M&ecirc;me si cette vue d'artiste fait penser &agrave; un monde parall&egrave;le, cette interpr&eacute;tation est bas&eacute;e sur un fait av&eacute;r&eacute; : la d&eacute;couverte d'une plan&egrave;te chaude de la taille de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition] (en haut &agrave; gauche sur l'image) dans&nbsp;le triple [popupdefinition id=302]syst&egrave;me stellaire[/popupdefinition] HD 188753.Situ&eacute;e &agrave; 149 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition], dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Cygne, cette plan&egrave;te massive appel&eacute;e HD 188753 Ab a &eacute;t&eacute; d&eacute;tect&eacute;e par Maciej Konacki apr&egrave;s l'analyse des donn&eacute;es de l'observatoire&nbsp;[popupdefinition id=4768]Keck[/popupdefinition], situ&eacute;&nbsp;&agrave; Hawa&iuml;. Ici, l'observateur serait situ&eacute; sur un satellite de cette [popupdefinition id=4726]Jupiter chaude[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition] JPL Caltech

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Triple coucher de soleil sur une planète du système HD 188753

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

Constellation

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

Nasa

En astronomie, l’expression « système stellaire » désigne en principe un groupement d’un petit nombre d’étoiles. Les étoiles en question sont liées par l’attraction gravitationnelle. Et chacune est qualifiée de composante du système stellaire qui est classé selon le moyen d’observation qui a permis sa découverte. Il existe ainsi des systèmes stellaires visuels ou astrométriques — découverts à partir de leur mouvement apparent dans le ciel —, des systèmes stellaires à éclipses — découverts à partir des variations de leur éclat — ou encore des systèmes stellaires spectroscopiques — découverts à partir des caractéristiques de leur spectre.Il existe ainsi des systèmes stellaires à deux étoiles que l’on appelle plus simplement systèmes binaires ou étoiles binaires ou même, étoiles doubles. C’est le cas de Sirius — ou α Canis Majoris, pour les astronomes —, l’étoile qui est pour nous, la plus brillante du ciel — après le Soleil. Ces deux composantes sont Sirius A, une étoile blanche de la séquence principale, et Sirius B, une étoile naine blanche.L’étoile Polaire et Alpha Centauri sont deux exemples connus de systèmes stellaires triples. Ce dernier est d’ailleurs le système stellaire le plus proche de notre Terre. Il est situé à seulement 4,37 années-lumière.Une vue d’artiste du système stellaire triple d’Alpha Centauri. © ESO/L. Calçada/N. Risinger, Wikipedia, CC by-4.0Ne pas confondre système stellaire et système planétaireEt il cache un autre type de système stellaire. Qu’il faudrait d’ailleurs plus justement appeler système planétaire. C’est ainsi que les astronomes désignent en effet une étoile accompagnée des planètes, des lunes, des astéroïdes, des comètes et de la poussière qui gravitent autour. Ainsi le Système solaire est un système planétaire. Tout comme Proxima du Centaure — l’une des étoiles du système stellaire d’Alpha Centauri — et les deux — ou plus — exoplanètes en orbite autour d’elle.Notez que plus de la moitié des étoiles appartiennent à des systèmes stellaires, binaires ou multiples. Et leur étude apporte aux astronomes des informations importantes sur les étoiles : leur masse, leur rayon, leur densité, leur luminosité, leur température de surface et leur vitesse de rotation. De quoi mieux comprendre la formation et l’évolution des étoiles.Lorsque le nombre d’étoiles liées par la gravitation dépasse un certain seuil, les astronomes ne parlent plus trop de systèmes stellaires, mais plutôt d’amas d’étoiles ou même, de galaxie.

Système stellaire

Un Jupiter chaud (en anglais hot Jupiter) est une exoplanète géante gazeuse de masse comparable ou supérieure à celle de Jupiter et dont le rayon orbital est inférieur à un dixième de celui de Mercure autour du Soleil. La température de leurs atmosphères est considérée comme supérieure à plusieurs centaines de degrés Celsius car elles sont souvent en orbite autour d’étoiles de type solaire (F et G) et rarement autour des naines rouges qui sont pourtant les étoiles les plus nombreuses dans la Voie lactée.Le premier Jupiter chaud débusqué était la première exoplanète découverte autour d’une étoile de la séquence principale : il s’agit de 51 Pegasi b qui se situe à quelque 50 années-lumière de la Terre, dans la constellation de Pégase. L’un des Jupiters chauds les plus connus se nomme Osiris alias HD 209458 b, en orbite autour de l'étoile de type G (comme le Soleil) HD 209458, située à 154 années-lumière et également dans la constellation de Pégase.Sur cette vidéo d'artiste figurent des planètes de type Jupiter chaud en orbite proche autour d'étoiles du riche et vieil amas Messier 67 dans la constellation du Crabe. © ESO, L.Calçada, M.Kornmesser, Music: Johan B. MonellDes exoplanètes qui ont migréLa masse et la proximité des Jupiters chauds avec leur étoile-hôte les rendent faciles à détecter par la méthode des vitesses radiales, comme ce fut le cas avec 51 Pegasi b. Il est possible aussi de les identifier par la méthode du transit. Le premier cas observé fut HD 209458 b, bien que sa découverte fût faite initialement par la méthode des vitesses radiales.HD 209458 b est célèbre non seulement pour cette raison mais aussi parce que c’est la première exoplanète dont l'atmosphère a été détectée. C'est même la première exoatmosphère où furent détectés de l'oxygène et du carbone.La découverte des Jupiters chauds pose le problème de leur origine. Les chercheurs pensent généralement, mais il y a débat, que tout comme Jupiter et Saturne, ces géantes gazeuses se seraient formées à grandes distances, au-delà de la fameuse ligne des glaces, avant de migrer aux distances où on les observe actuellement.

Jupiter chaud

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'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

Jupiter

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

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Cette vue d'artiste montre le flux de poussi&egrave;re en provenance du [popupdefinition id=62]trou noir[/popupdefinition] situ&eacute; au centre de la [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] NGC 3783.&copy; Eso, M. Kornmesser

La galaxie NGC 3783 et son trou noir

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

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

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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Ulas J1120+0641 est un [popupdefinition id=305]quasar[/popupdefinition] et c'est &agrave; la fois le plus ancien et le plus lointain connu (12,9 milliards d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition]). Il est ici repr&eacute;sent&eacute; avec des jets de [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition].&copy; Eso, M. Kornmesser

Ulas J1120+0641, le plus lointain des quasars

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 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

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Exolune gravitant autour d'une [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition].&copy; Flickr, ComputerHotline, CC BY 2.0

Vue d'artiste d'une splendide exolune

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

Exoplanète

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TW Hydrae est une jeune [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] entour&eacute;e d'un [popupdefinition id=4444]disque protoplan&eacute;taire[/popupdefinition]. Elle se situe &agrave; environ 175 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition].&copy; B. Saxton et A. Angelich, NRAO, AUI, NSF, Alma (Eso, NAOJ, NRAO)

La jeune étoile TW Hydrae et son disque protoplanétaire

Le disque protoplanétaire d'une jeune étoile est le disque de gaz et de poussière qui l'environne, et où sont susceptibles de se former des planètes. 
De récentes études tendent à prouver que des nain...

Disque protoplanétaire

Etoile centrale du système solaire. 
Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, dont elle est distante d'environ 150 millions de kilomètres. Le Soleil est situé à 8,5 kparsecs du centre de la ...

Soleil

Une étoile est une boule massive et lumineuse de plasma liée par sa propre gravité dont le diamètre et la densité sont tels que la région centrale, le cœur, atteint la température nécessaire à l'amorç...

Étoile

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La [popupdefinition id=4545]plan&egrave;te rocheuse[/popupdefinition] Kepler-10b a &eacute;t&eacute; d&eacute;couverte gr&acirc;ce &agrave; la mission Kepler de la [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]. Elle mesure 1,4 fois la taille de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition] et est la plus [popupdefinition id=4548]petite plan&egrave;te[/popupdefinition] jamais d&eacute;couverte en dehors de notre [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition]. La d&eacute;couverte de cette [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] est le fruit de plus de huit mois d'analyses recueillies par la sonde, de mai 2009 &agrave; d&eacute;but janvier 2010.&copy; Nasa

Kepler 10-b, une superterre

Les planètes telluriques sont principalement composées de roches et de métaux et ont une densité relativement élevée, une rotation lente, une surface solide, pas d'anneaux et peu de satellites (Mercure, Vénus, la Terre, et Mars par exemple).

Planète tellurique

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

Terre

Les petites planètes ont des diamètres de moins de 13000 km (Mercure, Vénus, la Terre et Mars par exemple).

Petite planète

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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L'[popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] Gliese 581 est une [popupdefinition id=31]naine rouge[/popupdefinition] se trouvant &agrave; 20 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition]. Plusieurs [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition] existeraient autour d'elle, comme le montre cette repr&eacute;sentation d'artiste mais est-ce vraiment le cas ? Rien n'est moins s&ucirc;r...&copy; Eso, L. Cal&ccedil;ada

L'étoile Gliese 581, une étonnante naine rouge

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.

Les naines rouges sont les plus petites et les plus faibles des étoiles. Environ 80 % des étoiles sont des naines rouges, mais aucune n'est visible à l'œil nu depuis la Terre.
Comme leur luminosité est très faible (environ 1 % au plus de celle du Soleil), les plus petites d'entre elles doivent pouvoir durer des milliers de milliards d'années. Elles sont classées dans le type M. On pense qu'il existe des milliards de superterres autour des naines rouges dans la Voie lactée.

Naine rouge

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La [popupdefinition id=60]supernova[/popupdefinition] SN 1987a se situe dans le [popupdefinition id=4329]Grand Nuage de Magellan[/popupdefinition]. Les premi&egrave;res observations de l'explosion datent de 1987. Depuis, l'anneau de d&eacute;bris de la supernova continue son expansion. Cette vue d'artiste se base sur les donn&eacute;es recueillies par les antennes d'Alma, dans le [popupdefinition id=16017]d&eacute;sert[/popupdefinition] d'Atacama.&copy; Alma (Eso/NAOJ/NRAO), Alexandra Angelich (NRAO/AUI/NSF)

L'anneau de débris de la supernova SN 1987a

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

Désert

Une supernova est l'explosion cataclysmique d'une étoile qui, pendant un temps, peut briller plus vivement qu'une galaxie entière composée de centaines de milliards d'étoiles. On distingue essentiellement deux grandes familles de supernovae : les SN II et les SN Ia. 
Extrait du documentaire Du Big Bang au vivant. Jean-Pierre Luminet parle de la mort des étoiles massives, leurs explosions en supernovae et la formation de pulsars. © ECP Productions, YouTube.
Deux familles de supernovae
Les SN II se produisent lorsque des étoiles massives dépassant environ 8 à 10 masses solaires ont épuisé leur combustible nucléaire. Cela provoque l'effondrement gravitationnel du cœur dont la force de gravité n'est plus contrebalancée par la pression des radiations libérées par les réactions thermonucléaires. Selon un scénario encore mal compris, une grande quantité d'énergie est libérée et éjecte les couches externes de l'étoile pour ne laisser qu'une étoile à neutrons ou, dans les cas extrêmes, un trou noir.
Les SN Ia se produisent dans un système binaire qui contient au moins une naine blanche. Il est probablement juste de dire que bien des manuels d’astrophysique vieux d’au moins dix ans expliquent l’origine des supernovae SN Ia avec une naine blanche accrétant de la matière jusqu’à atteindre la fameuse masse limite de Chandrasekhar. On sait en effet que les étoiles de la Voie lactée évoluent majoritairement en couple. Beaucoup sont moins massives que le Soleil, et comme lui, elles finiront leur vie paisiblement sous forme de naine blanche. En théorie du moins, car si elles font partie d’un système binaire contenant une étoile n’étant pas encore arrivée au même stade d’évolution, leur destin peut être bien plus spectaculaire. Ainsi, si elles sont suffisamment proches d’une géante rouge, ou même d’une étoile encore sur la séquence principale, les forces de marée de la naine blanche peuvent être telles qu’un transfert de matière de l’étoile à la naine se produit, augmentant sa masse.
Lorsque celle-ci atteint 1,4 masse solaire, les lois de la mécanique quantique et de la relativité restreinte la rendent inévitablement instable et elle doit s’effondrer. Le processus enclenche surtout des réactions thermonucléaires de fusion du carbone et de l’oxygène et une explosion se produit alors, soufflant toute l’étoile.
Comme cette explosion se fait à masse constante, sa luminosité intrinsèque doit faiblement varier. Celle-ci étant très importante, les SN Ia sont donc de bons indicateurs de distance pour sonder l’univers observable et étudier son expansion à des milliards d’années-lumière de la Voie lactée. Ce sont précisément ces propriétés qui ont permis à Saul Perlmutter et ses collègues de mettre en évidence l’expansion accélérée du cosmos observable.
On pense maintenant que beaucoup de SN Ia seraient des collisions de naines blanches.

Supernova

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

Grand Nuage de Magellan

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&Agrave; quoi ressemblerait le ciel terrestre si le [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] &eacute;tait remplac&eacute; par d'autres [popupdefinition id=851]astres[/popupdefinition] ? L'Agence spatiale russe s'est pos&eacute; la question. Sur cette image, l'[popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] double d'Alpha Centauri semble ainsi tr&egrave;s proche de la Terre mais en r&eacute;alit&eacute;, m&ecirc;me si ces deux &eacute;toiles figurent parmi les plus proches de notre Plan&egrave;te, elles se situent tout de m&ecirc;me &agrave; 4,36 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition]. [popupdefinition id=6440]Proxima Centauri[/popupdefinition], l'autre &eacute;toile de ce [popupdefinition id=302]syst&egrave;me stellaire[/popupdefinition] triple (le petit point &agrave; gauche sur l'image) est une [popupdefinition id=31]naine rouge[/popupdefinition]. Elle se situe quant &agrave; elle &agrave; 4,22 ann&eacute;es-lumi&egrave;re. &copy; Russian Federal Space Agency

Alpha Centauri dans le ciel terrestre

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

Astre

Etoile centrale du système solaire. 
Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, dont elle est distante d'environ 150 millions de kilomètres. Le Soleil est situé à 8,5 kparsecs du centre de la Voie lactée. Dans la classification des étoiles, le soleil est une étoile de type G2.
La masse du Soleil représente la majeure partie de la masse du système solaire. Elle est utilisée comme unité de masse pour les étoiles. L'énergie solaire, d'une importance capitale pour la Terre et notamment pour la vie, est produite par les réactions nucléaires qui se déroulent au coeur du Soleil. Agé d'environ 5 milliards d'années, le Soleil continuera à briller, avec une luminosité augmentant lentement, pendant une durée équivalente, avant d'évoluer en géante rouge et finalement de mourir.
Le mouvement apparent du Soleil par rapport à la Terre donne lieu aux saisons, dues à l'inclinaison du plan de l'écliptique par rapport à celui de l'équateur terrestre. 
La rotation de 27 jours du Soleil autour de lui-même a été découverte par Galilée en 1611. 
On distingue dans le Soleil diverses couches parmi lesquelles le noyau ou coeur, la zone radiative, la zone de convection, la photosphère (qui émet la majeure partie de la lumière solaire), la chromosphère et sa partie extérieure, la couronne. La densité décroît avec l'altitude, du noyau vers l'atmosphère. La température régnant dans le noyau est de l'ordre de 15 millions de kelvins. Elle décroît dans les zones radiatives et convectives. Dans la photosphère, qui constitue la surface visible du Soleil, elle est de l'ordre de 5800 K en moyenne. Dans les plus basses couches de la chromosphère, la température décroît avec l'altitude jusqu'à environ 4500 K, avant de croître à nouveau, surtout dans la zone de transition, où cette croissance est très forte sur une épaisseur réduite. La température de la couronne atteint des températures de l'ordre de 106 K. Cette température extrêmement élevée n'est pas encore totalement expliquée. 
L'atmosphère solaire est un milieu complexe constitué de plasma soumis à un champ magnétique intense, siège d'éruptions solaires et qui émet le vent solaire. Les taches solaires, qui apparaissent sombres à cause de leur température plus basse sont, comme la couronne, des radiosources. L'activité solaire liée à ces phénomènes varie de manière cyclique.
Récemment, l'héliosismologie a permis de mieux appréhender la structure interne du Soleil. La couche convective interne n'est connue que par les ondes étudiées dans cette discipline et par l'étude des neutrinos solaires, produits au cours des réactions nucléaires se déroulant dans le coeur. Le déficit des neutrinos solaires observés par rapport à ceux attendus est l'une des interrogations de l'astrophysique solaire. 
L'observation du spectre solaire s'effectue grâce à des spectrohéliographes. Ce spectre comprend des raies, connues depuis Fraunhofer (1814), qui signalent la présence d'hydrogène et d'hélium principalement et d'une soixantaine d'autres éléments. Il comprend également des bandes qui trahissent la présence de molécules dans l'atmosphère solaire.

Proxima est l'étoile la plus proche de nous. C'est une naine rouge, une catégorie d'étoiles peu massives et faiblement lumineuses très répandues dans la Voie lactée. Elle se situe à 4,22 années-lumière seulement, dans la constellation australe du Centaure. Avec sa magnitude apparente de 11,2 (elle est 20.000 fois moins lumineuse que le Soleil et 8 fois moins massive), il faut un télescope pour l'observer, ce qui explique qu'elle n'a été découverte qu'en 1915. 
En 2002 son diamètre a pu être mesuré grâce à l'interféromètre du Very Large Telescope : Proxima Centauri est 7 fois plus petite que le Soleil avec un diamètre de 200.000 kilomètres (1,5 fois celui de Jupiter). C'est également une étoile variable : son puissant champ magnétique est à l'origine de gigantesques éruptions stellaires (l'équivalent des éruptions solaires sur notre étoile) qui augmentent sa luminosité d'une magnitude. 
Proxima Centauri fait partie d'un système stellaire triple. Les deux autres membres forment l'étoile double Alpha Centauri, nommée par les arabes Rigil Kentarus (le pied du centaure) au Moyen Âge, la quatrième étoile la plus brillante du ciel. Avec ses deux composantes stellaires identiques à notre Soleil, Alpha Centauri est une bonne candidate pour arborer une exoterre, comme le suggère S. Cowley dans son ouvrage de science-fiction Vaisseaux de l'an 2000 à l'an 2100.

Proxima du Centaure 

9082_alpha-centauri-dans-le-ciel-terrestre

Cette image repr&eacute;sente une toute jeune [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] encore entour&eacute;e d'un [popupdefinition id=4444]disque protoplan&eacute;taire[/popupdefinition] dans lequel les plan&egrave;tes se forment. Gr&acirc;ce &agrave; l'utilisation du [popupdefinition id=16110]spectrographe[/popupdefinition] Harps, une &eacute;quipe d'[popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] a d&eacute;couvert que les &eacute;toiles semblables au [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] et poss&eacute;dant des plan&egrave;tes [popupdefinition id=1219]h&ocirc;tes[/popupdefinition] ont d&eacute;truit leur [popupdefinition id=12336]lithium[/popupdefinition] beaucoup plus efficacement que les &eacute;toiles sans plan&egrave;tes. Cette constatation fournit aux astronomes un moyen tr&egrave;s efficace pour rep&eacute;rer les &eacute;toiles les plus susceptibles d'h&eacute;berger des plan&egrave;tes.&copy; Eso, L. Cal&ccedil;ada

Le lithium des étoiles

Terme souvent utilisé pour désigner un ordinateur relié à un réseau et assurant des fonctions autres que le transport (en particulier des fonctions de niveau application).

Hôte

Le lithium est le métal le plus léger. Dans le tableau périodique des éléments, il est également le premier alcalin.
Généralités
Symbole : LiNuméro atomique : 3Électrons par niveau d’énergie : 2, 1Masse atomique : 6,941 uIsotopes les plus stables : 6Li stable avec trois neutrons (7,5 %), 7Li stable avec quatre neutrons (92,5 %)Série : métal alcalinGroupe, période, bloc : 1, 2, sDensité : 0,534 Point de fusion : 180,5 °CPoint d’ébullition : 1.342 °C
Historique du lithium
Le lithium a été découvert en 1817 par Johan August Arfwedson. Celui-ci fit en effet la découverte d'un nouveau sel dans des minéraux de lépidotite, de pétalite et de spodumène. L'élément fut par la suite isolé par William Thomas Brande et Humphry Davy. On lui donna le nom de lithium, d’après le grec « lithos », « pierre », car il a été découvert dans des minéraux.
 Pile bouton au lithium de 3V. On utilise souvent ce genre de piles dans les montres. © Krzysztof Woznica, Wikimedia Commons, DP
Propriétés du lithium
Le lithium métallique est blanc argenté. C’est un métal très réactif qui réagit notamment avec l'azote. Sa réaction avec l'eau est violente et dangereuse. Il est inflammable. La plage de températures où il se trouve à l'état liquide est exceptionnellement large. Ce métal est moyennement abondant dans la croûte terrestre, moins que le nickel et le cuivre. Plusieurs de ses propriétés physiques et chimiques sont plus semblables à ceux des métaux de terre alcaline qu'à ceux de son propre groupe. Il est caractérisé par une chaleur spécifique et une conductivité thermique très élevées, une basse viscosité ainsi qu'une faible densité. Le lithium métallique est soluble dans les amines aliphatiques à chaînes courtes, comme l'éthylamine. En outre, il est insoluble avec les hydrocarbures. 
Utilisation du lithium
En tant qu'alcalin, le lithium possède de nombreuses applications industrielles. Il est par exemple utilisé pour le lustrage des porcelaines. Dans les piles alcalines, on l'emploie comme additif pour allonger la durée de vie de la pile. Certaines formes de soudage l'emploient aussi, comme le soudage au laiton. Il est également l'un des composants principaux des batteries lithium-ion (anode), notamment dans l'électronique mobile.
Dans le domaine de la santé, le lithium est utilisé depuis longtemps dans le traitement des troubles bipolaires. C'est le traitement de référence avec lequel les autres thymorégulateurs sont comparés. L'ion Li+ est le principe actif des sels de lithium utilisés mais les mécanismes d'actions précis sont encore sujets à débat.
Lithium et environnement
Le lithium métallique réagit avec l'azote, l'oxygène et la vapeur d'eau dans l'air. Dans ce cas, la surface du lithium devient une mixture d'hydroxyde de lithium (LiOH), de carbonate de lithium (Li2CO3) et de nitrure de lithium (Li3N). L'hydroxyde de lithium présente un risque potentiel significatif car il s'agit d'un composé extrêmement corrosif qui peut s'avérer nocif notamment pour les organismes aquatiques.

Lithium

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

Spectrographe

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

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

3977_le-lithium-des-etoiles

Cette image montre le [popupdefinition id=4746]magn&eacute;tar[/popupdefinition] du tr&egrave;s riche et tr&egrave;s jeune amas stellaire Westerlund 1. Cet amas contient des centaines d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] tr&egrave;s massives, certaines avec une [popupdefinition id=1976]luminosit&eacute;[/popupdefinition] &eacute;quivalente &agrave; celle d'un million de [popupdefinition id=3727]soleils[/popupdefinition]. Des [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] europ&eacute;ens ont d&eacute;montr&eacute; pour la premi&egrave;re fois que ce magn&eacute;tar - un type inhabituel d'[popupdefinition id=32]&eacute;toiles &agrave; neutrons[/popupdefinition] avec un [popupdefinition id=3878]champ magn&eacute;tique[/popupdefinition] extr&ecirc;mement fort - a &eacute;t&eacute; form&eacute; &agrave; partir d'une &eacute;toile ayant une [popupdefinition id=15213]masse[/popupdefinition] au moins quarante fois plus &eacute;lev&eacute;e que le Soleil. Ce r&eacute;sultat remet en cause des th&eacute;ories actuelles sur la fa&ccedil;on dont les &eacute;toiles &eacute;voluent. En effet, une &eacute;toile plus massive que celle-ci devrait devenir un [popupdefinition id=62]trou noir[/popupdefinition], pas un magn&eacute;tar.&copy; Eso, L. Cal&ccedil;ada

Magnétar dans l'amas stellaire Westerlund 1

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

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

Champ magnétique

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

Étoile à Neutrons

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

Luminosité

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

Magnétar

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&Agrave; seulement 20 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de nous, dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] de la Balance, l'[popupdefinition id=27]&eacute;toile naine[/popupdefinition] rouge Gliese 581 a attir&eacute; l'attention de bien des [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier]. Plusieurs plan&egrave;tes en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour de cette &eacute;toile ont en effet&nbsp;&eacute;t&eacute; d&eacute;tect&eacute;es, dont deux au moins pr&egrave;s de la zone habitable du syst&egrave;me (la r&eacute;gion o&ugrave; une plan&egrave;te comme la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition] peut avoir de l'eau [popupdefinition id=15334]liquide[/popupdefinition] &agrave; sa surface).L'&eacute;quipe dirig&eacute;e par Steven Vogt (UCO Lick), et Paul Butler (DTM Carnagie Inst.) a annonc&eacute; en septembre 2010 la d&eacute;tection d'une autre plan&egrave;te, Gliese 581 g, alias Zarmina, situ&eacute;e dans la zone habitable du syst&egrave;me. Leur travail, bas&eacute; sur onze ann&eacute;es de recherche, nous &eacute;clairera peut-&ecirc;tre sur cette plan&egrave;te potentiellement habitable trouv&eacute;e autour d'une &eacute;toile tr&egrave;s proche.&copy; Lynette Cook

Le monde de Zarmina

Une étoile ordinaire de la séquence principale comme le Soleil, qui brûle de l'hydrogène dans des réactions nucléaires en son coeur. Les plus grosses étoiles naines peuvent être beaucoup plus grandes que le Soleil.

Étoile naine

Avec notamment l’état solide et l’état gazeux, l’état liquide fait partie des différents états de la matière. Dans l’état liquide, ions, atomes ou molécules sont faiblement liés les uns aux autres. De quoi rendre la matière facilement déformable. Toutefois, les atomes d’un liquide restent liés et ne peuvent pas s’éloigner à volonté les uns des autres.
Différence entre état liquide et état gazeux
À l'échelle microscopique, l’état liquide possède une cohésion que ne présente pas l’état gazeux. La proximité entre les atomes de liquide fait également que, comme pour les solides, celui-ci reste difficilement compressible.
Différence entre état liquide et état solide
À l'échelle macroscopique, un liquide ne présente pas de forme propre et ne peut pas être saisi, à la différence d'un solide. C’est un fluide qui s’adapte à la forme du récipient dans lequel il est placé. Transvasé dans un autre récipient, un liquide conserve tout de même son volume. Un liquide possède donc bien un volume propre. Au repos, la surface libre d’un liquide est plane et horizontale.
La viscosité d'un liquide
La viscosité est l’une des caractéristiques essentielles d’un liquide. Elle rend compte de l’attachement des atomes entre eux. Plus sa viscosité est grande, plus un liquide résiste à un corps qui voudrait le traverser.

Liquide

Le mot orbite vient du latin orbita qui était employé pour désigner la trace laissée par une roue. Il est utilisé aussi bien en astronomie qu’en anatomie, avec des sens très différents.L’orbite en astronomieCette photo, prise depuis la Station spatiale internationale, en orbite autour de la Terre, représente notre Planète bleue, gravitant elle-même sur une orbite parcourue en une année autour du Soleil, en arrière-plan. © Nasa's Marshall Space Flight Center, Flickr, cc by nc 2.0En astronomie, l’orbite désigne la trajectoire fermée suivie par un corps céleste autour d’un autre corps céleste de manière périodique, sous l’influence de la gravitation et de forces d’inertie. Cette orbite peut être circulaire, elliptique, parabolique ou hyperbolique.Le terme peut être employé pour décrire le mouvement d’une planète tournant autour d’une étoile, comme dans le cas de la Terre et du Soleil. Il est aussi employé lorsqu’il est question de la trajectoire d’un satellite naturel ou artificiel gravitant autour d’une planète, comme dans le cas de la Lune autour de la Terre. Dans le cas d’une orbite centrée sur notre Planète, on parle d’orbite géocentrique, une catégorie dans laquelle se placent aussi l’orbite géosynchrone et l’orbite géostationnaire, par exemple. Les comètes ou les astéroïdes décrivent aussi des orbites autour d’autres astres.Plusieurs paramètres peuvent être utiles à caractériser une orbite. Sa période ou son inclinaison. Son excentricité également. Lorsque celle-ci est nulle, la trajectoire de l’objet en orbite est circulaire.L’orbite en anatomieLe terme orbite est aussi bien employé en astronomie, qu’ici, en anatomie, pour désigner la cavité osseuse dans laquelle repose notamment le globe oculaire. © oka, Adobe StockEn anatomie, l’orbite correspond à la cavité osseuse dans laquelle reposent les yeux et leurs composants (globes oculaires, muscles oculomoteurs, nerf optique, vaisseaux sanguins, etc.). Elle se forme grâce aux prolongements de sept os crâniens. Sur l’avant, la base de l’orbite est large et ouverte, de quelque 40 sur 35 mm. Sur l’arrière, en moyenne 45 mm en profondeur, elle est plus étroite.En tant que cavité osseuse, l’orbite peut être affectée de divers troubles tels que des fractures, des inflammations ou même des tumeurs. La cellulite orbitaire, par exemple, peut se propager à l’orbite à partir des sinus. C’est une infection fréquente chez l’enfant. Elle se caractérise par des douleurs, des gonflements et des rougeurs, des troubles de la vision et de la fièvre, notamment. Elle se soigne par antibiotiques.

Orbite

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&Agrave; quoi le ciel ressemblerait-t-il s'il avait quatre [popupdefinition id=3727]soleils[/popupdefinition] ? Les plan&egrave;tes du syst&egrave;me HD 98800, si elles existent, ont une telle vue. HD 98800 est un syst&egrave;me d'[popupdefinition id=11769]&eacute;toiles multiples[/popupdefinition] situ&eacute; &agrave; environ 150 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition], dans notre section de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition]. On sait depuis des ann&eacute;es que HD 98800 se compose de deux paires d'&eacute;toiles doubles, dont une paire entour&eacute;e par un disque de poussi&egrave;re. Les paires d'&eacute;toiles sont situ&eacute;es &agrave; environ 50 [popupdefinition id=63]UA[/popupdefinition] l'une de l'autre.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], JPL-Caltech, T. Pyle (SSC)

Les quatre soleils du système HD 98800

Une unité astronomique (symbole : UA) est la distance moyenne de la Terre au Soleil. Une UA vaut 149.597.870.700 m. C'est une unité souvent utilisée pour les distances dans le Système solaire, ou pour l'écartement de deux étoiles dans un système double.
Le site Du Big Bang au Vivant (www.dubigbangauvivant.com) est un projet multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine. Hubert Reeves, Jean-Pierre Luminet et d'autres chercheurs y répondent à des questions à l'aide de vidéos. Dans cet extrait du documentaire, Jean-Pierre Luminet évoque les dimensions du Système solaire. © ECP Productions

Unité astronomique

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

Voie lactée

Une étoile multiple se compose de trois étoiles ou un peu plus, liées gravitationnellement les unes aux autres. La plupart des systèmes d'étoiles multiples sont des étoiles triples, également appelés ternaires, comme Alpha du Centaure. Mais des étoiles quadruples (4 composantes), quintuples (5 composants) et même des étoiles sextuples, comme Alcor et Mizar qui forment un système triplement binaire, existent. Ils sont cependant statistiquement de moins en moins susceptibles de se produire.
Organisation des étoiles multiples
Attention à ne pas confondre une étoile multiple avec un amas d'étoiles ouvert qui compte généralement de 100 à 1.000 étoiles. La plupart des étoiles multiples sont organisées de manière hiérarchique, avec de petites orbites imbriquées dans les grandes orbites. Dans ces systèmes, il existe peu d'interactions entre les orbites et, comme dans les étoiles binaires, les orbites sont stables.

Étoile multiple

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Voici la repr&eacute;sentation de la [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] situ&eacute;e autour d'une [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] ayant r&eacute;cemment explos&eacute; et connue sous le nom de [popupdefinition id=60]Supernova[/popupdefinition] 1987a, ou SN 1987a. Cette illustration est bas&eacute;e sur des observations qui ont pour la premi&egrave;re fois r&eacute;v&eacute;l&eacute; une vue tridimensionnelle de la distribution de la mati&egrave;re expuls&eacute;e.Les observations ont &eacute;t&eacute; faites par les [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] de l'Eso &agrave; l'aide du Very Large Telescope. L'explosion initiale a non seulement &eacute;t&eacute; puissante mais &eacute;galement plus concentr&eacute;e dans une direction particuli&egrave;re.&copy; Eso, L. Cal&ccedil;ada

La supernova SN 1987a

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.

3982_la-supernova-sn-1987a

Cette image nous montre HIP 13044 b, une [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] orbitant autour d'une [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition], entr&eacute;e dans notre [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition], la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition], depuis une autre galaxie.Cette plan&egrave;te d'origine extragalactique a &eacute;t&eacute; d&eacute;tect&eacute;e en 2010 par une &eacute;quipe europ&eacute;enne d'[popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] utilisant le MPG/Eso, [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] de 2,2 m&egrave;tres &agrave; l'observatoire de La Silla au Chili. La plan&egrave;te est en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour d'une &eacute;toile en fin de vie. Elle pourrait m&ecirc;me &ecirc;tre sur le point d'&ecirc;tre engloutie, nous donnant ainsi des indices sur le sort de notre propre syst&egrave;me plan&eacute;taire dans un avenir (pas si) lointain.&copy; Eso, L. Cal&ccedil;ada

HIP 13044 b, la première planète d'origine extragalactique jamais observée

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

Télescope

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Les plan&egrave;tes [popupdefinition id=2575]extrasolaires[/popupdefinition] contiennent-elles de l'eau ? Pour le savoir, le [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] spatial [popupdefinition id=2450]Spitzer[/popupdefinition] a r&eacute;alis&eacute; des observations d&eacute;taill&eacute;es des [popupdefinition id=850]atmosph&egrave;res[/popupdefinition] de plan&egrave;tes en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour d'autres [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] que notre [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition]. Bien qu'aucune vapeur d'eau n'ait &eacute;t&eacute; d&eacute;tect&eacute;e, les techniques d'analyse des atmosph&egrave;res d'[popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition] sont tr&egrave;s prometteuses et la recherche ne fait que commencer !&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], JPL-Caltech, T. Pyle (SSC)

L'atmosphère des exoplanètes

Signifie "hors du Système Solaire". On parle souvent de planètes extrasolaires, cela veut dire que ce sont des planètes qui ne tournent pas autour du Soleil, elles tournent autour d'une autre étoile. On parle aussi d'exoplanètes.
En 1995 fut découverte la première planète extrasolaire à l'Observatoire de Haute Provence (Mayor et Queloz). En avril 2005, 155 planètes extrasolaires étaient connues.

Extrasolaire

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

L’atmosphère est, au sens large, une couche gazeuse qui enveloppe certains astres. La Terre ainsi que d’autres planètes ou les étoiles en sont pourvues. Une atmosphère peut contenir des particules en suspension (poussières, aérosols, etc.) ou atteindre des températures très élevées, comme c’est le cas pour les étoiles, engendrant alors une émission de lumière.Composition de l'atmosphère terrestreL’atmosphère terrestre est la partie la plus proche du sol de la Terre. C'est une couche de gaz qui entoure le globe maintenue par la force gravitationnelle et qui l'empêche de se disperser dans l'univers. Elle correspond à la couche de gaz et de particules qui entoure notre planète. L’air, inodore et incolore, se compose très majoritairement de diazote (78 %), de dioxygène (21 %) et d’autres gaz, dont l’argon et le dioxyde de carbone. Ceux-ci, cumulés aux particules en suspension, jouent un rôle fondamental dans le maintien de la vie : absorption partielle du rayonnement ultraviolet, tampon thermique ou réchauffement de la surface par effet de serre. Ainsi, entre le jour et la nuit, les températures fluctuent peu. Autre gaz, la vapeur d'eau peut se modifier et contenir aussi bien des éléments liquides tels que les embruns, la pluie…) ou solides tels que les grêlons, flocons de neige, particules de poussières. L'atmosphère transporte également des corps étrangers, résultant de l'activité humaine (pesticides, oxydes d’azote…) ou de processus naturels (pollens, particules issues d'éruption volcanique).L'atmosphère terrestre. © meteotek08, Flickr, Wikimedia Commons, CC by-sa 2.0Les couches de l'atmosphère terrestreSa limite est difficile à déterminer car il n’existe pas de frontière nettement dessinée. La Fédération aéronautique internationale a placé la frontière entre l'atmosphère et l'espace à 100 km et a baptisé cette limite Ligne de Kármán.Néanmoins, l’atmosphère terrestre se compose de plusieurs couches :
la troposphère, présente au niveau du sol jusqu’à une dizaine de kilomètres d’altitude et concentrant la majeure partie de la masse de l’air et des phénomènes météorologiques ;
la stratosphère, qui compose le niveau supérieur, jusqu’à 50 km d’altitude, et héberge la couche d’ozone, absorbant une grande partie du rayonnement solaire ;
la mésosphère, située entre 50 et 80 km d’altitude ;
la thermosphère, jusqu’à 800 km d’altitude ;
l’exosphère, qui se poursuit jusqu’à 50 000 km d’altitude, avec une densité gazeuse très faible.
L’atmosphère comme unité de pressionEn métrologie, symbolisée atm, l’atmosphère peut aussi désigner une unité de pression non incluse dans le système internationale. Elle équivaut à la pression atmosphérique normale au niveau de la mer, soit 101 325 pascals (Pa).

Atmosphère

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Monde imaginaire

Temps imaginaire

Vues artistes

Magnetar

TW Hydrae

Alpha centauri

SuperTerre

Choix de la rédaction

Top 16 des vues d'artistes d'autres mondes extraordinaires

Univers

Exoplanètes

Kepler

frise chronologique formation de l'univers et du système solaire

Logiciels

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Tech

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