et du temps. Ils sont ainsi, presque par définition, les objets macroscopiques les plus parfaits de l'univers. Et puisque la théorie de la relativité générale nous fournit une famille de solutions dépendant uniquement de deux paramètres pour leur description, ils sont aussi les objets les plus simples de l’univers ».

Trou noir supermassif

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

Voie lactée

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

Masse

Les quasars sont des astres distants, qui apparaissent comme des étoiles très brillantes lorsqu'on les observe au télescope, mais dont on sait aujourd'hui que ce sont des exemples de ce que l’on appelle des noyaux actifs de galaxies (Active Galactic Nuclei ou AGN, en anglais), qui ne sont pas forcément aussi lumineux que les quasars. Nous avons toutes les raisons de penser que leur prodigieuse énergie provient de l’accrétion de la matière par des trous noirs supermassifs de Kerr en rotation, pouvant contenir des millions à des milliards de masses solaires comme M87*, récemment imagé par les membres de la collaboration Event Horizon Telescope.Dans cet extrait de la plateforme TV-Web-cinéma « Du Big Bang au Vivant », qui couvre des découvertes dans le domaine de l'astrophysique et de la cosmologie, Jean-Pierre Luminet nous parle des quasars. © Jean-Pierre LuminetDes astres 5 millions de millions de fois plus brillant que le SoleilLa découverte des quasi-stellar radio sources, des « quasar », selon la dénomination proposée en 1964 par l'astrophysicien d'origine chinoise Hong-Yee Chiu, a commencé à partir de 1963 lorsque Maarten Schmidt, un astronome néerlandais, publiait avec son collègue John Beverly Oke dans le journal Nature les résultats des observations qu’ils avaient réalisées en utilisant notamment la technique des occultations. Ils cherchaient à déterminer la contrepartie optique d’une source radio puissante découverte quelques années auparavant par un autre astronome, Allan Sandage. La source avait été baptisée 3C 273, ce qui veut dire qu’elle était le 273e objet du troisième catalogue de Cambridge recensant les sources radio.L’article de Schmidt et Oke fut un coup de tonnerre dans le ciel de l’astrophysique et de la cosmologie. L’analyse spectrale de l’astre qu’ils avaient identifié dans le visible dans la constellation de la Vierge révélait des lignes d’émission de l’hydrogène fortement décalées vers le rouge. Cela signifiait que ce qui apparaissait comme une étoile se situait en dehors de la Voie lactée, mais surtout à une distance cosmologique.Image optique du quasar 3C 273, le plus lumineux jamais observé,obtenue avec le télescope spatial Hubble. Le quasar réside au cœur d’une galaxie elliptique géante de la constellation de la Vierge, à une distance d'environ 2,5 milliards d'années-lumière. Un jet de matière provenant des régions centrales de la galaxie est visible à gauche de l'image. © CNRS, ESA, Hubble & NasaEn effet, 3C 273 se trouvait à plus de 2,4 milliards d’années-lumière de notre Galaxie, ce qui veut dire que pour être observable à une telle distance proprement cosmologique, ce qui se présentait comme une étoile devait être d’une luminosité absolument prodigieuse, dépassant les 5 millions de millions de fois celle du Soleil, ou présenté d’une autre façon, était équivalente à celle de 1.000 fois les centaines de milliards d’étoiles de notre Voie lactée !Cela signifie que 3C 273 semblerait presque aussi brillant dans le ciel que le Soleil s'il était situé à la place de l'étoile Pollux, à environ 10 parsecs soit une trentaine d'années-lumière seulement.Les quasars et la cosmologieCette découverte d’une quasi-stellar radio source démontrait que l’univers était différent dans le passé, et donc évoluait. Ceci n’était pas possible dans le cadre du modèle cosmologique standard de l’époque, selon lequel, bien qu’en expansion, l’univers devait apparaître inchangé pour tous ses observateurs, quelle que soit leur position dans le temps. En revanche, l’existence de 3C 273 était en parfait accord avec la théorie du Big Bang, puisque celle-ci prévoyait que si l’on observait des objets à des distances suffisamment grandes, on remontait de plus en plus loin dans le passé et l’histoire d’un univers en évolution. Il était donc normal d’observer à des milliards d’années-lumière un univers dont l’aspect diffère de celui qu'il avait il y a seulement quelques dizaines de millions d’années, donc dans l'environnement proche de la Voie lactée.Les galaxies sont-elles nées d'un trou noir ? Les quasars, ces trous noirs supermassifs au cœur des galaxies, sont-ils à l'origine de la naissance des étoiles avant de les avaler ? Premier épisode d'une collection de documentaires Web sur l'astrophysique au XXIe siècle. Réalisateur : Pierre-François Didek (Karamoja Productions). Directeur de collection : Vincent Minier (laboratoire AIM Paris-Saclay). © AstrophysiqueTV, Dailymotion Les astrophysiciens ont très tôt cherché à comprendre la nature de ces astres qui, bien que libérant d’énormes quantités d’énergie, semblaient être de petite taille. On a d’abord pensé qu’il pouvait s’agir d’énormes étoiles dominées par les effets de la relativité générale avant d’envisager assez rapidement qu’il pouvait s’agir de trous noirs supermassifs accrétant d’importantes quantités de gaz.Dans le bestiaire des astres relativistes que l’on commençait à explorer sérieusement pendant les années 1960, certains, comme Igor Novikov et Yuval Ne'eman, ont même proposé que les quasars étaient en fait des trous blancs. C’est-à-dire soit des régions de l’univers dont l’expansion au moment du Big Bang avait été retardée (hypothèse des lagging core) soit l’autre extrémité de trous de vers éjectant la matière qu’ils avaient absorbé sous forme de trous noirs dans une autre partie du cosmos voire dans un autre univers.

Quasar

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

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Des [popupdefinition id=12722]trous noirs supermassifs[/popupdefinition] contenant quelques millions &agrave; quelques milliards de [popupdefinition id=15213]masses[/popupdefinition] solaires existent au c&oelig;ur de presque toutes les grandes [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition]. Ils peuvent accr&eacute;ter de la [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] qui forme alors un tore et un [popupdefinition id=3819]disque d'accr&eacute;tion[/popupdefinition] autour de ces [popupdefinition id=851]astres[/popupdefinition] compacts qui sont en rotation et d&eacute;crits par une solution des [popupdefinition id=375]&eacute;quations[/popupdefinition] d'[popupbiographie id=205]Einstein[/popupbiographie] que l'on appelle la m&eacute;trique de Kerr. La mati&egrave;re dans le disque de rotation peut s'&eacute;chauffer au point d'&ecirc;tre ionis&eacute;e, de sorte qu'un [popupdefinition id=2871]plasma[/popupdefinition] est produit, ce qui s'accompagne de la naissance de courants et de [popupdefinition id=3880]champs &eacute;lectriques[/popupdefinition] et, bien s&ucirc;r, de [popupdefinition id=3878]champs magn&eacute;tiques[/popupdefinition].Les observations du [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] Alma ont permis de v&eacute;rifier l'existence de forts champs magn&eacute;tiques qui, selon des lignes de champs, cr&eacute;dibilise le fameux mod&egrave;le de Blandford Znajek expliquant les jets et le rayonnement &eacute;lectromagn&eacute;tique des trous noirs supermassifs. Ceux-ci peuvent parfois accr&eacute;ter tellement de mati&egrave;re qu'ils deviennent tr&egrave;s brillants et apparaissent donc comme des [popupdefinition id=305]quasars[/popupdefinition]. Cette vue d'artiste illustre ce ph&eacute;nom&egrave;ne.&copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition], L. Cal&ccedil;ada

Un trou noir supermassif au centre d'une galaxie

Grandeur vectorielle E, à l'origine des forces électriques (force de Coulomb). Unité : volt par mètre (V.m-1). 
Le champ électrique est une notion qui remonte aux travaux de Coulomb (1785), c'est le champ de force associé à une charge électrique unité. Il dérive du potentiel électrique. 
Le champ électrique est couplé au champ magnétique par les équations de Maxwell et de Lorentz (champ électromagnétique).

Champ électrique

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

Le plasma sanguin est un composant essentiel du sang, constituant plus de la moitié du volume total du sang chez les humains.Le plasma en biologiePartie liquide du sang qui représente environ 55 % de son volume. Le plasma est composé d'eau et contient des lipides (graisses), des hormones, des facteurs de coagulation et plus d'une centaine de protéines dont la principale est l'albumine.Les fonctions du plasma sanguinLe plasma sanguin, qui est le principal composant du sang, joue un rôle fondamental dans le fonctionnement global de l'organisme. Composé principalement d'eau, il transporte une variété d'éléments vitaux tels que les protéines plasmatiques, les cellules sanguines et les substances nutritives à travers le corps. Les fonctions clés du plasma incluent la distribution efficace des nutriments et de l'oxygène vers les cellules et les organes, tout en facilitant l'élimination des déchets métaboliques.En outre, le plasma assure le maintien de l'équilibre ionique, jouant ainsi un rôle crucial dans la régulation de la pression osmotique. De plus, il joue un rôle central dans le processus de coagulation sanguine, essentiel pour stopper les saignements en cas de blessure. En transportant les anticorps et les cellules immunitaires, le plasma sanguin est également essentiel pour la défense immunitaire de l'organisme contre les infections et les maladies.De quoi est composé le plasma sanguin ?Principalement composé d'eau, le plasma contient également une gamme variée d'éléments essentiels tels que les protéines plasmatiques, les électrolytes, les nutriments et les déchets métaboliques. Les protéines plasmatiques, telles que l'albumine, les globulines et les facteurs de coagulation, jouent un rôle crucial dans le maintien de la pression osmotique, le transport des nutriments et la défense immunitaire. Les électrolytes, tels que le sodium, le potassium et le calcium, sont vitaux pour équilibrer les ions et réguler l'activité cellulaire. En transportant les nutriments tels que le glucose, les acides aminés et les lipides, le plasma sanguin assure l'approvisionnement énergétique des cellules et des tissus du corps. Enfin, le plasma contient également des déchets métaboliques tels que l'urée et le dioxyde de carbone, qui sont éliminés par les organes excréteurs.Les vertus du plasma sanguinLe plasma sanguin possède de nombreuses vertus bénéfiques pour la santé et le bien-être. Le plasma est en effet indispensable à la coagulation sanguine, permettant de stopper les saignements en cas de blessure, et il joue un rôle central dans la défense immunitaire en transportant les anticorps et les cellules immunitaires. Grâce à sa composition riche en protéines, il aide à maintenir la pression osmotique et l'équilibre ionique, contribuant ainsi à la régulation du volume sanguin et de la tension artérielle. Par ailleurs, le plasma sanguin est également beaucoup utilisé dans la médecine pour produire des produits sanguins thérapeutiques tels que le plasma frais congelé, qui aide à traiter certaines maladies et soigner des blessures.

Plasma

Physicien américain d'origine allemande, Albert Einstein a changé par sa théorie fondamentale de la relativité, la conception humaine du temps, de l'espace et de l'univers, bouleversant la pensée scientifique et philosophique."La Science sans la religion est boiteuse ; la religion sans la science est aveugle." Einstein a exposé un jour sa conviction personnelle en ces termes, puis il a précisé : "Une personne religieuse est croyante en ce sens qu'elle ne doute absolument pas de l'existence des finalités supra personnelles qui n'exigent ni n'admettent aucun fondement rationnel." Dans son existence, il n'a fait place ni aux prières ni à l'adoration. Pourtant il a été animé par la foi profonde, sans fondement rationnel, qu'il restait des lois de la Nature à découvrir. Il a consacré sa vie à leur découverte.Biographie d'Albert EinsteinAlbert Einstein est souvent cité comme l'un des scientifiques les plus influents du XXe siècle. Ses travaux continuent d'aider les astronomes à tout étudier, des ondes gravitationnelles à l'orbite de Mercure. L'équation du scientifique qui a contribué à expliquer la relativité spéciale E = mc² est célèbre même parmi ceux qui ne comprennent pas sa physique sous-jacente. Einstein est également connu pour sa théorie de la relativité générale (une explication de la gravité), et l'effet photoélectrique (qui explique le comportement des électrons dans certaines circonstances) ; ses travaux sur ce dernier lui ont valu un prix Nobel de physique en 1921.Einstein a également tenté en vain d'unifier toutes les forces de l'univers dans une seule théorie, ou une théorie de tout, sur laquelle il travaillait encore au moment de sa mort.Les premières années d'EinsteinEinstein est né le 14 mars 1879 à Ulm, en Allemagne, une ville qui compte aujourd'hui un peu plus de 120 000 habitants. Il y a une petite plaque commémorative à l'endroit où se trouvait sa maison (elle a été détruite pendant la Seconde Guerre mondiale). La famille a déménagé à Munich peu après sa naissance, puis en Italie lorsque son père a eu des problèmes pour gérer sa propre entreprise. Le père d'Einstein, Hermann, dirigeait une usine électrochimique et sa mère Pauline s'occupait d'Albert et de sa jeune sœur, Maria.Einstein écrira dans ses mémoires que deux "merveilles" ont profondément marqué ses premières années, selon Hans-Josef Küpper, un spécialiste d'Albert Einstein. Le jeune Einstein a rencontré sa première merveille, une boussole à l'âge de 5 ans : il était mystifié que des forces invisibles puissent dévier l'aiguille. Cela allait le conduire à une fascination de toute une vie pour les forces invisibles. La deuxième merveille est venue à l'âge de 12 ans, lorsqu'il a découvert un livre de géométrie qu'il vénérait, l'appelant son "saint livre de géométrie".Contrairement à la croyance populaire, le jeune Albert était un bon étudiant. Il excellait en physique et en mathématiques, mais était un élève plus "modéré" dans d'autres matières, a écrit Küpper sur son site web. Cependant, Einstein se rebelle contre l'attitude autoritaire de certains de ses professeurs et abandonne l'école à 16 ans. Il a ensuite passé un examen d'entrée à l'École polytechnique fédérale de Zurich, et bien que ses performances en physique et en mathématiques aient été excellentes, ses notes dans d'autres domaines étaient médiocres, et il n'a pas réussi l'examen. Le physicien en herbe a suivi des cours supplémentaires pour combler ses lacunes en matière de connaissances. Il a été admis à l'École polytechnique fédérale suisse en 1896 et, en 1901, il a reçu son diplôme d'enseignant de physique et de mathématiques. Cependant, Einstein ne trouve pas de poste d'enseignant et commence à travailler dans un bureau des brevets à Berne en 1901. C'est là que, entre deux analyses de demandes de brevet, il a développé ses travaux sur la relativité spéciale et d'autres domaines de la physique qui l'ont ensuite rendu célèbre.En 1903, Einstein a épousé Mileva Maric. Leurs enfants, Hans Albert et Eduard, sont nés en 1904 et 1910. Einstein divorce de Maric en 1919 et épouse peu après Elsa Löwenthal. Löwenthal meurt en 1933.Faits marquants de sa carrièreLa carrière d'Einstein l'a envoyé dans de nombreux pays. Il obtient son doctorat à l'université de Zurich en 1905, puis devient professeur à Zurich (1909), à Prague (1911) et de nouveau à Zurich (1912). Ensuite, il s'installe à Berlin pour devenir directeur de l'Institut de physique de l'Empereur Wilhelm et professeur à l'université de Berlin (1914). Il devient également citoyen allemand. Une validation majeure du travail d'Einstein a lieu en 1919, lorsque Sir Arthur Eddington, secrétaire de la Royal Astronomical Society, dirige une expédition en Afrique qui mesure la position des étoiles pendant une éclipse solaire totale. Le groupe a découvert que la position des étoiles était décalée en raison de la courbure de la lumière autour du soleil. Einstein est resté en Allemagne jusqu'en 1933, date à laquelle le dictateur Adolf Hitler a pris le pouvoir. Le physicien a alors renoncé à sa citoyenneté allemande et s'est installé aux États-Unis pour devenir professeur de physique théorique à Princeton. Il devient citoyen américain en 1940 et prend sa retraite en 1945.Einstein est resté actif dans la communauté des physiciens tout au long de ses dernières années. En 1939, il écrivit une lettre au président Franklin D. Roosevelt pour l'avertir que l'uranium pouvait être utilisé pour une bombe atomique. Vers la fin de sa vie, Einstein s'engage dans une série de débats privés avec le physicien Niels Bohr sur la validité de la théorie quantique. Les théories de Bohr ont tenu la route, et Einstein a par la suite intégré la théorie quantique dans ses propres calculs. Livres
Fondements de la théorie de la relativité restreinte et généralisée - 1916
Quatre conférences sur la théorie de la relativité - 1921
Pourquoi la guerre ? (avec Freud) - 1933
Comment je vois le monde - 1934
Einstein : les vies d'Albert, de Vincenzo Barone 2017 Editions De Boeck Supérieur
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Albert Einstein

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

Télescope

Le terme équation nous vient du latin « aequatio » signifiant « égalité ». Ainsi une équation correspond à une égalité soumise à conditions, qui se vérifie en spécifiant certains paramètres indéterminés. Pour prendre un exemple simple, une équation est une égalité du type a + b = 3, avec a, b des entiers. L’équation est vérifiée pour a = 1 et b = 2. Mais elle ne l’est pas pour a = 1 et b = 3. Résoudre une équation revient justement à déterminer les valeurs que peuvent prendre les variables pour que l’égalité soit vérifiée.Une équation peut aussi permettre de décrire des figures géométriques. L’équation d’un cercle s’écrit par exemple x2+y2 = R2 où R est le rayon du cercle en question. Dans un repère cartésien, un problème de géométrie devient alors un problème d’analyse et l’on parle de géométrie analytique. Ainsi considérant les coordonnées d’un point, il devient facile de déterminer si oui ou non il se trouve sur le cercle.Les mathématiciens ne sont pas les seuls à aimer les équations. © EtiAmmos, FotoliaLes équations en chimie et en physiqueLes chimistes manipulent également des équations. Une équation chimique se pose pour traduire la transformation d’atomes ou de molécules au cours d’une réaction chimique. On parle aussi d’équations bilans. Chaque atome est alors représenté par son symbole et le signe « = » est remplacé par des flèches symbolisant le sens de la transformation. Une équation chimique doit être équilibrée. Car selon le principe de conservation de la masse, aucun atome ne peut ni disparaître ni se créer, seules les combinaisons diffèrent.De leur côté, les physiciens utilisent des équations pour exprimer les propriétés du monde qui nous entoure. Ainsi l’équation des gaz parfaits — qui s’écrit PV = nRT où P correspond à la pression, V au volume, n à la quantité de matière, T à la température absolue et R à la constante universelle des gaz parfaits — a été posée pour décrire le comportement des gaz réels à basse pression. Et l’une des plus célèbres équations au monde est celle découverte par Albert Einstein : E=mc2. Traduite en français, elle signifie qu’une particule – isolée et au repos dans un référentiel – jouit d’une énergie de masse E qui est égale au produit de sa masse m par le carré de la vitesse de la lumière dans le vide c.

Équation

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[popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 3783 est une [popupdefinition id=37]galaxie spirale barr&eacute;e[/popupdefinition] situ&eacute;e &agrave; environ 30 millions d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition], dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Centaure. Elle contient un noyau actif dont l'[popupdefinition id=15884]&eacute;nergie[/popupdefinition] provient d'un [popupdefinition id=12722]trou noir supermassif[/popupdefinition] d'environ 8,7 millions de [popupdefinition id=15213]masses[/popupdefinition] solaires qui accr&egrave;te de la [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] en formant un tore riche en poussi&egrave;res. Les [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] pensaient que c'&eacute;tait l'unique origine du rayonnement [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] intense produit par des poussi&egrave;res dans les [popupdefinition id=5011]noyaux actifs de galaxies[/popupdefinition], mais les observations obtenues en effectuant de la [popupdefinition id=4409]synth&egrave;se d'ouverture[/popupdefinition] par [popupdefinition id=2513]interf&eacute;rom&eacute;trie[/popupdefinition] avec le [popupdefinition id=2147]VLTI[/popupdefinition] de l'observatoire de Paranal&nbsp;au Chili, ont montr&eacute; qu'il n'en &eacute;tait rien.Comme l'illustre cette image d'artiste, une partie de ce rayonnement provient aussi de courants de poussi&egrave;res plus froides qui s'&eacute;l&egrave;vent au-dessus du tore et qui proviennent donc en quelque sorte des r&eacute;gions polaires au-dessus du trou noir supermassif. Ces poussi&egrave;res ont probablement &eacute;t&eacute; &eacute;ject&eacute;es par le rayonnement produit par le processus d'[popupdefinition id=13177]accr&eacute;tion[/popupdefinition] de mati&egrave;re autour du trou noir en rotation et qui s'accompagne de processus magn&eacute;tohydrodynamiques complexes &agrave; l'origine de la [popupdefinition id=1976]luminosit&eacute;[/popupdefinition] des [popupdefinition id=305]quasars[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition], M. Kornmesser

L'environnement du trou noir supermassif de la galaxie NGC 3783

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 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

Les Noyaux Actifs de Galaxies, en anglais AGN (Active Galactic Nucleus), sont des noyaux de galaxies particulièrement lumineux et qui doivent donc être le siège de processus de productions d’énergies sous forme de rayonnement à différentes longueurs d’ondes particulièrement importants.
La galaxie NGC 1365 vue dans le visible avec le VLT, et en rayons X avec Chandra révèle un AGN, cliquez pour agrandir (Crédit : ESO/VLT et NASA/CXC).
On parle en général de trois grandes classes d’AGN :
les radiogalaxies ;les galaxies de Seyfert ;les quasars.
Il s’agirait en fait d’un seul et même objet, à savoir un trou noir central supermassif de plusieurs millions à plusieurs milliards de masses solaires, accrétant de la matière et observé selon différents angles sur Terre.
Les radiogalaxies 
Ce sont des galaxies d'apparence ordinaire, plutôt des galaxies elliptiques géantes ou des galaxies lenticulaires, mais qui émettent puissamment dans le domaine radio. Le rayonnement émis peut être des centaines de fois plus puissant que celui des galaxies dites normales mais l’on connaît par exemple le cas de la source baptisée Cygnus A, qui est un million de fois plus brillante que notre Galaxie. Une caractéristique importante des radiogalaxies est la présence, parfois à des milliers d’années–lumières du trou noir central, de deux lobes où est concentré l’essentiel de l’émission radio. Il s’agit de l'extrémité de jets de matière expulsés à très grande vitesse par le trou noir.
Les galaxies de Seyfert 
Il s’agit plutôt ici de galaxies spirales observées la première fois en 1943 Karl Seyfert. On peut citer les galaxies NGC 1410 dans la constellation de l’Eridan et M 77 dans celle de la Baleine. Elles sont plus lumineuses que la moyenne des galaxies non seulement en radio mais aussi dans le visible.
Les quasars
Découvert au début des années 60, ce sont des objets très lointains, particulièrement actifs et nombreux il y a plus d’un milliard d’années. Le trou noir central des galaxies était alors copieusement alimenté en gaz, notamment à cause des collisions entre galaxies plus fréquente qu’aujourd’hui. Une classe particulière de quasar est celle des blazars (en anglais to blaze veut dire flamboyer) dont l’AGN BL Lacertae est l’exemple typique. Dans le modèle unifié des AGN, il s’agirait du jet de matière d’un quasar dirigé dans notre direction.
Le modèle unifié des AGN, selon l'angle d'observation on voit différent AGNCrédit : Prof. H. E. (Gene) Smith

Noyau actif de galaxie

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

Méthode utilisant des éléments rayonnants ou collecteurs de petite dimension répartis sur une grande surface et dont on combine de manière cohérente les signaux pour obtenir une résolution équivalente à celle d'une antenne ou d'un télescope qui aurait la même grande surface.

Synthèse d'ouverture

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

Infrarouge

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

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

L’interférométrie est la science et la technique de superposition de deux ou plusieurs ondes, appelées ondes d’entrées, qui créent par conséquent une onde nouvelle et différente. Celle-ci peut être utilisée pour explorer les différences entre deux ondes initiales d’entrée. L’interférométrie est une technique de mesure ou d’observation utilisant des interférences.L’interférence étant un phénomène général des ondes, l’interférométrie s’applique à de nombreux domaines d’applications. Parmi eux, on retrouve l’astronomie, les fibres optiques, la métrologie optique, l’océanographie, la sismologie ou encore la mécanique quantique.L’une des premières utilisations de l’interférométrie a été la célèbre expérience de Michelson-Morley en 1887, le premier américain ayant gagné un prix Nobel de Sciences. Il a démontré l’inexistence de l’éther de lumière, en fournissant les premiers tests expérimentaux. De nos jours, des interféromètres similaires à celui de Michelson sont construits dans de grandes installations et à grande échelle afin de détecter les ondes gravitationnelles, qui sont une conséquence de la théorie de la relativité générale.Quels sont les principes de l’interférométrie ?En tant que technique optique utilisée en astronomie, elle consiste à combiner la lumière de différents récepteurs, télescopes ou antennes radio, pour obtenir une image de plus haute résolution. Cette technique est surtout utilisée en radioastronomie, et est plus difficile à mettre en œuvre sur des longueurs d’onde plus courtes. La raison principale est la précision mécanique plus élevée requise lors de l’utilisation de longueurs d’onde plus faibles. Il existe aujourd’hui d’ambitieux projets d’interféromètres optiques à grande échelle combinant les rayons lumineux de grands télescopes terrestres, comme l’interféromètre Keck à Hawaï et le VLTI (Very Large Telescope Interferometer) au Chili.Dans tous les cas, le principe physique utilisé est que deux ondes lumineuses, qui coïncident en phase, s’amplifient.

Interférométrie

Le terme d’accrétion est utilisé dans différents domaines scientifiques, mais on le rencontre surtout en astrophysique et en géologie. Il désigne la constitution et l'accroissement d'un corps, d'une structure ou d'un objet par apport ou agglomération de matière, généralement en surface ou en périphérie de celui-ci. Toujours dans ce sens, il est utilisé aussi en médecine et en météorologie.
Le plus souvent, le terme d’accrétion s'emploie pour décrire la formation d’un disque de gaz et parfois aussi de poussières autour d’un astre, en général compact comme une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir dans un système binaire. Ce dernier est constitué d’une étoile dont de la matière est arrachée par les forces de marée de l’astre compact, et qui forme alors un disque d’accrétion en tombant sur cet astre.
Les trous noirs sont parmi les objets les plus opaques de l'univers. Heureusement, ils sont aussi parmi les plus attractifs, et c'est par leur pouvoir d'attraction démesuré que nous pouvons les détecter. Les trous noirs géants sont les ogres les plus monstrueux du zoo cosmique, mais ils ne sont pas des armes de destruction massive. Les jets de matière qu'ils produisent auraient contribué à allumer les premières étoiles et à former les premières galaxies. Hubert Reeves et Jean-Pierre Luminet, spécialistes en cosmologie contemporaine, répondent à toutes vos questions. Pour en savoir plus, visitez www.dubigbangauvivant.com. © Groupe ECP, YouTube
Divers processus conduisent à l’échauffement de ce disque d’accrétion, qui se met à rayonner dans le domaine des rayons X dans le cas d’un trou noir ou d’une étoile à neutrons, révélant leur présence. Lorsque l’on a affaire à une naine blanche, l&#146;ajout de matière peut lui faire atteindre la masse de Chandrasekhar, ce qui provoque une explosion et l’occurrence d’une supernova SN Ia. Les quasars sont des trous noirs supermassifs accrétant d'énormes quantités de gaz.
On parle d’accrétion en astrophysique aussi lorsque l’on décrit la croissance par coalescence des grains de poussière dans un disque protoplanétaire, suivie de la croissance des planétésimaux et des planètes par capture gravitationnelle de gaz, poussières et petits corps célestes.
L’accrétion, ou formation de la croûte océanique
En géologie, le terme d’accrétion est souvent employé, mais pas uniquement, pour décrire la formation de la croûte océanique par remontée de magma au niveau d’une dorsale médio-océanique.
En médecine, le terme d’accrétion peut par exemple désigner la formation de calculs biliaires ou urinaires.
En météorologie, l'accrétion désigne le grossissement d'un hydrométéore (l’aspect sous lequel se présente l'eau sous forme solide ou liquide dans l'atmosphère) rencontrant une goutte d'eau en surfusion, qui gèle au moment de l'impact.

Accrétion

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

Luminosité

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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Les [popupdefinition id=62]trous noirs[/popupdefinition] sont souvent pr&eacute;sent&eacute;s comme des [popupdefinition id=851]astres[/popupdefinition] destructeurs d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] mais parfois, ils favorisent leur cr&eacute;ation en provoquant indirectement l'[popupdefinition id=6515]effondrement[/popupdefinition] gravitationnel de [popupdefinition id=14525]nuages[/popupdefinition] de [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition], en les percutant avec leurs jets de [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition]. C'est ce qu'ont montr&eacute; les observations men&eacute;es avec le VLT&nbsp;(Very Large Telescope) de l'[popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition] &agrave; l'observatoire de Paranal, au Chili. Elles concernaient une collision de deux [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition] situ&eacute;es &agrave; environ 600 millions d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] (illustration ci-dessus). En regardant de plus pr&egrave;s, les [popupmetier id=8]astrophysiciens[/popupmetier] ont vu des &eacute;toiles nouveau-n&eacute;es dans les jets de mati&egrave;re issus du [popupdefinition id=12722]trou noir supermassif[/popupdefinition] au c&oelig;ur de l'une de ces galaxies.&copy; ESO, M. Kornmesser

Des étoiles nées au sein de jets issus de trous noirs supermassifs

Scientifique en recherche fondamentale, l’astrophysicien cherche à comprendre les mécanismes, la formation et l’évolution de l’Univers ainsi que des objets qui le constituent. À l'origine sous-branche de l'astronomie, le métier est de plus en plus confondu avec celui d'astronome. Traditionnellement, l'astronomie consiste à étudier le mouvement et la position des objets célestes, tandis que l'astrophysique considère ses propriétés physico-chimiques. Ces distinctions ne se vérifient plus vraiment aujourd'hui. Pour cela, il prend comme objet d’étude les planètes, les étoiles, le Système solaire, les galaxies, les trous noirs, les nébuleuses, la matière noire, etc., et s’intéresse à leur formation, à leur position dans l’espace ou encore à leur composition. Pour étudier ces phénomènes, il utilise notamment de nombreux instruments de mesure perfectionnés tels les télescopes, les satellites ou encore les sondes spatiales, et fait appel à des modèles informatiques afin de simuler et interpréter les résultats de ses observations. L’astrophysicien peut se spécialiser aussi bien sur une discipline ou un objet d’étude que sur une technique de travail. De nombreuses spécialités existent en effet en astrophysique : les étoiles, les galaxies, les planètes, la matière noire, la physique solaire, l’astrochimie, l’astrobiologie, la cosmologie, sont autant de domaines d'étude possibles.D’un point de vue professionnel, l’astrophysicien peut s’orienter vers trois spécialisations : l’observation, la théorie et l’instrumentalisation.S’il se consacre à l’observation, l’astrophysicien cherchera à récolter, étudier et interpréter les données recueillies par le biais de ses observations. Il va ainsi chercher à tester, confirmer ou déterminer de nouvelles théories. L’astrophysicien rédige et publie ensuite des articles scientifiques afin de partager ses découvertes avec les experts du monde entier.S’il se consacre à la théorie, l’astrophysicien va se concentrer sur le développement de modèles théoriques afin d’expliquer la formation, le mouvement et les propriétés des astres. Ils regardent ensuite si ces modèles collent aux observations. S’il travaille comme ingénieur instrumentaliste, l’astrophysicien doit alors concevoir ou faire progresser d’un point de vue technologique les instruments d'observation et de mesure astronomiques tels que les télescopes ou ceux présents à bord de missions spatiales.Découvrez les meilleures offres de formation dès maintenantLes principales compétences et qualités à avoir L’astrophysicien est polyvalent et doit faire preuve de multiples compétences et qualités :maîtriser les outils informatiques et les instruments de mesure ;avoir des connaissances pluridisciplinaires en physique, mathématiques, chimie et informatique ;maîtriser l’analyse statistique ;savoir analyser, modéliser et interpréter les données des observations ;maîtriser l’anglais oral et écrit ;rédiger et publier ses résultats de recherches ;participer à des colloques internationaux ;savoir travailler en équipe ;faire une veille scientifique et technologique ;être rigoureux, organisé, passionné et avoir le sens de l’observation.L’astrophysicien utilise des télescopes et des instruments ultra-puissants pour observer les astres et les plus grandes structures de l'univers. © F. Kamphues, ESO Les conditions de travailL’astrophysicien partage son temps de travail entre observation et analyse en laboratoire. Il peut être amené à se déplacer régulièrement et loin de son lieu d’habitation, avec des horaires très étendus. Il participe également à de nombreux colloques internationaux afin de partager et de prendre connaissances de nouvelles découvertes avec les astrophysiciens du monde entier. Il peut exercer dans le secteur public, dans un observatoire ou dans certaines grandes entreprises privées du secteur spatial. Comment devenir astrophysicien ?Un bac + 8 est exigé pour pouvoir devenir astrophysicien. Voici quelques formations possibles :Master Physique fondamentale et sciences pour l’ingénieur, spécialité Astronomie, astrophysique, ingénierie spatiale ;Master Physique fondamentale et sciences pour l’ingénieur, spécialité Dynamique des systèmes gravitationnels ;Master Astronomie, astrophysique et ingénierie spatiale ;Doctorat en astrophysique. Le salaire d’un astrophysicien Son salaire va dépendre de son lieu d’exercice, en fonction du secteur public et du privé. En moyenne, voici les salaires d’un astrophysicien en fonction de son statut :En moyenne, un astrophysicien débutant gagne entre 1500 et 1900 euros bruts par mois.En tant que maître de conférences, un astrophysicien gagne entre 2100 et 2500 euros bruts par mois.En tant que professeur des universités sa rémunération est comprise entre 3200 et 6600 euros bruts par mois.En tant que chargé de recherche au CNRS, l’astrophysicien gagne entre 1900 et 4200 euros bruts mensuels du début à la fin de sa carrière.En tant que directeur de recherche, il perçoit une rémunération comprise entre 3200 et 7400 euros bruts par mois.Dans le secteur privé, le salaire moyen se situe autour des 2700 euros bruts par mois mais peut atteindre les 6000 euros bruts mensuels selon le poste occupé et l’ancienneté. Les perspectives d’évolution d’un astrophysicien Selon son poste de départ, un astrophysicien pourra évoluer vers des postes de professeur des universités ou de directeur de recherche. Entreprises qui emploient des astrophysiciens CNRS ;observatoire en France et à l’étranger ;universités ;CNES ;Agence spatiale européenne.Accédez aux meilleures offres de formation

Astrophysicien

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

Un effondrement ou un écroulement est une désolidarisation soudaine et brutale d’une structure naturelle (falaise) ou artificielle (mur, bâtiment) avec chute des matériaux. 
Lorsque cet écroulement concerne des roches cohérentes, on peut aussi parler d’éboulement rocheux. 
Le résultat de cette chute, à savoir l’entassement au sol de terre, de rochers ou de matériaux de construction, est appelé éboulement.

Éboulement

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.

11664_des-etoiles-nees-au-sein-de-jets-issus-de-trous-noirs-supermassifs

Vue d'artiste de l'&eacute;ruption d'un [popupdefinition id=12722]trou noir supermassif[/popupdefinition]. [popupdefinition id=15336]Gaz[/popupdefinition] et poussi&egrave;res sont repr&eacute;sent&eacute;s en marron. Ils sont attir&eacute;s par l'&eacute;norme [popupdefinition id=1014]gravit&eacute;[/popupdefinition] du trou noir nich&eacute; au centre d'une [popupdefinition id=38]galaxie elliptique[/popupdefinition].

Éruption d'un trou noir supermassif 1/4

La gravité est un phénomène physique qui se décrit comme l’attraction universelle auxquels sont soumis deux corps possédant une masse ou de l’énergie. La gravité est ainsi l’une des quatre interactions fondamentales, avec l’interaction forte, la force électromagnétique et l’interaction faible. La gravité est cependant la plus faible, elle n’a en effet pas d’influence significative au niveau subatomique. À l’échelle macroscopique, c’est cependant elle qui régit le déplacement des objets dans l’Univers, notamment les planètes, les galaxies et même la lumière.La force gravitationnelle régit le mouvement des planètes mais aussi des galaxies. © Judy Schmidt from USA, Wikimedia Commons, CC by-sa 2.0Principes physiquesLa gravité est généralement bien expliquée par la deuxième loi de Newton, qui dit que deux corps de masse m et m’ s’attirent mutuellement avec une force proportionnelle à leur masse et inversement proportionnelle au carré de la distance qui les sépare :\(F = G{m_1m_2\over r^2}\) où G représente la constante de gravitation universelle.Si cette définition est suffisante pour la plupart des applications, la gravité est cependant plus précisément expliquée par la théorie générale de la relativité. La gravité n’y est alors plus considérée comme une force, mais comme une courbure de l’espace-temps, causée par une distribution inégale des masses. Le phénomène des trous noirs est l’exemple extrême de cette définition : la lumière est attirée par un corps si dense qu’elle ne peut s’échapper.La gravité au jour le jour sur TerreLa gravité désigne plus communément l’attraction gravitationnelle que subissent tous les corps à la surface de la Terre. C’est ainsi la gravité qui donne un poids à chaque objet présent sur Terre et qui fait que chaque objet lancé en l’air retombera inévitablement, sauf si sa vitesse est suffisante pour s’extraire du champ gravitationnel (exemple des fusées).Pour s'extraire de la gravité terrestre, il faut une certaine vitesse. © Alonesdj, Adobe StockLa gravité se représente donc comme un vecteur force dirigé vers le centre de la Terre. Son intensité à la surface de la Planète dépend cependant de la distance par rapport au centre, ce qui explique les infimes variations de gravité que l’on peut observer à la surface de la Terre, celle-ci n’étant pas tout à fait sphérique et possédant du relief. La force du champ gravitationnel est donnée par la valeur de l’accélération des objets étant sous son influence.C’est ainsi que l’on définit une valeur, nommée habituellement g, qui désigne « l’accélération standard due à la gravité », mais qui est souvent abrégée en « valeur de la gravité ». La valeur standard de g à la surface de la Terre est de 9,80665 m/s2. Il faut cependant noter que l’accélération d’un corps à la surface de la Terre est due à l’effet combiné de deux facteurs : la gravité mais aussi la force centrifuge liée à la rotation de la Terre. L’influence de ce deuxième facteur est cependant bien inférieure à celle de la gravité, mais suffit à faire varier d’environ 0,5 % la valeur de g entre les pôles et l’équateur.

Gravité

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.