La distance de cette [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] a &eacute;t&eacute; mesur&eacute;e pr&eacute;cis&eacute;ment gr&acirc;ce aux [popupdefinition id=6438]C&eacute;ph&eacute;ides[/popupdefinition] qu'on y observe. Elle est situ&eacute;e &agrave; 108 millions d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition]. (photo [popupdefinition id=2534]HST[/popupdefinition], APOD 27/05/1999).

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NGC 4603

Une céphéide est une étoile géante variable qui pulse selon un rythme très régulier. La première étoile de ce type à avoir été découverte est Delta Cephei, dans la constellation de Céphée, qui a donné son nom à toutes les variables similaires. C'est l'astronome amateur J. Goodricke qui en a découvert la variabilité en 1784. 
Contrairement à bon nombre de variables dont la fluctuation lumineuse est produite par le ballet d'une étoile autour d'une autre, la pulsation des céphéides est le résultat d'un mouvement régulier de dilatation (provoqué par la pression du gaz) et de contraction lié à la gravité. Ces changements de taille s'accompagnent de variations de température, donc de luminosité. 
Au début du XXe siècle, l'astronome américaine Henrietta Leavitt découvre qu'il existe une relation entre la période des céphéides et leur luminosité : plus la période est grande, plus l'étoile est brillante. En observant la variabilité des céphéides, il devenait alors possible de déterminer leur luminosité absolue et donc leur distance. La découverte de cette relation période-luminosité allait permettre de mesurer la distance des galaxies jusqu'à 80 millions d'années-lumière, seuil au-delà duquel les plus grands télescopes ne peuvent plus détecter d'étoile isolée dans une galaxie. 
Plus d'un siècle après la découverte des céphéides, les astronomes continuent d'affiner l'étalonnage absolu de la relation période-luminosité en cherchant à déterminer avec toujours plus de précision la distance de quelques céphéides-étalons proches.

Céphéide

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

Année-lumière

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

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

Galaxie

188_ngc-4603

Une [popupdefinition id=42]galaxie spirale[/popupdefinition].(photo [popupdefinition id=2534]HST[/popupdefinition], APOD 09/09/1999)

NGC 4414

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

Galaxie spirale

189_ngc-4414

Une [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] Seyfert, comportant un noyau actif en son centre, probablement un [popupdefinition id=12722]trou noir supermassif[/popupdefinition]. (photo [popupdefinition id=2534]HST[/popupdefinition], APOD 26/07/2003)

NGC 7742

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

Trou noir supermassif

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[popupdefinition id=36]Galaxies[/popupdefinition] des Antennes vues par [popupdefinition id=4208]Chandra[/popupdefinition] en [popupdefinition id=1002]rayons X[/popupdefinition] (APOD 03/02/2004).

Galaxies des Antennes en X

Chandra (ou Advanced X-ray Astrophysics Facility : AXAF) est un télescope spatial en orbite autour de la Terre depuis 1999, qui enregistre les rayons X en provenance de l'univers. Chandra est nanti de 4 paires de miroirs, qui permettent d'obtenir une résolution angulaire de 0,5 seconde d'arc. Ses miroirs sont composés de surfaces paraboliques et hyperboliques, dont la surface est recouverte d'iridium.
La détection de rayons X permet d'identifier les trous noirs et autres objets célestes difficilement détectables par les autres télescopes terrestres ou spatiaux. Grâce à Chandra, les chercheurs espèrent également en apprendre plus sur la distribution de l'énergie dans l'univers.

Chandra

Le rayon X est un rayonnement électromagnétique composé de photons de 5 picomètres à 10 nanomètres. Utilisé dans la cristallographie et l'imagerie médicale, il fut découvert en 1895 par le physicien Wilhelm Röntgen.
Inventé en 1895 par Wilhelm Röntgen
Invention des rayons X
La découverte des rayons X est basée sur celle, en 1869, des rayons cathodiques par Hittorf : les physiciens du monde entier se penchent sur cette invention sans y trouver la moindre application pratique. En 1895, Röntgen décide de plonger un tube de Crookes dans un caisson opaque. Il se rend alors compte que le rayonnement traverse la matière, et que les éléments métalliques sont visibles en négatif. Il en déduit que les rayons sont invisibles et qu'ils sont émis dans la direction des électrons de ce tube. Ne trouvant pas de dénomination adéquate, il les nomme « rayons X » en raison de leur nature inconnue.
Un premier cliché est effectué sur la main d'Anna Bertha Röntgen le 22 décembre 1895 : à la suite d'une pose de vingt minutes, le cliché affiche clairement la bague à son doigt. Il s'agit de la première radiographie. Grâce à cette découverte, Röntgen obtient le premier prix Nobel de physique.
Utilisation des rayons X
Les rayons X peuvent être produits de deux manières : par production de transitions électroniques sur les couches internes, proches du noyau : c'est le principe de la spectrométrie de fluorescence X. Ils peuvent aussi être produits par un freinage des électrons au sein d'un tube à rayon X, sur une cible métallique : le rayonnement est dit Bremsstrahlung.
Aujourd'hui, ils sont massivement utilisés dans le domaine de la médecine, de la sécurité, au sein des aéroports notamment, mais aussi, plus récemment, dans l'imagerie précise de fossiles : ils permettent de procéder à des découpes (ou tranches) virtuelles sans toucher à leur structure. Dans l'espace, on a individualisé de très nombreuses sources de rayons X. Les sources principales de rayons X sont les supernovae, les pulsars et les quasars.

Rayon X

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[popupdefinition id=36]Galaxies[/popupdefinition] des Antennes vues en [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] proche (APOD 11/04/2002).

Galaxies des Antennes en infrarouge proche

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

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[popupdefinition id=36]Galaxies[/popupdefinition] des Antennes, vues par le [popupdefinition id=2534]HST[/popupdefinition] en visible.

Galaxie des Antennes en visible

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[popupdefinition id=36]Galaxies[/popupdefinition] des Antennes, vues en [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] moyen.

Galaxie des Antennes en infrarouge moyen

194_galaxie-des-antennes-en-infrarouge-moyen

[popupdefinition id=36]Galaxies[/popupdefinition] des Antennes, vues en ondes [popupdefinition id=8791]radio[/popupdefinition]

Galaxies des Antennes en radio

La radiographie est une technique d’imagerie qui vise à visualiser un organe ou une partie du corps sur une pellicule photosensible. Réalisée par un radiologue en hôpital ou « en ville », elle utilise les rayons X. Par extension, le terme « radiographie » désigne également le cliché radiographique. 
Pratique de la radiographie
Cet examen permet de visualiser la plupart des organes. Radiologie osseuse, articulaire ou rachidienne, radiologie pulmonaire, urinaire ou encore digestive, ASP (pour Abdomen sans préparation)… ses champs d’application sont multiples. 
Déroulement de l’examen
La radiographie repose sur l’utilisation des rayons X. Le faisceau est émis à partir d’une source (un tube) fixe et non rotatif comme pour le scanner. Les rayons sont plus ou moins absorbés par les tissus - en fonction de la densité de ces derniers – avant d’être recueillis sur une pellicule photosensible placée derrière le patient. Sur le cliché, les rayons X laissent une trace plus ou moins opaque, selon la densité des tissus traversés. En cas d’exploration spécifique (du tube digestif ou d’un organe richement vascularisé par exemple), le médecin peut décider l’injection préalable d’un produit de contraste. Celui-ci permet d’améliorer la lisibilité des clichés.
Risques éventuels de la radiographie
L’examen radiographique n’est pas douloureux. Et s’il n’existe aucune contrindication, quelques précautions doivent toutefois être prises, notamment en cas de grossesse ou chez les femmes qui allaitent. Si vous êtes concernée, vous devez en informer le radiologue.
Source : Dictionnaire de l’imagerie médicale et des rayonnements, Académie nationale de Médecine, PUF

Radiographie

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Une [popupdefinition id=42]galaxie spirale[/popupdefinition] vue de face, vue par Gemini.

283_m74

Une [popupdefinition id=42]galaxie spirale[/popupdefinition] vue de profil

NGC 4565

284_ngc-4565

La [popupdefinition id=5276]galaxie du sombrero[/popupdefinition] vue par le [popupdefinition id=2534]HST[/popupdefinition].

La galaxie du sombrero

Cette superbe galaxie doit son nom à sa forme caractéristique de chapeau mexicain. Son plan équatorial est matérialisé par une bande de poussière sombre qui semble couper la galaxie en deux morceaux.
La Galaxie du Sombrero est typique d'une galaxie spirale (comme la notre) avec un bulbe central et des bras qui s'enroulent autour.
M 104 perd de sa superbe depuis les latitudes européennes car elle est assez basse sur l'horizon ; observée depuis l'Afrique c'est un objet cosmique extraordinaire.

Galaxie du Sombrero

285_la-galaxie-du-sombrero

Image de la [popupdefinition id=42]galaxie spirale[/popupdefinition] M66 prise par la cam&eacute;ra 12K au [popupdefinition id=6368]CFHT[/popupdefinition] (Canada-France_Hawaii Telescope).

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

M 66 est une galaxie spirale. Elle forme avec M 65 et NGC 3628 un joli triplet de galaxies dans la constellation du Lion, à environ 35 millions d'années-lumière de la Terre. M 66 a ses bras spiraux déformés par des marées gravitationnelles provoquées par son imposante voisine M 65. Ces deux galaxies, cataloguées par Charles Messier en 1780 sont accessibles dans une petit télescope d'amateur, où elles ressemblent à deux petits nuages blanchâtres.

M 66

287_m66

Image de la [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] ellitique [popupdefinition id=6227]M87[/popupdefinition] prise par la cam&eacute;ra 12K au [popupdefinition id=6368]CFHT[/popupdefinition] (Canada-France_Hawaii Telescope).

La galaxie M 87 fait partie d'un amas de galaxies situé à 60 millions d'années-lumière dans la constellation de la Vierge, dont les deux autres membres les plus spectaculaires sont M 84 et M 86. Découverte en 1781 par Charles Messier, M 87 est une galaxie elliptique dont le diamètre apparent est égal au quart de celui de la Pleine Lune. Sa magnitude de 8,6 lui permet d'être observable dans un télescope de 100 millimètres de diamètre comme un petit nuage arrondi. 
Cette galaxie est célèbre pour trois raisons. Tout d'abord elle présente un jet de matière gazeuse qui s'échappe de son noyau sur une distance d'au moins 5000 années-lumière. Ensuite elle est entourée de plusieurs milliers d'amas globulaires, alors que notre propre galaxie en compte moins de 200. Enfin elle abrite une puissante radio source (Virgo A) découverte en 1954 qui est également une intense source de rayons X.

M 87

288_m87

Image de la [popupdefinition id=39]galaxie irr&eacute;guli&egrave;re[/popupdefinition] NGC3109 prise par la cam&eacute;ra 12K au [popupdefinition id=6368]CFHT[/popupdefinition] (Canada-France_Hawaii Telescope).

NGC 3109

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

Galaxie irrégulière

289_ngc-3109

Image de la galaxieNGC 4565 prise par la cam&eacute;ra 12K au [popupdefinition id=6368]CFHT[/popupdefinition] (Canada-France_Hawaii Telescope).

290_ngc-4565

Image de [popupdefinition id=5286]M35[/popupdefinition] vue par la nouvelle camera grand champ Megaprime/Megacam au [popupdefinition id=6368]CFHT[/popupdefinition] (Canada-France_Hawaii Telescope).

M35 vue par megaprime

Cet amas ouvert situé dans la constellation des Gémeaux a été découvert par de Chéseaux en 1745. Sa taille apparente est équivalente à celle de la Pleine Lune et il compte plusieurs centaines d'étoiles dont 120 de magnitude supérieure à 13, donc observables dans un petit télescope. 
Cet amas est intéressant à admirer pour son aspect pratiquement circulaire. Juste à côté on remarque un autre amas plus petit et plus faible, NGC 2158.

291_m35-vue-par-megaprime

Photo prise par le [popupdefinition id=2147]VLT[/popupdefinition].

Galaxie barre NGC 1365

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.

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Collision frontale entre deux [popupdefinition id=41]galaxies naines[/popupdefinition] et une galaxie initialement spirale.

La galaxie "roue du chariot"

Une galaxie naine est une galaxie qui contient généralement entre un million et quelques milliards d'étoiles. Il n'y a pas de taille officielle en dessous de laquelle on désigne une galaxie comme naine, mais toute galaxie ayant un diamètre inférieur à 40.000 années-lumière peut être considérée comme une galaxie naine.

Galaxie naine

298_la-galaxie--roue-du-chariot-

La [popupdefinition id=42]galaxie spirale[/popupdefinition] NGC 300.En savoir plus : http://www.galex.caltech.edu/MEDIA/2005-01/ .

Galaxie spirale NGC 300

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

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[popupdefinition id=5269]Galaxie d'Androm&egrave;de[/popupdefinition] (M-31) dans l'[popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] &agrave; diff&eacute;rentes [popupdefinition id=4575]longueurs d'onde[/popupdefinition] - [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] spatial [popupdefinition id=2450]Spitzer[/popupdefinition].En savoir plus : http://www.futura-sciences.com/news-galaxie-andromede-comme-vous-ne-avez-jamais-vue_7406.phpCredit: NASA/JPL-Caltech/K. Gordon (University of Arizona)

Galaxie d'Andromède (M-31)

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

Télescope

La galaxie MESSIER 31 - galaxie d’Andromède - est l'une des galaxies les plus proches de nous, à moins de 3 millions d'années-lumière. Reconnaissable à l'œil nu dans un ciel de campagne comme une petite tache laiteuse allongée dans la constellation d'Andromède, elle est citée pour la première fois en 964 par l'astronome persan Al-Sufi.
C'est dans cette galaxie que l'astronome Hubble découvre en 1923 une étoile variable particulière qui lui permettra de connaître la véritable distance de cet objet : on comprendra alors qu'il ne s'agit pas d'une nébuleuse au sein de notre galaxie mais d'une autre galaxie bien plus éloignée, et l'on commencera à prendre véritablement conscience de l'immensité de notre Univers.

Galaxie d'Andromède

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

Jet Propulsion Laboratory

Spitzer est un satellite de la Nasa doté d’instruments lui permettant d’observer l’univers dans l’infrarouge. Lancé sur une orbite solaire le 25 août 2003, sa mission devait durer initialement au moins 2 ans et demi. En grande forme, il a été possible de la prolonger à plusieurs reprises si bien qu'elle devrait durer au moins jusqu’en novembre 2019. 
Son télescope est doté d’un miroir de 85 centimètres et de trois instruments à refroidissement cryogénique : une caméra fonctionnant dans le proche et le moyen infrarouge, un spectrographe permettant d’analyser l’ensemble des longueurs d’onde de l’infrarouge et un photomètre pour la collecte d’informations sur la gamme d’infrarouges lointains.
Pendant 5 ans, ces instruments étaient refroidis avec de l’hélium liquide, ce qui permettait d’observer des objets très froids. Mais une fois ses réserves épuisées, le satellite pouvait tout de même poursuivre certaines observations, débutant la « phase chaude » de sa mission en juillet 2009. 
En 2016, Spitzer est entré dans une mission prolongée baptisée « Spitzer Beyond ». Spitzer a déjà effectué plus de 106.000 heures d’observation. Des milliers de scientifiques du monde entier ont utilisé les données collectées dans leurs études, dans plus de 8.000 articles publiés. Elles complétaient celles obtenues à d’autres longueurs d’onde, collectées avec les autres grands observatoires de la Nasa dans l’espace, en particulier avec Chandra dans le domaine des rayons X, et Hubble dans le visible.
 Un retour sur 10 ans d’observations avec Spitzer. Pour obtenir une traduction en français assez fidèle, cliquez sur le rectangle blanc en bas à droite. Les sous-titres en anglais devraient alors apparaître. Cliquez ensuite sur l’écrou à droite du rectangle, puis sur « Sous-titres » et enfin sur « Traduire automatiquement ». Choisissez « Français ». © Nasa, JPL
Spitzer, le chasseur d’exoplanètes que l’on n’attendait pas
 Spitzer a permis de détecter et d’étudier certaines des galaxies les plus lointaines connues et de voir le rayonnement émis par ces galaxies alors que le cosmos observable était âgé d’environ 400 millions d’années seulement. Certaines de ces très jeunes galaxies étaient déjà bien plus grandes que ne le laissaient penser en première approximation les modèles de la naissance et de la croissance des galaxies, ce qui a surpris les cosmologistes. Spitzer permet également l’observation du rayonnement infrarouge des disques de matière autour de certains trous noirs.
Mais la grande surprise est venue de la capacité de Spitzer de mettre en évidence des exoplanètes et d’en permettre jusqu’à un certain point l’étude, ce que les concepteurs de la mission n’avaient pas anticipé. Spitzer est ainsi intervenu dans l’étude du système planétaire de Trappist-1. Ces dernières années, plus de la moitié du temps d’observation de Spitzer est utilisée pour étudier ou rechercher des exoplanètes.
 Un bilan détaillé de 15 ans de découvertes avec Spitzer. Pour obtenir une traduction en français assez fidèle, cliquez sur le rectangle blanc en bas à droite. Les sous-titres en anglais devraient alors apparaître. Cliquez ensuite sur l’écrou à droite du rectangle, puis sur « Sous-titres » et enfin sur « Traduire automatiquement ». Choisissez « Français ». © Nasa, JPL
Les grandes découvertes du télescope spatial Spitzer
Parmi les découvertes majeures réalisées avec le télescope spatial Spitzer, citons :
Le plus grand anneau connu autour de Saturne, une structure fine et vaporeuse avec 300 fois le diamètre de Saturne.
La première carte météorologique d’une exoplanète avec des variations de température à la surface d’une géante gazeuse. Les résultats suggèrent la présence de vents violents.
 Des preuves de plusieurs collisions entre astéroïdes et comètes dans d’autres systèmes solaires.
Mais ce n’est pas tout :
 Spitzer a observé les conséquences de la collision entre le vaisseau spatial Deep Impact de la Nasa et la comète Tempel 1, découvrant que le matériel cométaire de notre Système solaire ressemble à celui des étoiles proches.
Les images infrarouges de Spitzer ont fourni des vues sans précédent des berceaux cachés où les jeunes étoiles naissent et grandissent, révolutionnant notre compréhension de la formation stellaire.
Spitzer a démontré l’existence de Buckyballs dans l’espace. Ce sont des molécules de carbone en forme de ballon de football découvertes initialement lors de recherches en laboratoire avec de multiples applications technologiques sur Terre.
Spitzer a identifié de nombreux amas de galaxies plus éloignés que ceux connus auparavant. 
Spitzer a fourni dans l’infrarouge l’une des cartes les plus complètes de la Voie lactée, comprenant la carte la plus précise du centre de la Galaxie lors du Glimpse (Galactic Legacy Mid-Plane Survey Extraordinaire).

Spitzer

La physique des ondes étudie les déformations qui se propagent dans un milieu, que celui-ci soit matériel ou non. Il existe trois grandes catégories d’ondes : les ondes gravitationnelles, les ondes mécaniques et les ondes électromagnétiques.Les trois types d'ondesLes ondes sont catégorisées en 3 grandes familles :
Les ondes gravitationnelles qui sont liées à la notion de relativité et de l'espace-temps. La rédaction de Futura a consacré un dossier entier à ces ondes gravitationnelles qui transportent l'énergie à la vitesse de la lumière. Elles sont notamment au coeur de l'étude des trous noirs en astrophysique.
Les ondes mécaniques sont celles qui se propagent dans un milieu matériel qu'il soit liquide, gazeux ou solide. On y retrouve par exemple la houle qui se forme dans l'eau, les ondes sismiques qui sont dans la croûte terrestre ou encore les ondes sonores qui sont invisibles à l'oeil nu mais qui se diffusent grâce à l'air.
Les ondes électromagnétiques comprennent à la fois la lumière mais aussi les ondes radios. Ce qui les différencie des deux autres catégories sont leurs capacités à transporter de l'énergie mais aussi de l'information. C'est la raison pour laquelle elles sont au centre des progrès technologiques en matière de télécommunications.
La longueur d’onde est l’une des caractéristiques propres à chaque onde, quelle que soit sa nature. Elle se note à l’aide de la lettre grecque lambda : λ. Elle représente la périodicité spatiale des oscillations, c’est-à-dire la distance entre deux maximas de l’oscillation, par exemple. La longueur d’onde est aussi la distance parcourue par l’onde pendant une période d’oscillation. Ainsi, elle est inversement proportionnelle à la fréquence et s’exprime en mètre.La longueur d’onde représente la distance parcourue par l’onde pendant une période d’oscillation. © Schlurcher, Wikipedia, CC by-sa 3.0À chaque onde, sa longueur d’ondeNotez que la longueur d’onde dépend de la vitesse à laquelle l’onde se propage dans le milieu. Ainsi, lorsqu’une onde passe d’un milieu à un autre en changeant de vitesse, sa longueur d’onde varie, même si sa fréquence reste la même. Le tout selon la relation suivante : λ = c.T = c/f, où c correspond à la célérité de l’onde, T à sa période temporelle et f à sa fréquence.Les noms donnés aux ondes électromagnétiques permettent de les situer sur l’échelle des longueurs d’onde. Les ondes radio présentent des longueurs d’onde supérieures à 30 centimètres. Les longueurs d’onde de la lumière visible se situent entre 400 et 700 nanomètres. Et chaque couleur de la lumière visible est caractérisée par un intervalle de longueur d’onde. Ainsi, le vert se situe autour des 510 nanomètres et le rouge, autour des 650 nanomètres.Rappelons également que plus la longueur d’onde d’une onde électromagnétique est courte, plus l’énergie qu’elle transporte est grande. Les rayons X par exemple présentent une longueur d’onde comprise entre 10-11 et 10-8 mètres. Ils transportent ainsi plus d’énergie que les micro-ondes dont la longueur d’onde se situe entre 3 millimètres et 30 centimètres.

Longueur d'onde

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

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La collision de deux [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition] connues sous le nom de [popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 7252 et NGC 7582&nbsp;dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Verseau, photographi&eacute;e par l'un des [popupdefinition id=971]t&eacute;lescopes[/popupdefinition] de l'[popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition]. &copy; ESO

Collision de galaxies

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.

Dessin d'étoiles aléatoire dans le ciel nocturne produit par des alignements d'étoiles de différentes luminosités, et située à des distances différentes. Il y a 88 constellations - 48 étaient connues des anciens Grecs, et les 40 autres ont été ajoutées après 1600.
Ensemble de petits satellites placés à seulement quelques centaines de kilomètres de hauteur.
Le Constellation est aussi un avion de transport quadrimoteur américain construit par Lockheed de 1943 à 1958.

Constellation

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[popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 4452 est une [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=5086]constellation de la Vierge[/popupdefinition] qui a la particularit&eacute; de se pr&eacute;senter &agrave; nous par la tranche. &copy; Esa/Nasa

NGC 4452

La constellation de la Vierge, appelée Virgo en latin, est une des 13 constellations du zodiaque, que le soleil traverse en un an. Elle se trouve entre la constellation de la Balance qui se situe à sa gauche, et la constellation du Lion qui se situe à sa droite. Une des étoiles qui forment cette constellation, et qui est l'étoile principale, est Spica. Un essaim météoritique y est associé, les Virginides, actif du 25 janvier au 15 avril.
Dans la mythologie grecque, elle représenterait la déesse de la justice, Thémis ou Astrée. Cette déesse aurait quitté la Terre dégouté par la grossièreté des hommes. Partie dans le ciel, elle prit la forme de la constellation de la Vierge.
A ne pas manquer : la constellation abrite un amas de galaxies situées à 60 millions d'années-lumière dont les membres les plus remarquables sont M 84, M 86 et M 87.

Constellation de la Vierge

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[popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] 3982 est une r&eacute;plique miniature de notre [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition]. Elle est ici photographi&eacute;e par le [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope spatial Hubble[/popupdefinition]. &copy; Nasa/Esa/The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

NGC 3982

3845_ngc-3982

Le cercle rouge entoure la [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] UDFy-38135539, la plus lointaine connue &agrave; ce jour. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Esa, G. Illingworth (UCO/Lick Observatory et University of California, Santa Cruz), HUDF09 Team

UDFy-38135539

3846_udfy-38135539

&Agrave; 6 millions d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition], la [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] NGC 300, situ&eacute;e dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Sculpteur, ressemble beaucoup &agrave; la n&ocirc;tre. Elle abrite le plus &eacute;loign&eacute; et l'un des plus massifs [popupdefinition id=62]trous noirs[/popupdefinition] de [popupdefinition id=15213]masse[/popupdefinition] stellaire actuellement r&eacute;pertori&eacute;s. &copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition]

NGC 300

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

Trou noir

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

Masse

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[popupdefinition id=13]amas de galaxies[/popupdefinition] Abell 1689, dans lequel on distingue des arcs gravitationnels

abell 1689

Un amas de galaxies (ou amas galactique) est une concentration de galaxies liées ensemble par la gravitation. Les amas s’étendent sur quelques millions d’années-lumière et contiennent généralement plusieurs milliers de galaxies. Ce sont en grande majorité des galaxies naines, c’est-à-dire dont les étoiles se comptent en centaines de millions et non en centaines de milliards.
Il n’y a pas seulement des galaxies dans les amas : celles-ci ne contribuent en réalité que pour 10 % de leur masse totale. Mais ce sont les seuls objets que l’on peut voir puisqu’ils sont très lumineux (dans le domaine visible). En fait, les amas contiennent aussi des nuages de gaz très chaud prisonniers entre les galaxies, qui émettent dans le domaine des rayons X. Enfin et non des moindres, l'énigmatique matière noire représente 80 % de la masse des amas.
Les amas, comme ici Abell 2537 observé par Hubble, produisent un effet de lentille gravitationnel, c’est-à-dire qu’ils courbent l’espace-temps et nous permettent de voir la lumière de galaxies très lointaines, cachées derrière eux, visibles sur cette image sous forme de traits lumineux. © ESA, Hubble, Nasa
Groupes, amas et superamas : les plus grandes structures de l’univers
Les galaxies vivent volontiers ensemble : la moitié des galaxies au moins font partie d’un groupe ou d’un amas. On peut distinguer en effet les amas, qui rassemblent des milliers de galaxies, des groupes qui en contiennent quelques dizaines. De plus, les amas sont surtout constitués de galaxies elliptiques et lenticulaires, tandis que les groupes rassemblent essentiellement des galaxies spirales.
Quelle est la plus grande structure de l’univers ?
Les amas sont les plus grandes structures de l’univers liées par la gravitation. Ils se rassemblent par ailleurs en superamas ! Ainsi, notre Galaxie, la Voie lactée, fait partie du Groupe Local contenant une quarantaine de galaxies, mais aussi du superamas de la Vierge. Au centre de ce dernier se trouve l’amas de la Vierge. Il contient environ 2.000 galaxies et il s’agit de l’amas le plus proche de nous.

Amas de galaxies

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Amas du coma

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Galaxies lointaines par Hubble

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Observation de deux &eacute;normes cavit&eacute;s, de 650 000 ann&eacute;es [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] de diam&egrave;tre, entour&eacute;es de [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition] chauds et cr&eacute;&eacute;es par l'explosion du [popupdefinition id=62]trou noir[/popupdefinition] qui se niche au c&oelig;ur de ces bulles.Ceci r&eacute;sulte de l'[popupdefinition id=2910]absorption[/popupdefinition] d'une quantit&eacute; de [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] &eacute;quivalente &agrave; 300 millions de [popupdefinition id=15213]masses[/popupdefinition] solaires par le trou noir situ&eacute; au centre de l'amas de [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] MS0735, &agrave; 2,6 milliards d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me Solaire[/popupdefinition].http://www.futura-sciences.com/sinformer/n/news5216.php

MS0735 Gargantua cosmique : plus puissante explosion jamais observée

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

Matière

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

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

PHYSIQUE Phénomène par lequel une partie de l'énergie de rayonnements électromagnétiques ou corpusculaires est dissipée dans un milieu matériel. 
PHYSIOLOGIE Pénétration d'une substance venant de l'extérieur dans un organisme vivant. Absorption intestinale : passage des substances nutritives de l'intestin dans le sang. 
CHIMIE, PHYSIQUE Propriété présentée par les solides ou les liquides de retenir certains gaz ou liquides dans la totalité de leur volume.

Absorption

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

Système solaire

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Comparaison de la taille [popupdefinition id=15839]physique[/popupdefinition] de MS 0735.6 7421 avec Perseus, autre [popupdefinition id=13]amas de galaxies[/popupdefinition] qui contient de nombreuses cavit&eacute;s. http://www.futura-sciences.com/sinformer/n/news5216.php

Comparaison de MS 0735.6 7421 avec Perseus

Un amas de galaxies (ou amas galactique) est une concentration de galaxies liées ensemble par la gravitation. Les amas s’étendent sur quelques millions d’années-lumière et contiennent généralement plu...

La physique est une science de la nature expérimentale qui étudie les phénomènes naturels et leurs évolutions. Elle établit des théories qui permettent de les modéliser et, de fait, de les prévoir.
L...

Physique

442_comparaison-de-ms-0735-6-7421-avec-perseus

Cette image de MACSJ0717 montre dans des cercles les quatre [popupdefinition id=13]amas de galaxies[/popupdefinition] impliqu&eacute;s dans la collision, ainsi que la direction des [popupdefinition id=316]mouvements[/popupdefinition] pour les trois amas les plus rapides. &copy; En [popupdefinition id=1002]rayon X[/popupdefinition] (Nasa/CXC/IfA/C. Ma et al.); dans le visible (Nasa/STScI/IfA/C. Ma et al.)

Collision de quatre amas de galaxies

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

Mouvement

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Observ&eacute; dans le visible, 2XMM J083026+524133 para&icirc;t faiblement lumineux (tache bleue). Il est pourtant aussi lourd que mille [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition]. &copy; Esa XMM-Newton/EPIC, LBT/LBC, AIP (J. Kohnert)

Le plus massif des amas de galaxies

Lancé depuis Kourou par une fusée Ariane 5, le 10 décembre 1999, le satellite XMM-Newton dispose d'une capacité de détection des sources de rayonnement X supérieure à celle de tous ses prédécesseurs, ce qui lui permet de contribuer à résoudre de nombreuses énigmes liées aux phénomènes les plus spectaculaires de notre univers, de la formation des galaxies jusqu'aux trous noirs. 
Il devrait envoyer des données pendant une dizaine d'années. Sa conception, qui fait appel à des technologies de pointe, comporte plus de 170 miroirs cylindriques très fins disposés sur trois télescopes. Son orbite elliptique (115 000 km à l'apogée et 6000 km au périgée) l'entraîne jusqu'à une distance équivalente à un tiers de celle séparant la Terre de la Lune, ce qui permet aux astronomes d'effectuer des observations longues et ininterrompues sur les objets célestes qu'ils étudient.

Satellite XMM-Newton

3859_le-plus-massif-des-amas-de-galaxies

Situ&eacute; dans la [popupdefinition id=5369]constellation de la Baleine[/popupdefinition], c'est le plus lointain des [popupdefinition id=13]amas de galaxies[/popupdefinition] connus, &agrave; un peu plus de 10 milliards d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition]. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

JKCS041

La constellation de la Baleine, du latin Cetus, est la quatrième plus grande constellation du ciel. Elle se trouve en dessous de la constellation des Poissons. Les étoiles principales qui la constituent sont l'étoile Mira et l'étoile Diphda. Trois essaims météoritiques y sont associés : les Cétides d'octobre, les Eta cétides, et les Omicron cétides.
Dans la mythologie grecque, la constellation de la Baleine représente le monstre marin que Poséidon aurait envoyé pour détruire toutes formes de vie, pour se venger de Cassiopée qui avait déclaré sa fille aussi belle que les Néréides, filles de Néré et de Doris, dont l'une est l'épouse de Poséidon lui même. On dit également qu'elle représente la baleine qui a avalé Jonas dans la Bible.

Constellation de la Baleine

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Les [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] ont dress&eacute; la carte des champs de [popupdefinition id=324]vitesse[/popupdefinition] pour 30 [popupdefinition id=42]galaxies spirales[/popupdefinition] de l'amas de la Vierge. &copy; ESO/OHP/CFHT

Mouvements dans l'amas de la Vierge

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

Vitesse

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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Amas de galaxie

Galaxie Antennes

Barre

Galaxies et amas de galaxies

Univers

Collision

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Le terme coma s'emploie dans les domaines de la santé et de l'astronomie.
Santé
Dégradation de l'état de conscience qui empêche la communication réceptive et expressive avec le milieu environnant. Cet état d'inconscience duquel le sujet ne peut être éveillé par la stimulation verbale ou même douloureuse peut être attribuable à une atteinte structurale, à une affection métabolique ou à un agent toxique exogène ou endogène qui entravent les mécanismes de l'éveil à différents degrés. 
Les modifications du tonus musculaire, de la motilité spontanée, des réflexes et des signes vitaux constituent autant d'expressions de la perturbation des mécanismes de contrôle, de régulation et d'intégration de l'éveil au niveau de l'encéphale et du tronc cérébral.
Astronomie
La coma d'une comète est une sorte d'atmosphère assez dense entourant le noyau, elle est constituée d'un mélange de poussières et de molécules de gaz éjectées du noyau : essentiellement des molécules d'eau, de monoxyde de carbone (CO) et de dioxyde de carbone (CO2).

Coma

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

NGC 4603

NGC 4414

NGC 7742

Galaxies des Antennes en X

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Galaxies des Antennes en radio

M74

NGC 4565

La galaxie du sombrero

M66

M87

NGC 3109

NGC 4565

M35 vue par megaprime

Galaxie barre NGC 1365

La galaxie "roue du chariot"

Galaxie spirale NGC 300

Galaxie d'Andromède (M-31)

Collision de galaxies

NGC 4452

NGC 3982

UDFy-38135539

NGC 300

abell 1689

Amas du coma

Galaxies lointaines par Hubble

MS0735 Gargantua cosmique : plus puissante explosion jamais observée

Collision de quatre amas de galaxies

Le plus massif des amas de galaxies

JKCS041

Mouvements dans l'amas de la Vierge