Objet 2237 0305. L'image d'un [popupdefinition id=305]quasar[/popupdefinition] lointain est multipli&eacute;e par le champ gravitationnel d'un objet massif qui se trouve juste entre ce quasar et nous. La [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] provenant des quatre images entourant le point central a &eacute;t&eacute; &eacute;mise par le m&ecirc;me objet !

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Croix d'Einstein

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

Quasar

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

198_croix-d-einstein

Image [popupdefinition id=8791]radio[/popupdefinition] du [popupdefinition id=305]quasar[/popupdefinition] 3C175 par le VLA (APOD 5/09/2001). L'objet central (probablement un [popupdefinition id=12722]trou noir supermassif[/popupdefinition]) &eacute;met deux jets de [popupdefinition id=238]protons[/popupdefinition] et d'[popupdefinition id=68]&eacute;lectrons[/popupdefinition] de tr&egrave;s haute [popupdefinition id=15884]&eacute;nergie[/popupdefinition].

quasar 3C175

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

Trou noir supermassif

La 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

L’électron est une particule de matière douée d’une masse (9,1 10-31 kg, soit 0,511 MeV/c2, avec c la vitesse de la lumière exprimée en m/s) et chargée électriquement négativement (on la note e avec pour valeur -1,6 10-19 C) qui est l’un des composants des atomes avec les noyaux constitués de protons et de neutrons. À ce titre il est responsable des propriétés physiques et chimiques des gaz, liquides et solides (conductivité électrique, magnétisme, émission et absorption de la lumière, liaisons chimiques) et même d’un quatrième état de la matière, le plasma. Jusqu’à preuve du contraire, c’est une particule élémentaire au même titre que les quarks qui composent les neutrons et les protons. 
Ses propriétés sont décrites par les lois de la mécanique quantique et dans le cadre d’une théorie quantique des champs, le modèle électrofaible de Glashow-Salam-Weinberg, pilier du modèle standard de la physique des hautes énergies. La physique quantique lui donne donc aussi certaines propriétés ondulatoires comme le physicien français Louis de Broglie a été le premier à le comprendre en introduisant sa théorie des ondes de matière en 1923, ce qu’illustre l’expérience d’interférence popularisée par Richard Feynman.
La découverte de l'électron
Auparavant, les aspects corpusculaires de l’électron avaient été démontrés par plusieurs chercheurs dont en particulier le physicien britannique Joseph John Thomson qui fut en fait le découvreur de l’électron avec ses expériences menées de 1896 à 1897.
L’existence de charges électriques corpusculaire avait été soupçonnée depuis un certain temps et les physiciens George Stoney et George Fitzgerald avaient même proposé un nom pour ces corpuscules qui se manifestaient dans des phénomènes électrostatiques, en particulier lorsque l’on frotte de l’ambre. Comme ce matériau se nomme « ἤλεκτρον / êlectron » en grec, ils ont tout naturellement été conduits à « électron ». L’histoire de sa découverte est très riche comme le montre la vidéo ci-dessous.
 L’histoire de la découverte de l’électron. © Synchrotron SOLEIL
L’électron quantique, une clé de la technologie moderne
Techniquement, l’électron est un fermion possédant un moment cinétique intrinsèque, un spin de valeur ½ en unité définie par la fameuse constante de Planck. On le trouve sur des couches électroniques dans le modèle de l’atome proposé par Niels Bohr en 1913. L’existence de ces couches repose en fait sur l’existence d’une dualité onde-corpuscule dont la description se fait à partir des ondes de matière gouvernées par l’équation de Schrödinger. Il faut en fait tenir compte de la théorie de la relativité pour décrire ces ondes de matières et, comme l’a montré le physicien Paul Dirac avec son équation relativiste généralisant celle de Schrödinger pour un électron, cela implique tout à la fois l’existence du spin de l’électron et le fait qu’il doit exister une particule de même masse que l’électron mais avec une charge électrique positive : un antiélectron, une particule d’antimatière nommée positron.
Électrons et positrons sont supposés stables, ils interviennent dans certaines désintégrations d’autres particules qui font partie comme eux d’une famille que l’on appelle des leptons, des sortes de cousins plus lourds. La masse de l’électron serait donnée par l’existence du fameux boson de Brout-Englert-Higgs via des couplages de Yukawa tout comme dans le cas des quarks. L’électron est censé être ponctuel mais s’il possède une forme à une certaine échelle, cela pourrait s’expliquer par l’existence d’une

Électron

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

Énergie

Le proton est une des particules subatomiques appelées nucléons. Avec le neutron, il constitue le noyau des atomes. Ce n’est pas une particule élémentaire car elle est constituée de trois particules plus petites appelées quarks. Celles-ci sont liées entre elles par la force nucléaire forte décrite par des équations analogues à celles de l’électromagnétisme. La théorie décrivant cette force est la chromodynamique quantique ou QCD (de l’anglais Quantum ChromoDynamics). Elle prédit l’existence de cousins des photons que l’on appelle des gluons associés aux champs des forces de la QCD.
Le proton est une particule chargée positivement. Cette charge est en valeur absolue identique à celle de l’électron et à celle de son antiparticule chargée négativement, l’antiproton. Les quarks qui constituent le proton, deux quarks up et un quark down portent des charges électriques dont les valeurs sont des fractions de la charge électrique élémentaire du proton et de l’électron.
 Les quarks, les gluons et les nucléons. © CEA Sciences
Les propriétés du proton
La masse du proton est d’environ 938,2721 MeV/c2 en unité d’énergie adaptée à la physique des particules ce qui équivaut à 1,672 649×10-27 kg. Cette masse est très majoritairement due à l’énergie échangée sous forme de gluons entre les quarks et elle ne doit donc presque rien à leurs masses ni à l’existence du boson de Higgs. On peut calculer cette masse avec les équations de la QCD mais cela nécessite des supercalculateurs.
Comme le neutron, l’électron et les quarks, le proton est un fermion portant un moment cinétique intrinsèque, un spin, valant ½ dans l’unité donnée par la constante de Planck. Il fait partie du groupe des hadrons, les particules sensibles aux interactions fortes. Ces forces confinent les quarks dans les protons de sorte qu’on ne peut les observer à l’état de particules libres, ce qui a laissé penser pendant un moment que les protons étaient des particules élémentaires.
Pour autant qu’on le sache, un proton isolé est stable bien que certaines théories dites de Grande Unification, les GUT, prédisent le contraire mais seulement au bout d'un temps extrêmement long. Par contre, certains noyaux peuvent se désintégrer en donnant un neutron, un positron et un neutrino du fait de l’existence de la force nucléaire faible.
Le prix Nobel de physique Ernest Rutherford dans son laboratoire à Montréal en 1905. © McGill University
Origine du nom proton
Le terme « proton » a commencé à être employé couramment dans la littérature scientifique à partir de 1920 suite aux travaux et aux propositions de Rutherford qui avait découvert l’existence du noyau des atomes et démontré ensuite qu’ils contenaient des noyaux d’hydrogène. Or, dès 1815, le chimiste et médecin britannique William Prout avait justement émis l’hypothèse que tous les atomes étaient construits à partir de l’atome d’hydrogène, qu’il avait baptisé d’un nom construit à partir du grec ancien prôtos qui veut dire « premier », en se basant sur le fait que leurs masses semblaient des multiples entiers de la masse de l’atome d’hydrogène. Se souvenant de l’hypothèse de Prout, Rutherford avait donc forgé les noms « proton » et « prouton ». Le premier fut adopté.

Proton

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Le [popupdefinition id=305]quasar[/popupdefinition] SDSS J0013+1523, en bleu sur cette image en fausses [popupdefinition id=4126]couleurs[/popupdefinition], a &eacute;t&eacute; observ&eacute; dans le domaine de l'[popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] proche avec le [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] Keck II &agrave; Hawa&iuml;. Il a la particularit&eacute; de jouer le r&ocirc;le d'une [popupdefinition id=3999]lentille gravitationnelle[/popupdefinition] en amplifiant l'image d'une [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] lointaine. &copy; &Eacute;cole polytechnique f&eacute;d&eacute;rale de Lausanne/Caltech/WMKO

Une lentille gravitationnelle avec un quasar

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

Télescope

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

Infrarouge

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

Couleur

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

L'un des premiers phénomènes prédits par la relativité générale, et qui a fortement contribué à la faire accepter, est celui de déviation de la lumière, également connu sous le nom de "lentille gravitationnelle". Aux alentours d'un trou noir, ce phénomène est extrêmement fort, toutefois ce n'est pas le plus important pour témoigner de leur existence. En effet, les trous noirs actifs entourés de grandes quantités de matière sont les plus facilement observables, mais autour de ceux-ci la déviation de la lumière est difficilement mise en évidence étant donnés la présence du disque d'accrétion et la complexité du rayonnement émis.
Retour historique
Einstein, avec sa théorie de la relativité générale, nous apprend que les rayons lumineux sont déviés au voisinage d'objets massifs.
• De la même façon qu'on observe une déformation de l'image lorsque des rayons lumineux sont déviés par la présence d'une lentille de verre sur leur trajet, on s'attend à observer une image déformée des étoiles lorsque leur direction est proche de celle d'un objet massif (trou noir, galaxie...).
• En 1919, survint le premier test expérimental de cette théorie. Lors d'une éclipse solaire, Arthur Eddington observe une étoile normalement située derrière le soleil. La mesure de la déviation confirme les prévisions d'Einstein. Le soleil provoque donc le premier mirage gravitationnel observé.
• En 1937, Einstein relance le sujet en décrivant le phénomène des anneaux d'Einstein : lorsque 2 étoiles, suffisamment éloignées, sont alignées avec la terre, l'étoile la plus éloignée, la source, est vue comme un anneau entourant l'étoile la plus proche, appelée lentille gravitationnelle. Quand la source n'est que de très peu décalée de l'axe terre lentille on peut observer des images multiples de la source.

Lentille gravitationnelle

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

Observatoire Keck

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En bleu et blanc les images de l'observatoire spatial [popupdefinition id=4208]Chandra[/popupdefinition] montrent deux noyaux actifs de [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition], des [popupdefinition id=305]quasars[/popupdefinition] connus sous le nom de SDSS J1254 0846. Les images dans le visible prises par Magellan montrent clairement des galaxies avec des tra&icirc;n&eacute;es de [popupdefinition id=983]mar&eacute;e[/popupdefinition]. &copy; X-ray (Nasa/CXC/SAO/P. Green et al.), Optical (Carnegie Obs./Magellan/W.Baade Telescope/J.S.Mulchaey et al.)

Collision de quasars

Terme générique qui indique les tensions de type gravitationnel qu'un ou plusieurs corps induisent à la surface d'un astre. La Terre est particulièrement sujette aux forces d'attraction de la Lune et du Soleil, lesquels (particulièrement la première) produisent leurs effets les plus sensibles sur le manteau hydrosphérique (océans et mers) qui recouvre notre planète, mais aussi sur la lithosphère et sur l'enveloppe gazeuse de l'atmosphère.

Marée

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

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

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Cette image d'artiste montre le jet de particules du [popupdefinition id=305]quasar[/popupdefinition] HE0450-2958 &agrave; l'origine d'une flamb&eacute;e de nouvelles [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] observ&eacute;e dans une [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] situ&eacute;e &agrave; 22.000 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de lui. &copy; ESO/L. Cal&ccedil;ada

Un quasar peut-il fabriquer une galaxie ?

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

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.

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.

Étoile

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L'&eacute;trange objet galactique vert baptis&eacute; &laquo; Hanny's Voorwerp &raquo; est un &eacute;cho de [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] laiss&eacute; par l'activit&eacute; d'un [popupdefinition id=305]quasar[/popupdefinition] dans la [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] IC 2497. &copy; Dan Smith/Peter Herbert/Matt Jarvis/ING

L'objet de Hanny

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J1427+3312 est le plus ancien [popupdefinition id=305]quasar[/popupdefinition] connu. Les [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] l'observent aujourd'hui tel qu'il &eacute;tait lorsque l'[popupdefinition id=15239]univers[/popupdefinition] n'&eacute;tait &acirc;g&eacute; que de 900 millions d'ann&eacute;es environ. &copy; Jive

Le quasar le plus éloigné

On regroupe sous le terme d’« univers » l’ensemble de tout ce qui existe. Cet ensemble est régi par un certain nombre de lois.
L’histoire de l’univers commence il y a quelque 13,7 milliards d’années ...

Univers

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 mécaniqu...

Astronome

Les quasars sont des astres distants, qui apparaissent comme des étoiles très brillantes lorsqu'on les observe au télescope, mais dont on sait aujourd'hui que ce sont des exemples de ce que l’on appel...