Le Giant Magellan Telescope ([popupdefinition id=4048]GMT[/popupdefinition]) -- en fran&ccedil;ais, [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] g&eacute;ant Magellan -- sera install&eacute; &agrave; l'observatoire de Las Campanas, au Chili. Sa mise en service est pr&eacute;vue pour 2023. Il se composera de sept [popupdefinition id=1009]miroirs[/popupdefinition] de 8,4 m&egrave;tres de diam&egrave;tre chacun. Sa surface optique totale sera de 24,5 m&egrave;tres de diam&egrave;tre et sa surface collectrice atteindra 368 m2. Sa [popupdefinition id=18289]r&eacute;solution[/popupdefinition] sera 10 fois sup&eacute;rieure &agrave; celle du [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope spatial Hubble[/popupdefinition].&copy; Giant Magellan Telescope, GMTO Corporation CC by-sa 3.0

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Le télescope géant Magellan

Surface optique réfléchissante utilisée dans les réflecteurs (télescope). On distingue le miroir principal qui réfléchit les rayons lumineux vers un miroir secondaire qui renvoie l'image vers l'oculaire. Ces miroirs peuvent être concaves, convexes, sphèriques, paraboliques.

Miroir

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

Télescope

Le GMT ("Greenwich Mean Time" en anglais et "Temps moyen de Greenwich" en français) est l'heure moyenne solaire à l'observatoire de Greenwich en Angleterre (près de Londres).
Le GMT était la référence de temps pour la marine anglaise. Il est considéré comme le Temps Universel depuis 1884. Aujourd'hui, la référence de temps est le Temps Universel Coordonnée (UTC).
On parle aussi du méridien de Greenwich qui sert de méridien d'origine pour la mesure de la longitude.

La résolution est utilisée en informatique pour désigner la densité de pixels d’une image. Elle s’exprime en ppi (pixels per inch) ou ppp (pixels par pouce) lorsqu’il s’agit de l’affichage d’un écran et en dpi (dots per inch) ou PPP (points par pouce) pour le rendu d’une imprimante ou d’un scanner. Les unités françaises étant très proches (ppp pour les écrans et PPP pour les impressions), la confusion est courante.Ne pas confondre « résolution » et « définition »Plus la résolution d’une image est élevée et plus elle apparaîtra détaillée et précise. Mais l’œil humain est limité et perçoit les détails d’une image jusqu’à une résolution maximale qui dépend de la distance à laquelle il se situe du sujet. À 20 cm, la précision maximale de l’œil humain correspond à une résolution de 380 dpi. À 1 m, elle est de 76 dpi et à 10 m, elle descend à 7,6 dpi. En termes mathématiques, on estime que le pouvoir de résolution de la vision humaine est d’environ une minute d’arc. Depuis 2012, Apple crée des produits dont les écrans sont qualifiés de « Retina ». Cela fait référence au fait que la résolution angulaire de ces écrans est proche ou supérieure au pouvoir de résolution de la vision humaine. Depuis, d’autres constructeurs proposent des écrans à la résolution plus élevée, ce qui n’est pas toujours justifié dans la mesure où l’œil est incapable de distinguer la différence.On observe couramment un abus de langage du terme « résolution », qui est utilisé par les fabricants, les vendeurs et les développeurs dans l’expression « résolution d’affichage », exprimée en pixels (par exemple 1920x1080 pour la Full HD). Dans ce cas, c’est le mot « définition » qui devrait être utilisé, pour désigner une quantité totale de pixels. Certains logiciels de graphisme de la suite Adobe utilisent le terme « dimension » d’image, tandis que Microsoft le nomme « largeur de trame ». 

Résolution

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

Télescope spatial Hubble

11725_le-telescope-geant-magellan

Install&eacute; dans le [popupdefinition id=16017]d&eacute;sert[/popupdefinition] du Kalahari, en Afrique du Sud, le Southern African Large Telescope ([popupdefinition id=2465]SALT[/popupdefinition]) -- en fran&ccedil;ais, grand [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] d'Afrique australe -- est actuellement le plus grand t&eacute;lescope optique de l'[popupdefinition id=12813]h&eacute;misph&egrave;re Sud[/popupdefinition]. Cet &laquo; [popupdefinition id=14131]&OElig;il[/popupdefinition] g&eacute;ant de l'Afrique sur l'[popupdefinition id=15239]univers[/popupdefinition] &raquo; poss&egrave;de un [popupdefinition id=1009]miroir[/popupdefinition] primaire hexagonal de 11,1 m&egrave;tres de diam&egrave;tre compos&eacute; de 91 segments hexagonaux d'un m&egrave;tre chacun. L'ensemble est immobile et seul le miroir secondaire se d&eacute;place pour permettre le suivi d'un objet dans la vo&ucirc;te c&eacute;leste. Il est pleinement op&eacute;rationnel depuis 2011. &copy; Janus Brink, Salt

Le grand télescope d’Afrique australe

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

Œil

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

Univers

Transfert d’ADN dénaturé, depuis un gel (agarose par exemple) sur une membrane (nitrocellulose par exemple), où il peut être hybridé avec un acide nucléique complémentaire.
Note : Southern est le nom du chercheur qui a mis au point cette technique. Voir aussi : transfert de protéines. Équivalent étranger : Southern blotting.

Transfert d'ADN

Le South African Large Telescope (Grand Télescope d'Afrique du Sud) sera le plus grand télescope du monde lorsqu'il sera achevé, en novembre 2005, avec un miroir de 11 m de diamètre !

SALT

Le mot « désert » est dérivé du latin desertum et désigne un lieu vaste et inculte, abandonné, livré à la solitude. Cela concerne autant les forêts inoccupées par l’Homme que les espaces secs. Au Moyen Âge, le terme avait une connotation religieuse, associé aux retraites, ermitages, par opposition au monde.
Au XIXe siècle, il s'est défini davantage comme un milieu caractérisé par une absence de végétation et aujourd’hui, toute région de terres émergées marquée par un régime de pluies très faibles rendant difficile voire impossible la vie est considérée comme un désert.
Déserts chauds et déserts froids
Il existe deux types de désert : les chauds et les froids. Ils peuvent être distingués en sous-groupes selon leur degré d’aridité.
Parmi les hyper-arides (moins de 50 mm de précipitations par an) — on parle de désert absolu —, il y a notamment le Sahara, le plus grand des déserts chauds, et le désert de l’Atacama. Viennent ensuite les régions arides (entre 50 mm et 250 mm de précipitations par an) et semi-arides (entre 250 mm et 500 mm de précipitations par an). Tous ces espaces représentent un tiers de la surface de la Terre.

Désert

Le terme « hémisphère sud » peut prendre plusieurs significations en fonction du domaine dans lequel il est utilisé : géographie, astronomie ou géopolitique. 
L’hémisphère sud en géographie 
L’hémisphère sud, ou austral, correspond à la zone géographique s’étendant entre le pôle Sud, son centre, et l’équateur. Il s’agit donc de la moitié inférieure du globe terrestre. Cette caractérisation peut également être employée pour des astres sphéroïdaux ou toutes autres sphères célestes.
Ce territoire est essentiellement marin puisqu’il comporte moins d'un tiers des terres émergées de notre planète. 
L’hémisphère sud en astronomie 
La partie du ciel située au sud de l’équateur céleste peut également être désignée, en astronomie, comme l’hémisphère sud. 
L’hémisphère sud en géopolitique (ou économie)
L’hémisphère sud décrit aussi l’ensemble des pays en voie de développement, par opposition aux contrées industrialisées, l’hémisphère nord.

Hémisphère sud

11727_le-grand-telescope-d-afrique-australe

L'observatoire W. M. [popupdefinition id=4768]Keck[/popupdefinition] (les deux coupoles au centre de la photo) est un des nombreux observatoires install&eacute;s au sommet du Mauna Kea (4.145 m&egrave;tres), &agrave; Hawa&iuml;, au milieu de l'oc&eacute;an Pacifique. Principalement financ&eacute;s par la Fondation du milliardaire William Myron Keck, les [popupdefinition id=971]t&eacute;lescopes[/popupdefinition] Keck I et Keck II ont respectivement &eacute;t&eacute; mis en service en 1993 et 1996. Leur [popupdefinition id=1009]miroir[/popupdefinition] primaire mesure chacun 10 m&egrave;tres de diam&egrave;tre et se compose de 36 segments hexagonaux. Ils sont &agrave; ce jour les t&eacute;lescopes optique et [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] les plus productifs au monde.&Agrave; leur c&ocirc;t&eacute; sur la photo : Subaru, &agrave; gauche, et l'IRTF (Infrared Telescope Facility) de la [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], &agrave; droite.&copy; Vadim Kurland, CC by 2.0

L’observatoire W. M. Keck

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

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

L'observatoire Keck a Hawaï est l'un des observatoires les plus célèbres du monde. Il consiste en deux télescopes jumeaux dotés d'une optique adaptative.Pouvant observer en infra-rouge et dans le visible, c'est le plus grand télescope du monde actuellement. Il fait partie de l'observatoire du Mauna Kea.

Observatoire Keck

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Le Gran Telescopio Canarias (en fran&ccedil;ais, grand [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] des &icirc;les Canaries), parfois surnomm&eacute; GranTeCan, est install&eacute; &agrave; l'observatoire du Roque de los Muchachos (&agrave; 2.400 m&egrave;tres d'altitude), un des meilleurs sites d'observation de l'[popupdefinition id=12782]h&eacute;misph&egrave;re Nord[/popupdefinition]. Son [popupdefinition id=1009]miroir[/popupdefinition] primaire mesure 10,4 m&egrave;tres de diam&egrave;tre. Sa [popupdefinition id=18289]r&eacute;solution[/popupdefinition] est proche de celle du [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope spatial Hubble[/popupdefinition]. &copy; Abel de Burgos CC by-NC 2.0

Le grand télescope des îles Canaries - Photos Futura

Le terme « hémisphère nord » peut prendre plusieurs significations en fonction du domaine dans lequel il est utilisé : géographie, astronomie ou géopolitique.
L’hémisphère nord en géographie
L’hémis...

Hémisphère nord

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

La résolution est utilisée en informatique pour désigner la densité de pixels d’une image. Elle s’exprime en ppi (pixels per inch) ou ppp (pixels par pouce) lorsqu’il s’agit de l’affichage d’un écran ...

Le Gran Telescopio Canarias (en français, le Grand télescope des îles Canaries) est installé sur l’île de La Palma, à 2.396 mètres d’altitude. Inauguré en 2007, il a été financé à 90 % par l’Espagne. 
Ce télescope géant dispose d’un miroir primaire composé de 36 miroirs hexagonaux d’une surface collectrice totale de 75,7 mètres carrés, soit l’équivalent d’un miroir sphérique de 10,40 mètres de diamètre. La lumière collectée est focalisée sur un miroir secondaire puis renvoyée vers un miroir tertiaire qui dirige le faisceau en direction des différents instruments d’analyse : spectrographes et analyseurs dans le domaine visible et infrarouge (Osiris, CanariCam, Elmer et Emir).
Le Grand télescope des Canaries ou GTC. Son miroir primaire mesure 10,4 mètres de diamètre. © J. B. Feldmann
Un télescope doté d'optique active et d'optique adaptative
La partie optique bénéficie de deux systèmes d’optimisation : l’optique active (qui réalise un alignement optimal des trois miroirs en tenant compte de la température, de la gravité et des défauts de construction), et l’optique adaptative, un procédé qui analyse l’agitation atmosphérique plusieurs fois par seconde et déforme légèrement chaque miroir hexagonal en temps réel afin de corriger les effets néfastes de la turbulence.
L’ensemble du télescope est supporté par une monture altazimutale. Une coupole de 32 mètres de diamètre climatisée abrite le GTC. 
Futura-Sciences vous invite à découvrir la galerie photo du GTC.

Grand télescope des Canaries

Surface optique réfléchissante utilisée dans les réflecteurs (télescope). On distingue le miroir principal qui réfléchit les rayons lumineux vers un miroir secondaire qui renvoie l'image vers l'oculai...

Le grand télescope des îles Canaries

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Anciennement E-ELT, pour European Extremely Large Telescope, l'[popupdefinition id=2464]ELT[/popupdefinition] (Extremely Large Telescope) de l'[popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition] devrait recevoir sa premi&egrave;re [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] en 2024. Actuellement en [popupdefinition id=17955]construction[/popupdefinition] au sommet du Cerro [popupdefinition id=17185]Amazones[/popupdefinition] (3.046 m&egrave;tres), une montagne voisine du Cerro Paranal o&ugrave; est install&eacute; le [popupdefinition id=2147]VLT[/popupdefinition] (Very Large Telescope), l'ELT sera dot&eacute; d'un [popupdefinition id=1009]miroir[/popupdefinition] primaire de 39 m&egrave;tres de diam&egrave;tre (1.116 m2 se surface collectrice) qui en fera le plus grand [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] optique et proche [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] du monde. Pas moins de 798 miroirs de 1,4 m&egrave;tre de diam&egrave;tre seront assembl&eacute;s pour composer le miroir primaire. Malgr&eacute; ses 2.800 tonnes, la structure qui portera l'ensemble permettra des pointages avec une pr&eacute;cision de 1 [popupdefinition id=304]seconde d'arc[/popupdefinition].&copy; ESO CC by 4.0

Le télescope géant européen ou ELT

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.

La seconde d’arc correspond à une unité de mesure d’un angle. Son symbole est ’’, mais on peut également la noter arcsec. On l’emploie pour mesurer de très petits angles. Lorsque plus de précision est nécessaire, il est possible d’utiliser, devant l’expression seconde d’arc, les mêmes préfixes que pour les unités SI. Ainsi il existe des millisecondes d’arc, microsecondes d’arc ou encore des nanosecondes d’arc.La seconde d’arc est définie par rapport au degré. En géométrie, on peut en effet diviser le cercle en 360 parties égales que l’on nomme degré (°). Lorsque la mesure doit se montrer plus précise, il faut faire appel aux sous-unités du degré. La première d’entre elles est la minute d’arc (’). Comme une heure se divise en 60 minutes, un degré se divise en 60 minutes d’arc. Et comme une minute se divise en 60 secondes, une minute d’arc se divise aussi en 60 secondes d’arc. Ainsi entre le degré et la seconde d’arc, il existe un facteur 3.600, comme entre l’heure et la seconde. Notez que par le passé, la seconde d’arc était divisée en 60 tierces d’arc, elles-mêmes divisées chacune en 60 quartes d’arc.Depuis la Terre, le diamètre apparent de Jupiter est de l’ordre de 40 secondes d’arc. © allexxandarx, FotoliaLa seconde d’arc en pratiqueUne seconde d’arc correspond à la taille apparente d’un ballon de basket situé à 50 kilomètres de l’observateur. Par comparaison, la Lune et le Soleil présentent un diamètre apparent d’environ 30 minutes d’arc soit 1 demi-degré ou 1.800 secondes d’arc.Les astronomes utilisent une unité de longueur définie en fonction de la seconde d’arc : le parsec, contraction de parallaxe-seconde. Le parsec correspond à la distance à laquelle une unité astronomique — comprenez la distance moyenne entre la Terre et le Soleil — sous-tend une seconde d’arc. Ainsi un parsec équivaut à 3,2616 années-lumière.À la surface de la Terre, une seconde d’arc correspond à environ 31 mètres et une minute d’arc à 1.852 mètres. Et une minute d’arc ainsi parcouru donne la valeur d’un mille marin international. Une valeur qui a été fixée par convention, la rotondité de la Terre n’était pas parfaite.

Seconde d'arc

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.

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

Lumière

Les liants utilisés en maçonnerie diffèrent de ceux entrant dans la composition des peintures et vernis. En construction, on utilise deux grandes familles de liants : aériens ou hydrauliques. Les liants des peintures et vernis sont constitués de macromolécules (polymères) d’origine naturelle ou synthétique.Les liants de maçonneriePoudreux ou pâteux, ils se distinguent par leur mode de durcissement ou de prise. Les liants aériens sont essentiellement de la chaux calcique (CL) ou dolomitique (DL). À base de roches calcaires, ils sont hydratés (éteints) après cuisson à une température avoisinant 900 °C. Ils durcissent lentement, au contact de l’air uniquement.Un mortier de chaux aérienne et de sable, pour le jointoiement ou l’enduisage, durcit toujours de l’extérieur vers l’intérieur. © BCB TradicaOn distingue plusieurs types de liants hydrauliques. Le ciment et le plâtre durcissent (se pétrifient) en réaction avec l’eau servant à homogénéiser le mélange. Selon leur composition, la prise est rapide, demi-lente ou lente. La chaux hydraulique naturelle (NHL) présente la particularité de durcir au contact de l’eau d’abord, puis de l’air.Bloc "Le saviez-vous ?"Les liants pour peintures et produits assimilésAssurant la fixation au support, le liant permet à la peinture ou au vernis de durcir par évaporation de son solvant ou par polymérisation. Les liants d’origine naturelle proviennent du règne animal (caséine, œuf, colle de peau…), minéral (argile, chaux…) ou végétal (argile, fécule de pomme de terre, gomme arabique, huile de carthame…). Les liants synthétiques sont des résines dérivées du caoutchouc, de la cellulose, des résines plastiques diluables à l’eau (acryliques, alkydes, uréthanes, vinyliques…) ou au white-spirit (glycérophtaliques, polyesters…). Une peinture ou vernis peut combiner plusieurs liants afin d’améliorer certaines caractéristiques : tendu ou durcissement du feuil, par exemple.Patine murale d’aspect soyeux associant une sous-couche acrylique blanche et une finition sablée métallisé, chacune en phase aqueuse. Un temps de séchage de huit heures est nécessaire entre les deux applications. © Maison Déco

Liant

L’Amazone est un fleuve d’Amérique du Sud. Il prend sa source au Pérou, dans la cordillère des Andes, puis se jette dans l’océan Atlantique au nord du Brésil, au niveau de l’équateur. Sur son parcours de plus de 6.000 km de long, il traverse trois pays : le Pérou, la Colombie et le Brésil. Il se dispute le titre de plus long fleuve du monde avec le Nil, qu’il devancerait d’une centaine de kilomètres.
L’Amazone multiplie les records. Transportant en moyenne un volume de 209.000 m3 d’eau par seconde, c’est le fleuve au débit le plus élevé au monde. Il collecte les eaux de plus de 1.000 affluents et représente à lui seul environ 20 % de l’eau douce déversée dans les océans par les fleuves de la planète. Par ailleurs, le bassin amazonien est le plus vaste du monde.
Le fleuve Amazone draine une surface de plus de 6 millions de km2 qui occupe 40 % de l’Amérique du Sud. © Kmusser, Wikimedia Commons
L’exploration d’un fleuve riche en biodiversité
Le fleuve est entouré de la forêt amazonienne, trésor de biodiversité et foyer de nombreux peuples indigènes depuis des millénaires. Les Européens, plus précisément les Espagnols, ne découvrent l’Amazone qu’en 1500. Après quoi, la première exploration de l’Amazone a lieu en 1541-1542 lorsque Francisco de Orellana et son expédition descendent le fleuve depuis sa source jusqu’à l’embouchure. 
L’Amazone présente plusieurs couleurs. La rencontre des eaux claires de la partie supérieure de l’Amazone avec les eaux foncées du Rio Negro en aval offre un spectacle exceptionnel. Enfin, l’Amazone abrite une faune particulièrement riche. Y vivent plusieurs milliers d’espèces de poissons, des crabes, des tortues, des amphibiens, des piranhas, sans oublier l’anaconda et le dauphin rose d’Amazonie, aussi appelé Boto.

Amazone

Aujourd'hui, les télescopes terrestres optiques ont des miroirs de plus ou moins 10 mètres. Seul le South African Large Telescope dispose d'un miroir de plus de 10 m (11 m). Cette génération de télescopes a pris son essor en 1948 avec la mise en service d'un télescope de 5 m sur le Mont Palomar en 1948. Depuis, les astronomes n'ont jamais cessé d'agrandir leurs miroirs pour collecter toujours plus de lumière. Parmi d’autres grands télescopes, on peut citer le GTC (Gran Telescopio Canarias) avec un miroir de 10,4 m de diamètre, ainsi que les Keck 1 et 2 dotés chacun d'un miroir 10 m de diamètre.Bienvenue dans l'ère des hypertélescopesEn mode interférométrique, des observatoires sont capables de créer des miroirs encore plus grand. C’est le cas du VLT (Very Large Telescope) qui recrée l'équivalent d'un miroir de 16,4 m de diamètre et atteint le pouvoir de résolution d'un télescope de 200 m de diamètre, en combinant ses quatre unités de 8,2 m. Vient ensuite le LBT (Large Binocular Telescope), dont les deux miroirs combinés sont équivalents à un miroir de 11,8 m. Les Keck 1 et 2 sont également conçus pour fonctionner ensemble par interférométrie, permettant alors d'atteindre la résolution angulaire équivalente à celle d'un miroir de 85 mètres de diamètre.Vue en coupe du futur télescope TMT de 30 mètres de diamètre (Thirty Meter Telescope) en cours de construction sur à Mauna Kea sur l'île d'Hawaï. © TMT Consortium, M3 Engineering Les télescopes terrestres de prochaine génération sont d’ores et déjà en cours de construction et disposeront de miroirs encore plus de grands. De 30 à 40 mètres selon le projet. Initialement, ces futurs Extremely Large Telscopes (ELT) devaient être encore beaucoup plus grands avec des miroirs de 50 à mètres de diamètre ! Pour des raison de couts et de difficultés technologies, ces ELT gigantesques ne verront probablement jamais le jour sur Terre. Cependant, si l'un d'eux devait être construit, ils le sera sur la Lune et vraisemblablement installé sur la face caché.Les miroirs de ces très grands télescopes ne sont évidemment pas construit d’un seul tenant. Il sont constitué d'une mosaïque de plusieurs segments. Cette segmentation est la seule technique connue aujourd'hui capable de réaliser un miroir primaire de plusieurs dizaines de mètres de diamètre.L’optique 2.0 des futurs télescopes géants arriveAinsi, le miroir primaire de 39 m du E-ELT de l’ESO, actuellement en cours de construction au Chili, sera constitué de 798 segments hexagonaux (petits miroirs de 1,4 m). En plus de ce miroir primaire, l’E-ELT se composera, d'un miroir secondaire de 4,2 m de diamètre, de deux autres miroirs plus petits de 3,8 m et 2,4 m puis d'un dernier de forme elliptique de 2,6 x 2,1 m. Autre exemple, le Thirty Meter Telescope International Observatory sera doté d’un miroir miroir de 30 mètres constitué de 492 segments de 1,4 m. Il sera également de deux autres miroirs dont le secondaire aura un diamètre de 3 m. Le troisième projet en cours de construction, est celui télescope géant Magellan. Sa conception diffère des deux autres. Plutot que de le doter d’un seul miroir, le consortium GTM ( Giant Magellan Telescope) a opté pour un miroir principal constitué de sept miroirs de 8,4 m distincts. Ce télescope géant, dont la construction a également débuté sera capable de fournir une résolution spatiale équivalente à un miroir primaire de 24,5 m de diamètre et une surface collectrice équivalente à celle d'un miroir de 21,4 m.Le télescope géant Magellan, en cours de construction sur le site de l'Observatoire de Las Campanas, au Chili. © GMTO Corporation, M3 EngineeringDes avancées considérables attendues dans tous les domaines de l'astronomieCette rupture technologique aura des implications considérables dans la recherche astronomique en raison de ces nouvelles capacités d'observations du ciel. Des avancées significatives sont attendues dans tous les domaines de l’astronomie, des objets du Système solaire jusqu'au fin fond de l'Univers observable !Le principal objectif des télescopes géants est de voir les premières étoiles et galaxies qui se sont formées quelques centaines de millions d'années après le Big Bang (il y a 13,7 milliards d'années). C'est fondamental pour comprendre la formation et l'évolution des galaxies et de l’univers dans son ensemble. Ces premières étoiles que l'on suppose très massives, dites de population III, auraient brillé pendant un bref laps de temps (de l'ordre de un à quelques millions d'années chacune). Aujourd'hui disparues, elles sont peut-être à l'origine des sursauts gamma très lointains.Concrètement, les astronomes seront en mesure de détecter et caractériser des exoplanètes de la taille de la Terre, d'étudier l'horizon des trous noirs, voir les premières galaxies et isoler les étoiles des galaxies bien au-delà de l'Amas local. Les astronomes espèrent ainsi étudier l'environnement des étoiles en formation et ouvrir de nouvelles fenêtres sur la sortie des Âges sombres, cette période de l'histoire de l'univers qui débute après la diffusion du rayonnement cosmique et avant la formation des premières structures lumineuses, à partir de 200 millions d'années après le Big-Bang. Les ELT seront capables d'observer les premiers objets de l’Univers, c'est-à-dire formées quelques cent millions d'années après le Big Bang et s’ils émettent dans les longueurs d’ondes du visible.

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Le Thirty Meter Telescope ou TMT -- le [popupdefinition id=971]T&eacute;lescope[/popupdefinition] de trente m&egrave;tres, en fran&ccedil;ais -- sera, comme son nom l'indique, un t&eacute;lescope g&eacute;ant de 30 m&egrave;tres de diam&egrave;tre. Appartenant &agrave; la nouvelle g&eacute;n&eacute;ration des [popupdefinition id=3709]titans[/popupdefinition] domin&eacute;e par l'[popupdefinition id=2464]ELT[/popupdefinition], le TMT devrait &ecirc;tre construit aux c&ocirc;t&eacute;s des t&eacute;lescopes g&eacute;ants de l'ancienne g&eacute;n&eacute;ration, sur le Mauna Kea &agrave; Hawa&iuml;. Son [popupdefinition id=1009]miroir[/popupdefinition] primaire r&eacute;unira 492 segments. Sa surface collective sera 10 fois plus importante que celle de ses futurs voisins [popupdefinition id=4768]Keck[/popupdefinition].&copy; TMT Observatory Corporation

Le télescope de trente mètres ou TMT

Titan (Saturne VI) a été découvert par Huygens en 1655. Sa période de révolution est de 16 jours. 
Titan possède une atmosphère opaque qui nous empêche d'apercevoir le sol. La pression atmosphérique au sol doit être de 1,5 bar (1,5 fois la pression atmosphérique terrestre au niveau de la mer).
La sonde Huygens s'est posée à sa surface le 14 janvier 2005. Elle a permis de prendre des photos exceptionnelles et de commencer à percer les secrets de ce satellite de Saturne.

Titan

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Le Large Binocular Telescope (LBT), ou grand [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] binoculaire, est install&eacute; au sommet du mont Graham, en Arizona, &agrave; 3.200 m&egrave;tres d'altitude. Il a re&ccedil;u sa premi&egrave;re [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] le 26 octobre 2005. Sa particularit&eacute; est de poss&eacute;der deux grands [popupdefinition id=14131]yeux[/popupdefinition] ouverts sur le cosmos de 8,4 m&egrave;tres de diam&egrave;tre chacun, plac&eacute;s c&ocirc;te &agrave; c&ocirc;te sur la m&ecirc;me monture. Ce dispositif conjugu&eacute; &agrave; une optique adaptative permet &laquo; une [popupdefinition id=18289]r&eacute;solution[/popupdefinition] angulaire &eacute;lev&eacute;e, un fond thermique faible et une sensibilit&eacute; exceptionnelle pour la d&eacute;tection d'objets faibles &raquo;.&copy; Large Binocular Telescope Observatory

Le grand télescope binoculaire

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Le Very Large Telescope ou [popupdefinition id=2147]VLT[/popupdefinition] -- en fran&ccedil;ais, le Tr&egrave;s grand [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] -- est un observatoire plac&eacute; au sommet du Cerro Paranal (2.635 m&egrave;tres), au Chili, qui se compose de quatre t&eacute;lescopes de 8,2 m&egrave;tres de diam&egrave;tre chacun : Antu, Kueyen, Melipal et Yepun. Entr&eacute; en service le premier, Antu re&ccedil;ut sa premi&egrave;re [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] en 1998. Quatre t&eacute;lescopes auxiliaires de 1,8 m&egrave;tre de diam&egrave;tre accompagnent l'ensemble. Lorsqu'ils unissent tous leur lumi&egrave;re, ils deviennent le VLTI, un [popupdefinition id=323]interf&eacute;rom&egrave;tre[/popupdefinition] g&eacute;ant. Son acuit&eacute; est alors jusqu'&agrave; 25 fois plus grande que pour un t&eacute;lescope unitaire.&copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition], G. Brammer CC by 4.0

Le Very Large Telescope ou VLT

Un interféromètre est un instrument permettant de former et d’étudier des franges d’interférence. Il repose sur l'interférométrie.
Il existe plusieurs grandes architectures d’interféromètres.
Les interféromètres permettent de créer des interférences d’ondes électromagnétiques, comme le font ici des pierres lancées à l’eau. © geralt, Pixabay, DP
Principe de l'interféromètre de Michelson : laser et ondes gravitationnelles
L’interféromètre de Michelson divise la lumière qu’il reçoit en plusieurs faisceaux qui suivent alors des trajets aux longueurs différentes. Ils sont ensuite recombinés pour former des franges d’interférence.
Ce type d’interféromètre a permis de montrer que l'éther (notion physique) n’existe pas. Ligo et Virgo, qui ont participé à la détection d’ondes gravitationnelles, sont des exemples d'interféromètres de Michelson.
 Ça y est, des ondes gravitationnelles ont été détectées. Ces fluctuations de l’espace-temps proviennent de la fusion de deux trous noirs d’environ 30 fois la masse de notre Soleil. Découvrez dans cette vidéo comment les scientifiques de Ligo ont pu effectuer ces premières mesures. © Ligo
Interféromètre : interférences et fentes de Young
L’interféromètre de Young — interférences à division du front d’onde — est constitué de plusieurs trous (fentes de Young) par lesquels la lumière passe avant de former des franges. Ce type d’interféromètre et ses dérivés servent à tester des aspects fondamentaux de la physique, comme la dualité onde-corpuscule, ou à mesurer la vitesse de particules dans un fluide, par exemple.
Le Very Large Array (VLA) est un radio-interféromètre situé au Nouveau-Mexique (États-Unis). Il est constitué de 27 antennes paraboliques. © Hajor, Wikipédia, CC by-sa 3.0
Interféromètre de Fabry-Pérot
L’interféromètre de Fabry-Pérot forme une cavité optique dans laquelle la lumière effectue de nombreux allers-retours. Après chaque réflexion, une partie de la lumière sort de la cavité. Les rayons sortants forment alors des anneaux d’interférence. Ce type d’interféromètre permet, entre autres, dans le domaine de la spectroscopie, de séparer des longueurs d’onde très voisines.
Astronomie : l'interféromètre optique
En astronomie, on appelle « interféromètre », un instrument composé de plusieurs télescopes (interféromètre optique à longue base) ou radiotélescopes. Ce type d’interféromètre, lorsqu’il est optique, fonctionne dans le spectre visible ou infrarouge. Objectif : obtenir un pouvoir de résolution plus important que celui d’un télescope unique.
Des interféromètres pour la météo
L’interféromètre atmosphérique de sondage infrarouge (Iasi) est monté sur le satellite météorologique MetOp-A. Il fournit des observations qui permettent de restituer des profils de température et de vapeur d’eau, des concentrations de constituants atmosphériques, ainsi que des caractéristiques des nuages, des surfaces (émissivités et températures) et des aérosols.

Interféromètre

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Baade et Clay sont les deux [popupdefinition id=971]t&eacute;lescopes[/popupdefinition] de Magellan construits &agrave; l'observatoire de Las Campanas au Chili. Nomm&eacute;s en r&eacute;f&eacute;rence &agrave; Walter Baade et Landon Clay, ils mesurent chacun 6,5 m&egrave;tres de diam&egrave;tre.&copy; Jan Skowron CC by-sa 3.0

Les télescopes de Magellan

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Photo prise sur le site de l'observatoire de Paranal au Chili, &agrave; plus de 2.600 m&egrave;tres d'altitude. Sur ce site loin de la fureur et du bruit du monde, nul doute qu'on s'y sent compl&egrave;tement envahi par le ciel &eacute;toil&eacute;. Au premier plan, le quatri&egrave;me [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] auxiliaire de 1,8 m&egrave;tre de diam&egrave;tre qui appartient au grand VLTI (Very Large Telescope Interferometer).&laquo; Les cieux &agrave; Paranal font partie des plus sombres que j'ai jamais photographi&eacute;s, avait d&eacute;clar&eacute; Jos&eacute; Francisco Salgado. J'adore photographier les observatoires et &agrave; Paranal. C'est incroyable comment on peut encore voir uniquement avec la [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] des [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] et du [popupdefinition id=16414]zodiaque[/popupdefinition] ! &raquo;&copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition], Jos&eacute; Francisco Salgado

Le ciel du Paranal au-dessus de l’un des télescopes auxiliaires du VLT

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

Le zodiaque est une zone de la sphère céleste parallèle à l’écliptique dans laquelle se situe le mouvement apparent du Soleil.
Un observateur sur Terre voit le Soleil, les planètes et la Lune se déplacer dans la bande du zodiaque car tous semblent bouger dans le même plan de l’écliptique. La bande du zodiaque s’étend environ à 8° de latitude de part et d’autre du plan de l’écliptique.
Étymologiquement, le terme « zodiaque » vient d’un mot grec qui signifie « cercle des petits animaux », car les constellations du zodiaque sont souvent des animaux (bélier, poissons, lion…). 
Différences entre le zodiaque en astronomie et en astrologie
L'écliptique traverse treize constellations. En astrologie, le zodiaque est toutefois divisé en douze zones de 30° associées aux douze signes du zodiaque : Bélier, Taureau, Gémeaux, Cancer, Lion, Vierge, Balance, Scorpion, Sagittaire, Capricorne, Verseau et Poissons. Pour les astrologues qui rédigent des horoscopes, une personne née lorsque le Soleil apparaît dans une constellation donnée (par exemple, celle du Bélier entre le 21 mars et le 20 avril) sera de ce signe astrologique. À cause du phénomène de précession des équinoxes, il existe aujourd’hui environ un mois de décalage entre le signe du zodiaque d'une période donnée et la constellation où s'observe le Soleil.
Du point de vue astronomique, le Soleil traverse une treizième constellation située entre le Scorpion et le Sagittaire : le serpentaire (Ophiuchus). Le zodiaque au sens des astronomes n’est donc pas le même que celui des astrologues.

Zodiaque

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Signifiant &laquo; &acirc;me &raquo; en espagnol, Alma est l'acronyme de Atacama Large Millimeter/submillimeter Array -- en fran&ccedil;ais, le grand r&eacute;seau d'antennes millim&eacute;trique-submillim&eacute;trique de l'Atacama. Il s'agit d'un vaste r&eacute;seau de 66 antennes implant&eacute; sur le haut plateau de Chajnantor au Chili. Le r&eacute;seau principal comporte 50 antennes de 12 m&egrave;tres de diam&egrave;tre qui compose un [popupdefinition id=323]interf&eacute;rom&egrave;tre[/popupdefinition]. Un petit r&eacute;seau de 4 antennes de 12 m&egrave;tres de diam&egrave;tre et de 12 antennes de 7 m&egrave;tres de diam&egrave;tre le compl&egrave;te. Sa [popupdefinition id=18289]r&eacute;solution[/popupdefinition] peut &ecirc;tre 10 fois sup&eacute;rieure &agrave; celle du [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope spatial Hubble[/popupdefinition].&copy; DR

Alma, le grand réseau d’antennes millimétrique-submillimétrique de l’Atacama

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Anciennement One Hectare Telescope (1HT), l'Allen Telescope Array (ATA) est un r&eacute;seau de &laquo; Large Number of Small Dishes &raquo; ou LNSD (en fran&ccedil;ais, un grand nombre de petites assiettes) au service des [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] et aussi du programme Seti. Situ&eacute; &agrave; l'observatoire de Hat Creek dans le Parc national volcanique de Lassen, au nord de la Californie, il se compose de 42 antennes de 6,1 m&egrave;tres de diam&egrave;tre. Il comptera &agrave; terme 350 antennes pour une surface collectrice totale de 10.000 m&egrave;tres carr&eacute;s. Paul Allen, le cofondoteur de Microsoft en est le principal m&eacute;c&egrave;ne.&copy; Bruce Fingerhood CC by-NC 2.0

Le Allen Telescope Array

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

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Le Karl G. Jansky Very Large Array ou plus couramment le Very Large Array (VLA) -- en fran&ccedil;ais, le tr&egrave;s grand r&eacute;seau -- est un r&eacute;seau de 27 antennes paraboliques mobiles de 25 m&egrave;tres de diam&egrave;tre chacune situ&eacute; au Nouveau-Mexique, &Eacute;tats-Unis. Elles sont dispos&eacute;es en Y (deux axes de 21 km et un de 19 km) et leurs donn&eacute;es combin&eacute;es offrent la [popupdefinition id=18289]r&eacute;solution[/popupdefinition] d'un [popupdefinition id=991]radiot&eacute;lescope[/popupdefinition] g&eacute;ant de 36 kilom&egrave;tres de diam&egrave;tre.&copy; Gord McKenna CC by-NC 2.0

Le Very Large Array ou VLA

Instrument astronomique qui sert à recevoir les ondes radioélectriques émises par des sources célestes. Comme un télescope optique, il récolte l'énergie en provenance de l'objet étudié et la concentre en un point où elle est révélée par un système récepteur puis, successivement, amplifiée, analysée et enregistrée. Les radiotélescopes ont un pouvoir de résolution beaucoup plus bas que celui des télescopes optiques correspondants. C'est pourquoi on a tenté de construire des radiotélescopes d'un diamètre toujours plus grand. Pour augmenter ce pouvoir de résolution, on a eu aussi recours à des méthodes interférométriques, ou bien on a utilisé des instruments très éloignés mais reliés à un seul récepteur.

Radiotélescope

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Avec ses 305 m&egrave;tres de diam&egrave;tre, [popupdefinition id=19105]Arecibo[/popupdefinition] fut jusqu'en 2016, le plus grand [popupdefinition id=991]radiot&eacute;lescope[/popupdefinition] t&eacute;lescope au monde. Construite dans une d&eacute;pression, l'antenne, immobile, se composait&nbsp;de quelque 38.778 panneaux d'[popupdefinition id=14515]aluminium[/popupdefinition] perfor&eacute;s. Le r&eacute;cepteur, suspendu &agrave; 150 m&egrave;tres au-dessus d'elle, &eacute;tait&nbsp;quant &agrave; lui mobile via 18 c&acirc;bles. Arecibo &eacute;tait&nbsp;entr&eacute; en service en 1963. Endommag&eacute; par le passage de l'[popupdefinition id=3581]ouragan[/popupdefinition] Maria, en septembre 2017, puis par la rupture d'un c&acirc;ble auxiliaire, en ao&ucirc;t 2020, ouvrant&nbsp;une entaille d'environ 30 m&egrave;tres de long sur la parabole du r&eacute;flecteur du&nbsp;radiot&eacute;lescope, il s'est d&eacute;finitivement effondr&eacute; le 1er d&eacute;cembre 2020 : des c&acirc;bles se sont rompus&nbsp;au sommet de l'une des trois tours du&nbsp;radiot&eacute;lescope. La plate-forme r&eacute;ceptrice de 900 tonnes est tomb&eacute;e&nbsp;sur le r&eacute;flecteur, 120 m&egrave;tres plus bas. Cr&eacute;ant une vive &eacute;motion dans la communaut&eacute; scientifique, l'&eacute;v&eacute;nement a soulev&eacute; un [popupdefinition id=8690]&eacute;lan[/popupdefinition] pour&nbsp;<a href="https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/radiotelescope-radiotelescope-arecibo-pourrait-renaitre-cendres-84986/" title="Le radiot&eacute;lescope d'Arecibo pourrait rena&icirc;tre de ses cendres">la reconstruction d'Arecibo</a>&nbsp;qui est d&eacute;sormais envisag&eacute;e. &copy; Jirka Matousek CC by-NC 2.0

Le géant Arecibo

Des feuilles alimentaires aux cadres de certains vélos, l’aluminium est partout dans la vie quotidienne. C’est aussi le métal le plus abondant dans la croûte terrestre.
Généralités
Symbole : AlNuméro atomique : 13Électrons par niveau d’énergie : 2, 8, 3Masse atomique : 26,98 uIsotopes les plus stables : 27Al stable avec 14 neutrons (100 %)Série : métal pauvreGroupe, période, bloc : 13 (IIIA), 3, pDensité : 2,7Point de fusion : 660 °CPoint d’ébullition : 2.519 °C
Historique de l’aluminium
Les recherches d’Humphry Davy sur l’alun (alumen en latin) en 1807 lui font postuler la présence d’un métal autre que le sodium et le magnésium dans sa composition, qu’il baptise « aluminium ». Hans Christian Ørsted en isole une forme impure en 1825, puis Friedrich Wöhler l’isole sous forme de poussière grise. Il met aussi en évidence les propriétés de cet élément.
Propriétés de l’aluminium
Métal mou et léger, l'aluminium est néanmoins résistant avec un aspect gris mat. Celui-ci provient d'une mince couche d’oxydation (cinq à dix nanomètres) qui se forme spontanément quand il est exposé à l’air. Cette couche empêche la corrosion de progresser dans des conditions normales.
À la différence de la plupart des métaux, il est utilisable même s’il est oxydé en surface. D'ailleurs, sans cette couche d’oxyde, il serait inadapté à la plupart de ses applications. L'anodisation permet d’augmenter artificiellement l’épaisseur de cette couche d’oxydation, afin d'accroître la protection et de décorer les pièces (par coloration de la couche d’oxyde). Contrairement à l’aluminium qui est un très bon conducteur, l’oxyde d’aluminium est un excellent isolant.
La densité de l’aluminium est trois fois plus faible que celle de l’acier ou du cuivre. Deuxième métal le plus malléable et sixième plus ductile, l'aluminium est facilement usiné ou moulé. Il est paramagnétique et ne provoque pas d’étincelles. L’aluminium devient transparent dans les ultraviolets extrêmes quand il est bombardé par un laser à électrons libres.
Utilisation de l’aluminium
La légèreté et la bonne conductivité thermique et électrique de l'aluminium en font le deuxième métal le plus utilisé après le fer, aussi bien en tonnage qu'en valeur. On ajoute au métal pur fragile et mou d'autres éléments comme le cuivre ou le silicium pour former des alliages aux utilisations variées : automobile, emballage, construction, électronique, feux d'artifice, etc.
Aluminium et toxicité
L’aluminium peut s’avérer neurotoxique dans certaines situations. Les personnes exposées à l’aluminium, par exemple à la suite d’une dialyse, peuvent être sujettes notamment à des troubles du système nerveux central ou des troubles de la mémoire. On note aussi que les cellules cérébrales des patients atteints d’Alzheimer affichent une concentration en aluminium très supérieure à la normale.

Aluminium

Le radiotélescope Arecibo, nom le plus communément utilisé pour nommer le National Astronomy and Ionosphere Center, désigne un observatoire terrestre situé à Arecibo, à Porto Rico. Il s’est effondré le 1er décembre 2020.Cet observatoire a été construit en 1963 sur un site protégé des interférences électromagnétiques du monde moderne. Il se composait d’une immense antenne parabolique bâtie au sol, de 305 mètres de large, au-dessus de laquelle était suspendu un très lourd ensemble d’instruments de 900 tonnes, à 140 mètres de haut. Sa surface collectrice était constituée de 38.778 panneaux d’aluminium, ce qui offrait une surface collectrice de 73.000 m2. Il pouvait fonctionner sur une gamme de fréquence s’étendant de 300 MHz à 10 GHz. Il était également utilisé comme émetteur, notamment pour l’étude des astéroïdes dont il s’était fait une spécialité.Jusqu’en septembre 2016, Arecibo était le plus grand instrument de ce type. À cette date, la Chine a mis en service le radiotélescope Fast (Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope). Avec un diamètre de 500 mètres, il est le plus plus grand radiotélescope du monde. À ce jour, il n’existe aucun projet de radiotélescope de plus de 500 mètres.Le 1er décembre dernier, le radiotélescope d'Arecibo (Porto Rico) s'est effondré. Cet observatoire qui fonctionnait depuis près de 60 ans, a notamment été utilisé pour communiquer avec d'hypothétiques extraterrestres. © 2020 Planet Labs, Inc.Une icône de la pop-cultureFrank Drake, connu pour son équation qui permet d’estimer le nombre de civilisations extraterrestres détectables dans la Voie lactée, a utilisé Arecibo pour envoyer à d’hypothétiques extraterrestres une carte qui indiquerait l'emplacement de la Terre dans l’espace.Par ses avancées scientifiques dans de nombreux domaines de l’astronomie (exoplanètes, sursauts d’ondes radios, ondes gravitationnelles, pulsars…) et ses apparitions dans plusieurs séries et films (X-Files, James Bond…), cet observatoire est devenu une icône scientifique et culturelle.Fin décembre 2020, le gouverneur de Porto Rico a annoncé une enveloppe de 8 millions de dollars pour aider à la reconstruction de l’observatoire. La Fondation nationale des Sciences (NSF), propriétaire de l’observatoire, a également indiqué souhaiter sa réhabilitation.

Arecibo

Sont désignés par le terme d’ouragan deux phénomènes météorologiques distincts, tous deux bien identifiables et très violents mais de nature physique nettement différente.
Irma, José : que signifie la catégorie d'un ouragan ?
L’ouragan est le nom générique attribué à un cyclone tropical dans deux régions des zones tropicales et subtropicales : ce sont d’un côté l’Atlantique nord, le golfe du Mexique, l’est du Pacifique nord et les zones côtières attenantes (dont l’archipel des Antilles), et de l’autre le sud-est de l’océan Indien — entre l’Indonésie et l’Australie —, le Pacifique sud et les zones côtières attenantes (dont la Nouvelle-Calédonie et la Polynésie française).
Ouragan et tempêtes tropicales
Et d’autre part, en dehors des zones tropicales et subtropicales, l’ouragan est, au sens courant, une tempête très violente suscitant des vents dont les vitesses moyennes atteignent au minimum 118 km/h.
Cyclone, ouragan, typhon : quelles sont les différences ?
En fait, l’usage de cette seconde signification s’est peu à peu imposé en Europe concurremment à celle de cyclone tropical, du fait de la dénomination du plus violent des vents de tempête, qui a toujours prêté à confusion : en météorologie marine, en effet, on appelle ouragan tout vent repéré dans l’échelle Beaufort par des vitesses moyennes atteignant ou dépassant la force 12, soit 64 nœuds ou 118 km/h. La prévision d’un ouragan donne alors lieu à l’émission d’un avis d’ouragan.

Ouragan

Élan (Linnaeus 1758) - Alces alces
Ordre : ArtiodactylaFamille : CervidaeSous-famille : CapreolinaeGenre : AlcesTaille : 1,80 à 2,50 m (hauteur au garrot 2,00 m – envergure des bois 1,60 m)Poids : 350 à 700 kgLongévité : 15 à 20 ans
Statut de conservation UICN : LC préoccupation mineure
Description de l’élan
L'élan ou orignal est le plus grand représentant de la famille des cervidés. Son corps est haut perché sur des pattes longues et fines, terminées par des sabots larges et palmés qui l'empêchent de s'enfoncer dans la vase, la neige et les tourbières. Ses membres lui permettent de se déplacer aisément dans l'eau et de franchir les abattis ou les ronciers. Le mâle est deux fois plus lourd que la femelle et hormis ses impressionnants bois plats et palmés, il s'en distingue par une sorte de poche de peau pendant sous le cou, que l'on appelle barbe ou cloche. Sa tête est allongée et son museau large est pourvu d'une lèvre supérieure charnue. Il arbore une bosse graisseuse entre les épaules. Le pelage estival présente toutes les tonalités de brun, parfois très sombre, tandis que le poil d'hiver est plus grisâtre. La partie ventrale et les pattes sont grisées.
Élan mâle. © United States Federal Government - domaine public
Habitat de l’élan
L'élan occupe la forêt boréale ou mixte et la toundra de l'hémisphère nord, aussi bien en Europe, qu'en Asie, qu'au Canada et en Alaska. Il fréquente également les rives des lacs et des cours d'eau, ainsi que les marécages où il trouve une partie de sa nourriture en été. Les forêts jeunes lui procurent une nourriture plus abondante et un meilleur abri contre le vent et le froid.
Comportement de l’élan
L'élan est un animal solitaire plutôt placide en règle générale, mais il peut devenir dangereux en période de rut. Il est capable de charger sans prévenir et a déjà été observé en plongée, en train de vouloir renverser des canoës en les soulevant à l'aide de ses bois. De même, après les mises bas, les femelles ne laissent personne approcher leur progéniture à moins de 25 mètres. Il est actif tôt le matin et en fin de journée avant la tombée de la nuit. Malgré sa masse et l'envergure de ses bois, c'est un animal discret qui évolue sur un territoire d'une dizaine d'hectares. Il peut atteindre 55 km/h à la course et franchir de larges cours d'eau à la nage. Des petits groupes peuvent se former en hiver pour être plus forts face aux prédateurs que sont les loups.
Élan femelle. © Derek Ramsey - GNU FDL Version 1.2
Reproduction de l’élan
La période de reproduction a lieu en automne durant les mois de septembre et d'octobre, et c'est la femelle qui choisit le mâle en l'attirant par ses cris. La période de gestation dure environ huit mois et la femelle met bas un seul petit en général. Celui-ci sera écarté à la naissance suivante. L'animal atteint sa maturité sexuelle entre 1 et 2 ans.
Élan femelle et son petit. © Oliver Abels - GNU FDL Version 1.2
Régime alimentaire de l’élan
L'élan se nourrit de végétaux divers : herbes, plantes aquatiques qu'il peut brouter en maintenant la tête sous l'eau, jeunes branches, feuilles et écorces. Il peut compléter ses menus par des champignons, de la mousse et du lichen. Il trouve plus facilement sa nourriture sur les buissons et les jeunes arbres qui sont à sa hauteur et profite des zones où les castors ont recépé (couper près du sol) les arbres. Les rejets qui croissent à ces endroits sont plus vigoureux et contiennent davantage d'éléments nutritifs.
Élan femelle. © Daniel Mayer - GNU FDL Version 1.2
Menaces sur l’élan
L'élan, dont il existe sept sous-espèces, ne fait pas l'objet d'un statut de menace. Bien que règlementée, sa chasse est autorisée.

Élan

11751_le-geant-arecibo

L'observatoire priv&eacute; du mont [popupdefinition id=4769]Palomar[/popupdefinition], au nord de San Diego, en Californie, a abrit&eacute; le plus grand [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] du monde entre 1949, date de sa mise en service, et 1975. Le t&eacute;lescope Hale (du nom de l'[popupmetier id=7]astronome[/popupmetier] George Ellery Hale), de 5,08 m&egrave;tres de diam&egrave;tre, fut le g&eacute;ant de la deuxi&egrave;me moiti&eacute; du XXe si&egrave;cle gr&acirc;ce auquel les astronomes firent de grandes d&eacute;couvertes cosmologiques. Toujours en activit&eacute;, il participe notamment &agrave; la traque des ast&eacute;ro&iuml;des [popupdefinition id=876]g&eacute;ocroiseurs[/popupdefinition] depuis 2001.&copy; Mike Peel CC by-sa 4.0

L’observatoire du mont Palomar

Se dit des astéroïdes dont l’orbite approche ou croise celle de la Terre. La langue anglaise distingue les deux cas, par deux expressions : respectivement EGA et ECA (Earth-Grazing Asteroids et Earth-Crossing Asteroids). En français existe le terme de géofrôleur, peu utilisé, qui correspond donc à EGA.
Le nombre de géocroiseurs (au sens large) de plus d’un kilomètre est estimé à un peu plus d’un millier. Avec cette taille, une collision avec la Terre aurait des conséquences dévastatrices à l’échelle de la planète et de toute la biosphère. Ces astéroïdes dangereux peuvent être détectés avec les techniques actuelles et font l’objet d’observations nombreuses depuis ces dernières années. Les astronomes pensent en avoir aujourd’hui repéré les neuf dixièmes.
 Depuis quelques années, les scientifiques étudient la menace possible des géocroiseurs pour notre planète. À l’image du scénario de l’extinction des dinosaures, ces astéroïdes sont-ils une menace pour la vie sur Terre ? Futura-Sciences a interviewé Jean-Pierre Luminet, astrophysicien de renom afin d’en savoir plus. © Futura-Sciences
Les familles de géocroiseurs
On distingue quatre familles :
les Atons : le demi-grand axe mesure moins de 1 UA (une Unité Astronomique est la distance de la Terre au Soleil, soit environ 149 millions de kilomètres) ;les Apollons : le demi-grand axe de leur orbite mesure plus de 1 UA ;les Amors : ce sont des géofrôleurs extérieurs, c’est-à-dire des astéroïdes plus éloignés du Soleil que la Terre ;les Atira : ce sont des géocroiseurs intérieurs, c’est-à-dire des astéroïdes plus proches du Soleil que la Terre. Ils sont peu nombreux.
Le nombre de géocroiseurs (toujours au sens large) de taille inférieure au kilomètre est très grand. Ces astéroïdes viennent pour la plupart de la ceinture principale d’astéroïdes, qui comporte des millions de corps rocheux, peut-être des résidus d’une planète non formée gravitant entre Mars et Jupiter. Par le jeu des perturbations gravitationnelles, certains quittent cette région et peuvent prendre des trajectoires s’approchant de la Terre.

Géocroiseur

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

Observatoire du mont Palomar

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

Astéroïde

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[popupdefinition id=2904]Vista[/popupdefinition] (&laquo; vue &raquo; en espagnol) est l'acronyme de Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy. Inaugur&eacute; en 2010, le [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] de 4,1 m&egrave;tres de diam&egrave;tre r&eacute;alise des sondages du ciel dans le visible et l'[popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] &agrave; l'ombre des g&eacute;ants du [popupdefinition id=2147]VLT[/popupdefinition], au sommet du mont Paranal au Chili. Il est le plus grand de sa cat&eacute;gorie et op&egrave;re dans un des plus beaux sites d'observation au monde.&copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition], Y. Beletsky

Le télescope Vista

Microsoft Windows Vista (Microsoft Windows NT 6.0) est une version du système d'exploitation Windows de Microsoft qui succèda à Windows XP. Durant son développement, cette version était connue sous le nom de code Windows Longhorn jusqu'au dévoilement du nom officiel, le 22 juillet 2005.
Vista a été commercialisé pour les professionnels (uniquement pour les titulaires d'une licence spécifique) le jeudi 30 novembre 2006 sur la plate-forme de téléchargement de Microsoft, et le 30 janvier 2007 pour le grand public avec les premières versions boîtes.
Vista se décline en trois versions, les Premium, Professionnel et Intégrale, auxquelles il faut ajouter la version Basique, destinée aux machines moins performantes.

Windows Vista

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Inaugur&eacute; en 1989 &agrave; l'observatoire de La Silla au Chili, le New Technology Telescope (NTT) est le pionnier de la nouvelle g&eacute;n&eacute;ration de [popupdefinition id=971]t&eacute;lescopes[/popupdefinition] de l'[popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition] (Observatoire europ&eacute;en austral). Son [popupdefinition id=1009]miroir[/popupdefinition] principal, de 3,58 m&egrave;tres de diam&egrave;tre, est flexible et il est le premier &agrave; exp&eacute;rimenter l'optique active. Autre innovation qui fera date : sa coupole octogonale et son syst&egrave;me de [popupdefinition id=5362]ventilation[/popupdefinition].&copy; ESO, C.Madsen CC by 4.0

Le New Technology Telescope

Le New Technology Telescope (NTT) est basé au Chili, à l'observatoire de La Silla. Situé à plus de 2370 mètres d'altitude, il est doté d'un miroir de 3,58 mètres de diamètre. Très mince, il est peu rigide et bénéficie d'une optique active, des pistons situés à l'arrière du miroir permettant de le maintenir dans une position optimale. Le NTT est exploité par l'ESO. Ce télescope a permis de tester les technologies utilisées plus tard sur le Very Large Telescope.

New Technology Telescope

Ventilation et isolation thermique vont de pair. S'il est bien isolé, un bâtiment est donc étanche mais il doit alors être impérativement aéré. Que ce soit pour la maison ou un local, professionnel ou commercial, la ventilation est indispensable de renouveler l'air intérieur avec un apport d’air neuf de l’extérieur et pour en extraire l’air vicié par les mauvaises odeurs, l'humidité, les produits de combustion des appareils de chauffage, les composés organiques volatils (COV) et les microbes.Dans une maison, elle contribue au confort des occupants et à l'hygiène notamment en évacuant la condensation et en empêchant le développement de moisissures. Une mauvaise ventilation, au-delà de 2.000 ppmn de CO2, peut entraîner maux de tête, somnolence et fatigue générale. La recommandation sanitaire est de 1.000 ppm de CO2.Dossier : L'air pollué des logements favorise l'asthmeLes différents types de ventilationPour cela, il existe deux types de ventilation : la ventilation naturelle, qui est assurée par de petites ouvertures, en bas et en haut, dans les murs qui consiste à faire circuler l'air frais et à chasser l'air vicié ; matérialisées par de petites grilles, elles se situent dans la cuisine, la salle de bains… C'est un balayage naturel qui résulte de la différence de température entre l’intérieur et l’extérieur d’un bâtiment, qui crée ainsi un mouvement d’air. Ce type de ventilation est celui qui se rencontre le plus fréquemment dans le parc de bâtiments français, lequel a été construit majoritairement avant 1970.La deuxième façon est la ventilation mécanique contrôlée ou VMC par systèmes à simple flux ou ventilation à double flux connectés à un moteur de ventilation généralement placé dans les combles, ou encore, sur le même principe, l'extracteur mécanique d’appoint. Ces systèmes doivent répondre au principe de ventilation par pièce séparée (dans l’habitat avant 1968) ou au principe de ventilation générale et permanente par balayage (exigence réglementaire dans l’habitat depuis 1969).Une troisième solution est la ventilation mécanique par insuflation dont le fonctionnement est à l'inverse de celui de la VMC puisqu'il s'agit d'injecter de l'air extérieur qui est en général chauffé en période hivernale par une résistance électrique ou par un chauffage solaire, soit couplé avec un puits canadien dont le principe fonctionne avec un réseau de tuyaux enterrés. Avec cette climatisation naturelle, qui rafraîchit l'été et réchauffe en hiver, l'air circule de façon passive, les prises d'air sont situés à l'extérieur, raison pour laquelle une installation géothermique nécessite d'avoir un jardin assez grand.Ce système n'est pas adapté aux grandes surfaces, en revanche, il est efficace dans la lutte contre le radon.Les produits ménagers courants contribuent à la pollution de l'air intérieur 

Ventilation

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L'observatoire de La Silla abrite un [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] de 3,6 m&egrave;tres de diam&egrave;tre qui fut un des pionniers des grands t&eacute;lescopes au Chili. Mis en service en 1977, il connut une deuxi&egrave;me jeunesse en 1999. Depuis avril 2008, le [popupdefinition id=16110]spectrographe[/popupdefinition] Harps (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), puissant chasseur d'[popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition], est install&eacute; &agrave; son [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition] CC by 3.0

Le télescope de 3,6 mètres de l’ESO

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

Foyer

Un spectrographe est un instrument optique qui sert à disperser les différentes couleurs de la lumière puis à enregistrer le spectre obtenu – spectre d’absorption ou spectre d’émission – sur un support, papier ou informatique. Détail de nomenclature : le spectroscope, quant à lui, ne permet, en principe, que d’observer le spectre de la lumière.
Spectrographe à prisme
Le principe du spectrographe à prisme repose sur le fait que les longueurs d’onde qui composent la lumière présentent des indices de réfraction différents. Lorsque la lumière traverse un prisme, sa trajectoire est déviée. La déviation, tout comme l’indice de réfraction, augmente avec la longueur d’onde. Un rayon bleu est donc plus dévié qu’un rayon rouge.
Ce type de spectrographe comprend donc un prisme, mais également un montage optique – constitué de lentilles, d’une fente et d’un récepteur – qui permet d’obtenir le meilleur résultat.
Notez que la fente permet d'obtenir le spectre de la partie de l'objet visé dont l'image se forme sur cette fente. Des spectrographes à fibres sont constitués d'une multitude de fentes et d'un réseau de fibres optiques qui les relient à une fente principale. Les spectrographes à champ intégral, quant à eux, donnent un spectre de chaque point du champ du télescope.
Les spectrographes à prisme ne sont plus guère utilisés, car la dispersion n’est pas linéaire avec la longueur d’onde et les courbes longueur d’onde/position sur le récepteur ne sont pas linéaires non plus. En outre, la taille des prismes nécessaires rend ceux-ci relativement coûteux.
Spectrographe à réseau
Le spectrographe à réseau repose sur le principe de diffraction. Une plaque de verre appelée réseau et comportant un grand nombre de stries parallèles — quelque 1.500 par millimètre — est placée dans le montage optique. Chacune des stries donne des images de diffraction pour les différentes longueurs d’onde.
Dans la réalité, plusieurs systèmes – les ordres – de plus en plus dispersifs se superposent. Aux premiers ordres, les spectres sont peu dispersés, mais bien séparés. Ensuite, c’est l’inverse. Les réseaux les plus récents permettent cependant de concentrer la lumière pour une longueur d’onde donnée, dans un ordre particulier.

Spectrographe

Les exoplanètes sont des planètes qui ne tournent pas autour du Soleil, elles tournent autour d'une autre étoile. On parle aussi de planètes extrasolaires.
La question des exoplanètes est très ancienne dans l’astronomie. Leur existence est pour la première fois attestée de façon indirecte dans les années 1990. Futura-Sciences a rencontré Jean-Pierre Luminet, astrophysicien de renom, afin qu’il nous parle plus en détail de ce passionnant sujet. © Futura-Sciences
En 1995 fut découverte la première planète extrasolaire à l'Observatoire de Haute-Provence (Mayor et Queloz). En avril 2005, 155 planètes extrasolaires étaient connues. On détecte des exoplanètes grâce à deux méthodes : la méthode du transit planétaire et la méthode des vitesses radiales.

Exoplanète

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L'[popupdefinition id=6368]observatoire Canada-France-Hawa&iuml;[/popupdefinition] abrite un [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] de 3,58 m&egrave;tres de diam&egrave;tre, le CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope) -- en fran&ccedil;ais, le t&eacute;lescope Canada-France-Hawa&iuml; -- entr&eacute; en service en 1979. Il se situe, vous l'aurez devin&eacute;, &agrave; Hawa&iuml;, aux c&ocirc;t&eacute;s d'autres grands observatoires qui ont fleuri au sommet du Mauna Kea (4.200 m&egrave;tres) depuis la fin des ann&eacute;es 1970.&copy; Generic1139 CC by-sa 4.0

L’observatoire Canada-France-Hawaï

Le Canada France Hawaii Telescope est un instrument de 3,6 mètres de diamètre installé à 4200 mètres d'altitude, au sommet du volcan Mauna Kea sur l'île d'Hawaii. L'observatoire a vu le jour à la fin des années 1970 à la suite d'un accord tripartite signé en 1974 par la France, le Canada et l'Université d'Hawaii. 
Lors de sa réalisation le CFHT comptait parmi les plus grands instruments au monde. Aujourd'hui, face à la nouvelle génération de télescopes géants comme le GTC, le CFHT se doit d'innover en matière d'instrumentation astronomique pour rester compétitif. 
Ses chercheurs ont mis au point trois instruments performants :
MegaCam, une caméra optique CCD de 340 millions de pixels construite en France, qui couvre un champ de 1 degré, soit quatre fois la surface apparente de la Pleine Lune ;WirCam, son équivalent infrarouge ;Espadons, un spectropolarimètre stellaire qui a déjà permis de détecter des champs magnétiques au sein des disques d'accrétion de protoétoiles. 
Les programmes scientifiques en cours au CFHT portent principalement sur :
l'étude des petits corps du Système Solaire primitif qui orbitent au-delà de Neptune ;la cartographie des grandes structures de l'Univers ;la recherche des différentes manifestations de l'énergie noire.

Observatoire Canada-France-Hawaï

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L'observatoire Gemini se divise en deux [popupdefinition id=971]t&eacute;lescopes[/popupdefinition] identiques de 8,1 m&egrave;tres de diam&egrave;tre implant&eacute;s dans deux des meilleurs sites d'observation au monde : l'un, Gemini North, est &agrave; Hawa&iuml; dans l'[popupdefinition id=12782]h&eacute;misph&egrave;re Nord[/popupdefinition], et l'autre, Gemini South, est au Chili dans l'[popupdefinition id=12813]h&eacute;misph&egrave;re Sud[/popupdefinition]. Leurs positions leur permettent ainsi d'embrasser l'ensemble de la vo&ucirc;te c&eacute;leste. &copy; Steve L. Martin CC by 2.0

L’observatoire Gemini

Le terme « hémisphère nord » peut prendre plusieurs significations en fonction du domaine dans lequel il est utilisé : géographie, astronomie ou géopolitique.
L’hémisphère nord en géographie
L’hémisphère nord correspond à la moitié supérieure du globe terrestre. Il s’étend de l’équateur, un plan diamétral, jusqu’au pôle Nord marquant son centre. Cette caractérisation peut être employée pour des astres sphéroïdaux ou toutes autres sphères célestes.
Il peut également porter le nom d’hémisphère boréal ou septentrional. 
Deux tiers des terres émergées de notre planète sont situées dans l'hémisphère nord. 
L’hémisphère nord en astronomie
L’hémisphère nord désigne la partie du ciel située au nord de l’équateur céleste. Il s’agit d’une projection de l’équateur terrestre qui est donc inclinée de 23°26’ par rapport au plan de l’écliptique. 
L’hémisphère nord en géopolitique (ou économie)
L’hémisphère nord décrit aussi l’ensemble des pays industrialisés, par opposition aux contrées en voie de développement, majoritaires dans l’hémisphère sud.

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Mauna Kea

Télescope européen Vista

Tour du monde des plus grands télescopes terrestres

Télescope géant

Observation du ciel

Observatoire terrestre

LSST

VLTI

E-ELT

Cerro Armazones

ALMA

classement des plus grands mathématiciens